ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 6, с. 317-327
НОВОЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ AE/BE ЗВЕЗДЫ ХЕРБИГА HD 52721: ПРИЗНАКИ СУЩЕСТВОВАНИЯ КРУПНОМАСШТАБНЫХ АЗИМУТАЛЬНЫХ
НЕОДНОРОДНОСТЕЙ
2015 г. С. Е. Павловский*, М. А. Погодин, В. В. Куприянов, Д. Л. Горшанов
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 12.10.2014 г.
Представлены новые результаты фотометрии Ве звезды Хербига ИЭ 52721, полученные в период с 16 января по 25 марта 2013 г. Использована новая методика обработки данных наблюдений. С использованием этой методики были также переработаны прежние результаты фотометрии этого объекта, относящиеся к периоду с 7 по 28 марта 2010 г. Ве звезда ИЭ 52721 известна как затменная переменная с периодом Р = 1<610. Особенностью переменности ее блеска являются два фотометрических минимума, наблюдающиеся в течение одного периода. Они разделены по фазе периода Р на 0.5 и отличаются друг от друга по глубине на 0™04. Нами были также обнаружены дополнительные минимумы, наблюдающиеся на фазах максимального блеска. Мы предполагаем, что они могут быть связаны с существованием в околозвездной оболочке локальных азимутальных неоднородностей, вращающихся синхронно с орбитальным движением звезд-компонентов двойной системы. В процессе обработки полученных ПЗС-кадров нами был применен эффективный метод отбраковки ПЗС-кадров, позволивший существенно повысить точность наблюдений. Дальнейшая обработка ПЗС-кадров была произведена с помощью программной системы Арех II, которая является универсальной программной платформой для обработки астрономических изображений. Обосновывается необходимость дополнительных фотометрических наблюдений ИЭ 52721 в различных цветовых полосах для подтверждения гипотезы о существовании азимутальных неоднородностей в исследуемой двойной системе и анализа их физических свойств.
Ключевые слова: звезды, двойные системы, околозвездная среда, объект ИЭ 52721.
DOI: 10.7868/80320010815060078
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящей работе мы продолжили изучение интересной тесной двойной системы Ве-звезды Хербига ИЭ 52721 (Си СМа, MWC 164, В2Упе, V = 66). Первые результаты нашего исследования этой звезды опубликованы в работах (Бескровная и др., 2013; Погодин и др., 2011, 2013). В этих статьях был также приведен детальный обзор результатов, полученных ранее другими исследователями.
В настоящее время можно считать установленным, что ИЭ 52721 является затменно-двойной системой с орбитальным периодом Р = 1<6101570. Ее компонентами являются две звезды раннего класса В с близкими параметрами. Плоскость орбиты системы видна наблюдателю почти "с ребра", благодаря чему обе звезды поочередно затмевают
Электронный адрес: sergpavlovsky@gmail.com
друг друга в течение одного орбитального периода. Это проявляется в наличии на фазовой кривой блеска двух минимумов похожей формы, разделенных по фазе на 0.5 и слегка отличающихся по глубине. Было также показано, что система окружена единой околозвездной газовой оболочкой, содержащей глобальную азимутальную неоднородность, вращающуюся синхронно с самой системой и модулирующую профили спектральных линий.
Помимо фотометрической переменности, связанной с поочередным затмением компонентов системы, на фазовой кривой блеска в разные сезоны наблюдались признаки дополнительной фотометрической переменности, которая была особенно заметна на фазах, когда блеск объекта был максимальным. Так, по данным БУЯ-фотометрии на Майданакской обсерватории с 1987 по 1999 гг. (700 измерений блеска) в максимуме блеска разброс точек на фазовой кривой по амплитуде был гораздо больше, чем на фазах минимумов (Ежкова,
1999). Это позволяет предположить наличие колебаний блеска во время и вне основных затмений с характерным временем существенно меньшим продолжительности всего периода наблюдений за 12 лет. Другим свидетельством могут быть результаты ASAS-фотометрии в полосе V с 2003 по 2009 гг. (500 измерений). На фазовой кривой блеска хорошо видна устойчивая волна его изменений на фазе 0.3 (в отсчете от наиболее глубокого фотометрического минимума) с амплитудой порядка 0™03, сохраняющаяся в течение всего 7-летнего периода наблюдений (Погодин и др., 2011). Вторичный малоамплитудный минимум блеска был также замечен в работе (Прадери и др., 1991), где приведены результаты короткого сета фотометрических наблюдений (более 100 UBVRI-измерений в течение 5 ночей в 1985 г.).
