УДК 524.388
КРАТНАЯ СИСТЕМА ADS 9626: ЧЕТВЕРНАЯ ЗВЕЗДА ИЛИ СБЛИЖЕНИЕ ДВУХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД?
© 2014 г. О. В. Кияева1*, Р. Я. Жучков2, Е. В. Малоголовец3, В. В. Орлов14, А. В. Глухова2, Ю. Ю. Балега3, И. Ф. Бикмаев2
1 Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук, С.-Петербург, Россия
2Кафедра астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета, Казань, Россия
3Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, п. Нижний Архыз
Карачаево-Черкесской Республики, Россия
4Санкт-Петербургский государственный университет, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 24.06.2013 г.; принята в печать 21.05.2014 г.
Выполнен анализ параметров четверной системы ADS 9626 (р Boo), состоящей из двух двойных звезд: пары Aa с угловым расстоянием р = 0.08" и пары BC с угловым расстоянием р = 2.2", отстоящих друг от друга на расстоянии р = 107" и имеющих общие параллаксы и собственные движения. На основе позиционных наблюдений, выполненных на Пулковском 26"-рефракторе, путем прямых астрометрических измерений получены разность видимых звездных величин и отношение масс компонент в подсистеме BC: Am = 0.59 ± 0.06, M(B)/M(C) = 1.18 ± 0.02. На основе спектроскопических наблюдений на российско-турецком телескопе РТТ-150 определены лучевые скорости компонент Aa, B и C, а также их физические параметры. По данным спекл-интерферометрических наблюдений на БТА впервые получены разности звездных величин в тесной подсистеме Aa: Am = 0.46 ± 0.03 (А = = 5500 A) и Am = 0.41 ± 0.03 (А = 8000 A). Новые наблюдения не противоречат известным орбитам, в согласии с которыми получены лучевые скорости центров масс внутренних подсистем. Методом параметров видимого движения (ПВД) исследовано движение внешней пары Aa—BC. Показано, что невозможно определить эллиптическую орбиту этой пары; оценены элементы гиперболической орбиты. Различие в содержании тяжелых элементов подсистем Aa и BC на 0.5 dex подтверждает предположение о различном происхождении этих пар. Таким образом, вероятно, наблюдается близкое прохождение двух двойных звезд.
DOI: 10.7868/S0004629914110024
1. ВВЕДЕНИЕ
Широкая двойная звезда ADS 9626AB = ц Boo (угловое расстояние р > 100") была открыта Гер-шелем в 1781 г., через год он же нашел третью компоненту С на расстоянии 2" от компоненты B. Пара BC часто наблюдалась, в каталоге WDS [1] содержится более 700 наблюдений. Орбиту пары BC впервые определил Скардиа [2] в 1986 г., в 1999 г. ее переопределил Содерхельм [3], а в 2013 г. Скардиа [4] опубликовал новую орбиту. В 1988 г. на обсерватории USNO была открыта компонента у звезды A, а в 2010 г. была определена орбита пары Aa с периодом 1368d [5].
Орбиты Содерхельма и Скардиа хорошо проходят через современные наблюдения, но систематически хуже согласуются с наблюдениями до
E-mail:: kiyaeva@list.ru
1850 г. Мы попытались определить орбиту пары BC методом ПВД [6, 7], опираясь на короткую дугу современных наблюдений и выбирая среди семейства ПВД-орбит ту, которая лучше проходит через удаленные наблюдения XIX в., однако это не привело к удовлетворительному результату. Поэтому в данной работе мы используем уже известные орбиты.
Исследуемая система классифицирована как физическая кратная согласно данным о собственных движениях и параллаксах компонент (табл. 1).
В данной работе выполнено динамическое исследование и уточнены физические характеристики компонент на основе новых позиционных наблюдений, выполненных на Пулковском 26"-рефракторе, спектроскопических наблюдений, проведенных на 1.5-м телескопе КФУ РТТ-150 (турецкая Национальная обсерватория ТЮБИТАК) и спекл-
интерферометрических позиционных и фотометрических данных, полученных на 6-м телескопе БТА САО РАН.
2. ПОЗИЦИОННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ НА 26"-РЕФРАКТОРЕ ГАО РАН
Фотографические наблюдения на 26" -дюймовом рефракторе выполнялись с желтым фильтром; фотометрическая система близка к визуальной. За период наблюдений 1983—2005 гг. было получено всего 13 фотографических пластинок данной звезды. Это связано с тем, что пара BC (р = 2") плохо разделяется при фотографических наблюдениях на рефракторе, что накладывает дополнительные ограничения на атмосферные условия наблюдений. При этом в 1996 г. удалось получить 5 пластинок, хорошо согласующихся между собой, которые послужили основой для данных исследований. Пластинки измерялись на сканере [12, 13] в режиме измерения взаимодействующих изображений для пары BC и в режиме раздельных изображений для пар A—B, A—C и A—BC, где измерялся фотоцентр взаимодействующих изображений BC. Измерения помещены в базу данных Пулковской обсерватории [14].
На каждой пластинке измерялись от 7 до 25 изображений. Получены следующие значения среднеквадратичных ошибок одного положения (пластинки) по внешней сходимости в радиальном ар и тангенциальном ат направлениях:
для пары AB ар = 0.038" и ат = рав/57.3 = 0.046", для пары AC ар = 0.083" и ат = 0.037", для пары BC ар = 0.076" и ат = 0.012", для пары A—BC ар = 0.033" и ат = 0.034".
Видно, что лучше всего измерялись пары AB и A— BC, где ошибки во всех направлениях примерно одинаковы. По 5 наблюдениям получены следующие среднегодовые положения для эпохи 1996.25:
для пары A—BC рг = 108.179" ± 0.015",
вг = 170.853° ± 0.008°, для пары A—B р2 = 108.916" ± 0.017",
в2 = 170.989° ± 0.011°, для пары A—C рз = 106.914" ± 0.037", вз = 170.614° ± 0.009°.
Данные измерения позволяют чисто астромет-рически вычислить коэффициент в, характеризующий положение фотоцентра ВС относительно
звезды B в единицах расстояния между компонентами B и C. Так как звезды B и C близки, мы пренебрегаем малыми величинами, связанными с изменением масштаба и сферических углов в проекции на картинную плоскость [6], и вычисляем в по формуле
р2 Sin 6>2 - pi Sin 6>1 p2 Sin О2 - p3 Sin O3 p2 cos 02 — p1 cos 91
P2 COS 6*2 - Рз COS в3 '
Разность звездных величин Am, отношение масс q = Mb/Mc и коэффициент а, характеризующий положение центра масс BC относительно звезды B в единицах расстояния между компонентами B и C, вычислены по следующей группе формул:
Am = 2.51g (i - 1
\ß
lg q = 0.12Am,
1
a
(2) (3)
(4)
1+q
Согласно нашим измерениям,
ß = 0.367 ± 0.013, Am = 0.59 ± 0.06, q = 1.18 ± 0.02, а = 0.459 ± 0.004.
Эти результаты, полученные чисто астрометриче-ски, согласуются с опубликованными данными (в каталоге TDSC [15] Amy = 0.54, AmB = 0.66, в каталоге MSC [9] Am = 0.65, а q = MB/MC = = 1.17).
Значения коэффициентов а и а — ß = 0.092 ± ± 0.014 используются ниже при исследовании относительного движения внешней пары Aa—BC для приведения наблюдений к центру масс системы BC (см. далее раздел 5).
