ОРБИТА БЛИЗКОЙ ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ GJ 767
© 2015 г. О. В. Кияева1*, Н. А. Горыня2-3
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург 2Институт астрономии РАН, Москва
3Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Россия
Поступила в редакцию 04.03.2015 г.
На основе фотографических и ПЗС-наблюдений 1971—2013 гг. на Пулковском 26-дюймовом рефракторе и наблюдений лучевых скоростей 1999—2014 гг. на 1-м телескопе Симеизского отделения НИИ КрАО методом параметров видимого движения впервые получены орбиты близкой визуально-двойной звезды GJ 767 в зависимости от принятого значения относительной лучевой скорости с минимальным периодом 415 лет и с эксцентриситетом больше 0.6. Для уточнения результатов необходимы регулярные наблюдения лучевых скоростей компонентов.
Ключевые слова: двойные звезды, орбиты, GJ 767, маломассивные спутники двойных звезд.
001: 10.7868/80320010815080033
ВВЕДЕНИЕ
Наблюдение двойных звезд и определение их орбит является классической задачей астрономии в течение последнего столетия. Благодаря этим работам, используя третий закон Кеплера и астро-метрические измерения компонентов относительно звезд фона, получены данные о массах звезд и выведены закономерности, позволяющие уверенно оценивать массу звезды по ее спектру и светимости.
В настоящее время благодаря усовершенствованной технике открыто много кратных систем, большое внимание уделяется поиску экзопланет и коричневых карликов. Это является основной задачей космического аппарата Кеплер, опубликован каталог экзопланет (Бутлер и др., 2006), массовому поиску маломассивных компонентов у звезд-карликов на крупных телескопах посвящены такие работы, как, например, (Дезидера и др., 2015; Токовинин, 2011; Ридл и др., 2015). Таким образом, собрано достаточно данных для решения теоретических задач, связанных с возникновением, эволюцией и условиями стабильности кратных систем. Например, анализ систем кратных звезд со слабой иерархией выполнен в работах Орлова и Жучкова (2005). В фундаментальной работе
Электронный адрес: kiyaeva@list.ru
Токовинина (2014) предложена модель, объясняющая формирование иерархических кратных систем. Во всех случаях требуется знание элементов внутренней и внешней орбиты. В настоящее время считается, что надежно определены орбиты с периодом до 300 лет. И именно на этом материале выполнены исследования Токовинина (2007). Наименее изученными являются звезды с периодами более 1000 лет и большой полуосью более 200AE. Не исключено, что эволюция широких двойных и кратных звезд имеет свои особенности. Для таких звезд еще нет достаточного количества надежных орбит, и задача их определения продолжает быть актуальной. Метод ПВД, предложенный Киселевым (1980), предназначен для этого при условии, что все исходные данные — параметры видимого движения, параллакс, относительная лучевая скорость и массы компонентов — известны c высокой точностью. Можно надеяться, что в скором времени в результате работы GAIA число надежных долгопериодических орбит возрастет. Пулковская программа наблюдений ориентирована именно на такие звезды.
Близкая визуально-двойная звезда GJ 767 = = WDS 19464+3201 = Hip 97292 = HD 331161 = = TDSC 52306 была открыта Ван де Кампом в 1935 г. Ее особенностью является большое общее собственное движение компонентов, а также быстрое относительное движение: с 1935 по 2007 г.
Таблица 1. Общие данные о звезде
Comp m SP Масса, MQ (лх, mas/yr уьу, mas/yr Parallax, mas
А 10.38 M0.5V 0.49 465 -393 74.90 ± 2.93(2001)
В 11.15 M2.5V 0.40 471 -399 73.46 ± 1.79(2007)
Таблица 2. Наблюдения относительной лучевой скорости пары АВ
№ n/n t Vva, км/с VfB, км/с Vr{B_A), км/с
1 1999.742 -4.19 ±0.29 -4.40 ±0.80 -0.21 ± 0.85
2 2000.541 -5.15 ±0.42 -4.03 ±0.56 + 1.12 ± 0.71
3 2004.514 -4.51 ±0.40 -5.50 ± 1.33 -0.99 ± 1.39
4 2007.520 -5.44 ±0.42 -6.22 ±0.77 -0.78 ± 0.91
5 2010.852 -4.64 ±0.41 -5.16 ± 1.70 -0.52 ± 1.75
6 2013.859 -3.40 ±0.59 - -
7 2014.672 -4.34 ±0.46 - -
8 2014.825 -6.89 ±0.43 -5.74 ± 1.09 + 1.15 ± 1.17
9 2014.828 -4.85 ±0.62 - -
10 2014.849 -4.65 ±0.67 - -
Средневзвешенное - -4.83 ±0.28 -4.92 ±0.44 +0.18 ± 0.39
позиционный угол изменился на 8°, расстояние между компонентами — c 2" до 5".