Необходимость более детального исследования вторичной переменности блеска HD 52721 стала причиной нашей новой программы фотометрических наблюдений в 2013 г. При обработке данных нами была использована новая методика, позволившая существенно повысить точность измерений, а также использовать наблюдательный материал, полученный в неидеальные фотометрические ночи.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
В период с 16 января по 25 марта 2013 г. на Горной астрономической станции ГАО РАН близ Кисловодска нами были проведены фотометрические наблюдения звезды HD 52721 с целью получения детальной фазовой кривой блеска. Фазовая кривая блеска, полученная ранее в наших первых наблюдениях в 2010 г. (см. Погодин и др., 2011), к сожалению, была недостаточно полной. Для того, чтобы получить детальную кривую блеска этой
звезды, имеющую период P = 1d610, требуется не менее 25 фотометрических ночей. В этой статье объединены результаты фотометрических наблюдений звезды HD 52721, которые проводились на Горной астрономической станции ГАО РАН в период с 7 марта по 28 марта 2010 г. и в период с 16 января по 25 марта 2013 г. В результате объединения была получена фазовая кривая блеска исследуемой звезды, включающая в себя 35 наблюдательных ночей: 10 ночей в 2010 г. и 25 ночей в 2013 г. Эти наблюдения подтвердили ранее полученный период
колебаний блеска P = 1d610, а также позволили получить совершенно новые результаты, приведенные в разделе 4.
Наблюдения проводились на телескопе системы Максутова фирмы Carl Zeiss Jena с фокусным расстоянием 2018 мм и диаметром объектива 150 мм. В качестве приемника изображения была использована ПЗС-камера ST-8 фирмы SBIG. Хочется
подчеркнуть, что все 2879 ПЗС-кадров получены на одной и той же астрономической станции, на одном и том же инструменте, с помощью одной и той же ПЗС-камеры и одним и тем же наблюдателем (С.Е. Павловский). Наблюдения проводились в интегральной полосе (без применения светофильтров). Спектральная кривая чувствительности аппаратуры приведена в статье (Погодин и др., 2011). Во время наблюдений матрица ПЗС-камеры охлаждалась до температуры в пределах от —20°C до —30°^ в зависимости от температуры окружающего воздуха. В течение одной ночи наблюдения температура матрицы поддерживалась постоянной с точностью в пределах ±1°С
В качестве звезды сравнения была использована звезда HD 52774, имеющая спектральный класс B и показатели цвета, близкие к показателям цвета исследуемой звезды HD 52721. На всех ПЗС-кадрах присутствует как исследуемая звезда, так и звезда сравнения.
Для каждой наблюдательной ночи было сделано не менее шести темновых кадров с той же экспозицией, что и для звездных кадров (¿^ = 20 с), а также для каждой наблюдательной ночи было сделано не менее шести кадров плоского поля и не менее шести темновых кадров с той же экспозицией, что и для кадров плоского поля. Благодаря наличию темновых кадров для всех длительностей экспозиции, у нас не было необходимости в получении bias-кадров.
После тщательной процедуры проверки всех полученных ПЗС-кадров нами было отбраковано приблизительно двадцать процентов от всех полученных за 37 ночей ПЗС-кадров. В результате, было оставлено всего 2879 ПЗС-кадров этой звезды (1136 за 2010 г. и 1743 за 2013 г.), пригодных для последующей фотометрической обработки и для построения объединенной фазовой кривой блеска исследуемой звезды. Процедура отбраковки ПЗС-кадров проходила в два этапа.
1. Первичная грубая отбраковка заключалась в визуальной оценке полученного ПЗС-кадра. Из-за имевших место механических проблем с часовым приводом для последующей фотометрической обработки оставлялись только те ПЗС-кадры, на которых изображения звезд были вытянуты не более чем в 2 раза по прямому восхождения а и по отношению к размеру звезд по склонению 5. Несмотря на то что с технической точки зрения фотометрическая обработка асимметричных изображений звезд возможна, мы полагаем ее нежелательной из-за возможных систематических эффектов, возникающих при измерении потоков и связанных с учетом неодинаковой доли полного потока звезды в зависимости от степени ее вытянутости.
Рис. 1. Пример типичного ПЗС-кадра, оставленного для последующей фотометрической обработки, после первого этапа отбраковки.
2. Вторичная отбраковка проводилась после фотометрической обработки ПЗС-кадров по следующему алгоритму. На каждом ПЗС-кадре выбирались 4 звезды:
• ИЭ 52721 — исследуемая звезда (V = 66"}59, в - V = 0"06),
• ИЭ 52774 - звезда сравнения (V = 8"82, в - V = 0"01),
• БАО 152253 — вспомогательная звезда № 1 (V = 9""29, В - V = 1"" 17),
• ИЭ 52591 — вспомогательная звезда № 2 (V = 8""68, В - V = 1"" 13).
Для каждой из четырех выбранных звезд строились видимые фотометрические кривые блеска в инструментальной системе для каждой наблюдательной ночи. После этого отбраковывались те ПЗС-кадры, которые соответствовали одновременным статистически значимым одиночным отклонениям величиной более 3<г по отношению к соседним точкам на всех четырех видимых фотометрических кривых блеска. Процесс отбраковки поясняют рис. 1 и рис. 2. ПЗС-кадры, соответствующие отмеченными крестиками точкам на кривых блеска (рис. 2), были отбракованы. Эта процедура была проделана для всех наблюдательных ночей. В результате нам удалось значительно ослабить влияние неидеальных астроклиматических условий наблюдения на ГАС ГАО, а также несовершенства наблюдательного инструмента, заключавшегося по большей части в неравномерности часового ведения телескопа.
3. ОБРАБОТКА НАБЛЮДЕНИЙ
Фотометрическая калибровка изображений и их первичная обработка (получение инструментальных кривых блеска) проводились п
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.