3. спектроскопические
НАБЛЮДЕНИЯ НА 1.5-М ТЕЛЕСКОПЕ РТТ-150
Для определения разности лучевых скоростей компонент и их физических параметров нами были получены спектры исследуемой системы на кудэ-эшелле-спектрографе 1.5-м телескопа РТТ-150 (АЗТ-22), установленного в турецкой Национальной обсерватории ТЮБИТАК (г. Бакырлытепе; 2500 м) [16]. Спектры трех компонент Aa, B и C были получены в октябре 2010 г. (дополнительно в марте 2012 г. мы провели наблюдения пары Aa, неразделяемой классическими методами) и имеют разрешение R = A/AA = 50 000 и отношение сигнал/шум S/N & 100 на A = 6000 A. Редукция данных и измерение лучевых скоростей проводились
КРАТНАЯ СИСТЕМА ADS 9626 Таблица 1. Данные о компонентах кратной звезды ADS 9626ABC = WDS 15245+3723*
Hip Компонента Sp то мсек. дуги/год /V мсек. дуги/год Pt, мсек. дуги Масса, М0 Fe/H
75411 Аа F2IV 4.3 -147 86 28.83 ±0.74 3.12 0.28 [10]
75415 В G0V 7.1 -151 87 27.73 ±0.65 1.10 0.05 [11]
75415 С - 7.6 -151 87 - 0.94 -
* Звездные величины, спектральные классы и собственные движения компонент взяты из каталога ШЭБ [1] (http://ad.usno.navy.mil/wds/), параллакс — из каталога "Гиппаркос" (версия 2007 г.) [8], оценки масс — из обновленной версии каталога МБС [9] (http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/). Обсуждение и уточнение параметров приведено в разделе 3.
Таблица 2. Результаты измерений лучевых скоростей компонент по наблюдениям на РТТ-150
Дата Т Компонента Vr, км/с Примечания
28.10.2010 2010.829 Аа — 11.7 ± 1.0 Звезды не разделяются
30.10.2010 2010.834 В -7.4 ±0.4 Южная компонента, яркая
30.10.2010 2010.834 С —9.3 ±0.1 Северная компонента, слабая
15.03.2012 2012.207 Аа —11.3 ± 2.0 Звезды не разделяются
стандартным образом с помощью пакета программ Галазутдинова [17] DECH. Полученные результаты приведены в табл. 2. Следует отметить, что в подсистеме Aa линии значительно уширены быстрым вращением компонент (Vrot sin ÍAa ~ 90 км/с (см. далее подраздел 3.2)), что снижает точность определения скорости как минимум в 3—4 раза по сравнению с компонентами B и C.
3.1. Лучевые скорости компонент
Эфемеридное значение разности скоростей компонент B и C, рассчитанное на основе орбиты Содерхельма [3] и полученное при значении гамма-скорости VY bc = 0, дает скорости компонент на октябрь 2010 г. 1.2 км/с и —1.1 км/с, соответственно, т.е. согласно эфемериде разность лучевых скоростей (VB — Vc)eph = 2.3 км/с, а из наблюдений имеем (VB — Vc)obs = 1.9 ± 0.5 км/с, что согласуется с эфемеридой.
На основе этих данных мы получаем гамма-скорость (т.е. скорость центра масс системы ВС) на октябрь 2010 г. (при имеющемся периоде обращения пары разница в числах внутри месяца не важна) VY bc = —8.4 км/с (табл. 2 и 3).
Опубликованная в работе [5] орбита пары Aa достаточно надежна, и она не улучшалась в настоящей работе. Период системы составляет PAa = = 1368d (следует отметить, что в комментариях каталога WDS [1] приведено значение 298d, а в каталоге SB9 [18] этой системы вообще нет).
Если предположить, что главная компонента подсистемы Aa имеет спектральный класс F0V— F2IV, то ее масса будет около 1.6 М©, так что при полной массе подсистемы 3.24 ± 0.23 М© по данным WDS (что согласуется с Рац = 1368d и параллаксом п = 0.028" ± 0.001") вторичная компонента оказывается почти близнецом. Это подтверждается спекл-интерферометрическими наблюдениями, проведенными авторами на 6-м телескопе БТА САО РАН (см. ниже). При разности
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.