УДК 524.335
ФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЫ ТИПА SX ФЕНИКСА В ГАЛО ГАЛАКТИКИ
© 2007 г. Ч. Х. Ким1, Я. Б. Джеон2, С. Л. Ким2, А. В. Ющенко34
1Национальный университет Чонбук, Чонжю, Республика Корея
2Корейский институт астрономии и наук о космосе, Дэйджон, Республика Корея
3Астрофизический центр по исследованию структуры и эволюции космоса, Университет Сейджон,
Сеул, Республика Корея
4Астрономическая обсерватория, Одесский национальный университет им. И.И. Мечникова, Одесса, Украина Поступила в редакцию 20.08.2006 г.; после доработки 27.12.2006 г.
Проведено исследование открытого относительно недавно объекта 2—7—0122, имеющего звездную величину 17т (в системе V), и подтверждена его принадлежность к переменным звездам типа SX Phe. Проведены фотометрические наблюдения на 1.8-м телескопе Обсерватории Боухунсан и 1.0-м телескопе Обсерватории Маунт Лемон, что позволило уточнить фотометрические элементы и провести частотный анализ кривой блеска. Показано существование двух близких частот Д = = 24.6539 цикл./сут и Д2 = 24.8173 цикл./сут, одна из которых может быть нерадиальной, и нескольких связанных с ними частот. Металличность звезды не менее, чем на 2 порядка меньше солнечной, что делает ее наиболее бедным металлами объектом типа SX Phe в поле Галактики. Подтверждено изменение блеска одной из попадающих в поле зрения звезд, определены элементы изменения ее блеска и возможный тип переменности (ННс).
PACS: 97.30.Dg, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
Переменные звезды типа SX Phe характеризуются амплитудами изменения блеска 0.3m—0.7т и короткими периодами (0.03—0.08 сут). Низкая металличность и высокие пространственные скорости этих объектов позволяют отнести их к звездам населения II. К настоящему времени переменные этого типа открыты в гало Галактики, в шаровых звездных скопления и близких карликовых галактиках [1]. Близкие по периодам и амплитудам изменения блеска высокоамплитудные звезды типа 6 Sct (HADS — high amplitude 6 Sct), в отличие от звезд типа SX Phe, имеют металличность, близкую к солнечной. Класс карликовых цефеид объединяет как HADS, так и звезды типа SX Phe.
Несмотря на то что число известных звезд типа SX Phe в шаровых скоплениях и близких карликовых галактиках быстро увеличивается [2, 3] (см. также ссылки в этих работах), к настоящему времени известно только 18 звезд типа SX Phe в гало Галактики [4]. Детальное исследование одной из этих звезд (LZ Her) показало, что она должна быть отнесена к звездам типа W UMa [5]. Поэтому
исследования новых звезд типа SX Phe вне скоплений представляют несомненный интерес. Три объекта из этой немногочисленной группы, а именно, KZ Hya [6], BL Cam [7] и CY Aqr [8], являются бимодальными пульсаторами [9]. Упомянутые исследования этих объектов поддерживают гипотезу о том, что звезды типа SX Phe являются двойными. Для подтверждения этого необходимо изучить как можно большее число объектов данного типа.
В недавней работе [10] был открыт объект, получивший обозначение 2—7—0122, который, возможно, является новой звездой типа SX Phe в гало Галактики. Координаты этой переменной звезды - а = 14h10m57.1s, 6 = +53° 13'36" (J2000.0). На основании пяти ночей наблюдений в работе [10] были найдены амплитуда изменения блеска (Д V = = 0.25), средняя звездная величина ((mV) = 17.3) и период изменения блеска (58 мин).
С целью дальнейшего изучения этого потенциально очень интересного объекта мы попытались подтвердить возможность наличия двойной периодичности, которая часто проявляется в небольшой модуляции амплитуды кривой блеска, и получить дополнительные данные о звезде 2-7-0122, ко-
с2
о
V(2-7-0122)
О
^ 2-7-0123 \
№14
Ci
О
Рис. 1. Снимок области объекта 2—7—0122, полученный на 1.8-м телескопе. Размер стороны квадрата равен 5.8', север вверху, полное поле зрения телескопа в два раза больше. Символами V, С1 и С2 отмечены исследуемая звезда, звезда сравнения и контрольная звезда, соответственно.
торые могли бы объяснить природу звезд типа SX Phe.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ИХ ОБРАБОТКА
1310 наблюдений блеска звезды 2—7—0122 в фотометрической системе V были получены в течение 11 ночей с 31 декабря 2003 г. по 18 мая 2004 г. на двух телескопах. На 1-м рефлекторе Обсерватории Маунт Лемон в Аризоне звезда наблюдалась 5 последовательных ночей с 21 по 25 апреля 2004 г. В качестве регистрирующего устройства использовалась ПЗС-матрица фирмы Кодак размером 2048 х 2048 пикс. с масштабом изображения 0.64"/пикс. Время экспозиции составляло 150 с. Автоматическая система управления телескопом позволила провести наблюдения с удаленного терминала в Корее.
Еще 6 ночей наблюдений было проведено с 1.8-м рефлектором Обсерватории Боухунсан в Корее. На телескопе установлена SITE-матрица с обратной засветкой размером 2048 х 2048 пикс. Масштаб изображения — 0.34"/пикс., время экспозиции — 100 с.
Предварительная обработка изображений включала редукции за темновой ток, плоское поле и удаление космических частиц. Для определения разностей блеска использовались пакеты IRAF и DAOPHOT [11, 12]. Звезды сравнения показаны на рис. 1. Малое количество звезд в исследуемой области позволило применить апертурную
фотометрию, размер диафрагмы составлял 7" и 6.4" на изображениях 1.8- и 1.0-м телескопов, соответственно. Средняя точность фотометрии составляла около 0.008™. Из рис. 2, на котором показана кривая блеска звезды 2—7—0122, видно, что амплитуда изменения блеска составляет около 0.2™, кривые блеска асимметричны.
Для определения точных моментов максимумов нами применялся метод деления хорд с увеличивающимися ординатами пополам. Был найден 61 момент максимума блеска. Точность определения моментов максимального блеска составила около 0.002 сут. Были использованы также 20 моментов максимумов, полученных из наблюдений [10]. Наблюдения звезды 2—7—0122 приведены в табл. 1, список максимумов — в табл. 2.
3. АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ ФОТОМЕТРИИ
Используя метод наименьших квадратов, мы аппроксимировали моменты масимумов формулой
Maxhei = 2451619.8838(1) + 0.04056150(7)^. (1)
Значения в скобках показывают величину ошибки (1<г) последней значащей цифры. Значения О—С для этих элементов приведены в табл. 2.
Нами был проведен частотный анализ фотометрических наблюдений с использованием стандартной методики фурье-анализа, детально описанной в работе [13]. На рис. 3 показаны спектр мощности и спектральное окно. В табл. 3 для обнаруженных в кривой блеска частот /1, /2, f1 + /2 и 2f1 приведены значения этих частот (в цикл./сут), амплитуды и фазы. Показанная на рис. 2 синтетическая кривая блеска вычислена с использованием данных этой таблицы.
Частота /2 близка к /1, отношение /1//2 ненамного отличается от единицы. Эта частота не может быть интерпретирована как радиальная мода. Наиболее достоверной интерпретацией является идентификация одной из этих двух частот как нерадиальной моды. Близкие значения фундаментальной и нерадиальной частот нередко наблюдаются в звездах типа SX Phe в шаровых скоплениях [14]. Однако для звезд поля этого типа существование нерадиальных пульсаций обсуждалось только в двух случаях — для SX Phe и BL Cam [7]. Следует отметить, что видимость нерадиальных пульсаций может быть следствием недостаточной точности наблюдательных данных или некорректного сведения в один ряд наблюдений разных обсерваторий. Вследствие этого идентификация нерадиальных мод должна выполняться с большой осторожностью.
В связи со сказанным, мы применили еще один метод поиска периодов — обобщенный метод наименьших квадратов. Этот метод был разработан в
Таблица 1. Наблюдения объекта 2—7—0122
JDhel 2453000.0+ ДV JDhel 2453000.0+ ДV JDhel 2453000.0+ ДV JDhel 2453000.0+ ДV
4.3290 1.469 87.1950 1.383 87.3244 1.483 112.0841 1.630
4.3311 1.444 87.1999 1.430 87.3275 1.446 112.0866 1.590
4.3328 1.434 87.2045 1.476 87.3305 1.501 112.0891 1.435
4.3344 1.405 87.2084 1.519 87.3336 1.559 112.0916 1.487
4.3360 1.442 87.2119 1.515 87.3367 1.581 112.0941 1.420
4.3377 1.418 87.2150 1.571 111.9838 1.404 112.0965 1.391
4.3393 1.435 87.2183 1.583 111.9865 1.433 112.0990 1.359
4.3410 1.501 87.2216 1.564 111.9900 1.503 112.1020 1.368
4.3426 1.465 87.2248 1.541 111.9932 1.531 112.1045 1.425
4.3443 1.478 87.2282 1.430 111.9957 1.548 112.1070 1.422
4.3459 1.508 87.2314 1.402 112.0031 1.555 112.1095 1.518
4.3486 1.531 87.2348 1.380 112.0070 1.565 112.1120 1.470
4.3502 1.529 87.2379 1.357 112.0095 1.497 112.1144 1.513
4.3519 1.489 87.2410 1.411 112.0120 1.414 112.1169 1.534
4.3535 1.500 87.2440 1.421 112.0145 1.425 112.1194 1.513
4.3551 1.465 87.2471 1.488 112.0253 1.411 112.1219 1.557
4.3568 1.472 87.2502 1.486 112.0278 1.425 112.1244 1.532
4.3584 1.465 87.2532 1.538 112.0303 1.506 112.1280 1.502
4.3601 1.515 87.2650 1.534 112.0328 1.514 112.1309 1.481
4.3617 1.505 87.2684 1.433 112.0359 1.549 112.1341 1.432
4.3634 1.503 87.2720 1.420 112.0384 1.581 112.1435 1.397
4.3658 1.392 87.2752 1.358 112.0409 1.572 112.1461 1.449
4.3674 1.446 87.2782 1.382 112.0434 1.624 112.1487 1.387
4.3691 1.444 87.2813 1.414 112.0471 1.555 112.1513 1.410
4.3707 1.451 87.2844 1.470 112.0496 1.527 112.1540 1.474
4.3723 1.404 87.2874 1.499 112.0521 1.442 112.1658 1.526
4.3740 1.406 87.2905 1.527 112.0546 1.400 112.1820 1.387
4.3756 1.437 87.2936 1.541 112.0571 1.388 112.1855 1.386
4.3773 1.468 87.2967 1.573 112.0601 1.379 112.1883 1.437
4.3789 1.461 87.2997 1.531 112.0635 1.418 112.1910 1.459
4.3806 1.508 87.3028 1.519 112.0660 1.450 112.1937 1.472
4.3823 1.478 87.3060 1.534 112.0685 1.412 112.1965 1.513
4.3839 1.517 87.3091 1.431 112.0709 1.461 112.1992 1.551
4.3856 1.490 87.3121 1.406 112.0734 1.484 112.2019 1.530
4.3872 1.510 87.3152 1.358 112.0759 1.491 112.2046 1.573
4.3889 1.545 87.3183 1.373 112.0784 1.523 112.2073 1.532
4.3905 1.468 87.3213 1.377 112.0809 1.606 112.2101 1.528
Юш 2453000.0+ ДV ЮЫ1 2453000.0+ ДV Юш 2453000.0+ ДV ЮНе1 2453000.0+ ДV
112.2131 1.445 113.0307 1.449 113.1326 1.566 113.2554 1.527
112.2158 1.401 113.0334 1.437 113.1353 1.556 113.2581 1.555
112.2185 1.375 113.0361 1.416 113.1381 1.519 113.2608 1.520
112.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.