Основные данные о компонентах звезды представлены в табл. 1. Здесь звездные величины и собственные движения взяты из TDSC (Фабрициус и др., 2002) и WDS ^эйсон и др., http://ad.usno.navi.mil/wds/), спектральные классы — из статьи Киркпатрика и др. (1991), массы оценены по спектральному классу согласно таблицам Аллена (1999), для параллакса мы приводим значения из каталога Гиппаркос (The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA 1997) и согласно переработанной версии (ван Лейвен, 2007).
В 1999 г. был открыт третий компонент (рлс = = 18", m = 14.9), но относительное движение его настолько большое, что, по-видимому, этот ком-
понент оптический, и в данной работе мы его не рассматриваем.
На основе всех имеющихся наблюдений впервые определяется орбита широкой пары АВ.
НАБЛЮДЕНИЯ ЛУЧЕВОЙ СКОРОСТИ
Лучевые скорости были измерены с помощью CORAVEL-эшельного спектрометра, корреляционного измерителя лучевых скоростей (ИЛС) конструкции Токовинина (1987), установленного на 1-м телескопе Симеизской обсерватории НИИ КрАО.
Наблюдения лучевой скорости выполнялись с 1999 по 2014 г., причем это были единичные наблюдения, и не всегда удавалось получить наблюдения обоих компонентов. Эти наблюдения представлены в табл. 2. Наблюдения обоих компонентов
Таблица 3. Параметры видимого движения, полученные по разным рядам наблюдений на 26-дюймовом рефракторе
Вариант Фото ST-6 FLI PROLINE 9000 ST-6 + FLI PROLINE
п 35 26 93 119
dT 1971-2006 2003-2007 2007-2013 2003-2013
to, год 1989.0 2005.0 2010.0 2008.0
р, " 4.790 ±0.011 5.346 ±0.001 5.476 ±0.002 5.440 ± 0.002
в, ° 133.75 ±0.06 134.56 ±0.01 134.86 ±0.01 134.74 ± 0.01
М,"/год 0.0397 ±0.0013 0.0360 ±0.0007 0.0334 ±0.0008 0.0316 ± 0.0007
ф, ° 142.58 ±0.88 140.83 ± 1.06 141.27 ±0.64 143.35 ± 0.70
р," 0.0772 0.0067 0.0194 0.0108
СТ 1в,° 0.4122 0.0572 0.0756 0.0502
„ // т, 0.0345 0.0053 0.0072 0.0020
выполнены в близкие моменты времени, поэтому можно рассматривать разности (В—А) для каждого наблюдения. Разность средних значений равна —0.09 ± 0.52 км/c, что хорошо согласуется со средней разностью. Средний момент наблюдения А равен 2009.6, а B — 2006.3. Этой разницей можно пренебречь. Мы также не учитываем систематическое изменение лучевой скорости за 15 лет, связанное с орбитальным движением широкой пары, так как оно существенно меньше ошибок наблюдений.
Относительная лучевая скорость широкой пары АВ согласно табл. 2 равна AVr = 0.0 ± 0.5 км/с.
ПОЗИЦИОННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдательную основу составляют три однородных ряда наблюдений, полученных на Пулковском 26-дюймовом рефракторе: фотографические наблюдения 1971—2006 гг. — 34 фотопластинки, измеренные на сканере (см. Измайлов, 2000; Киселев и др., 2014), ПЗС-наблюдения, выполненные с ПЗС-матрицей ST-6 (поле 2.85 х 2.16', масштаб 0,456 х 0, 535"/пиксел) 2003-2007 гг. - 26 серий (Измайлов и др., 2010) и ПЗС-наблюдения, выполненные с ПЗС-матрицей FLI PROLINE 9000 (поле 12.1 х 12.1', масштаб 0.238''/пиксел) 20072013 гг. - 93 серии.
В табл. 3 представлены параметры видимого движения (ПВД), полученные по каждому однородному ряду на момент t0:
р — видимое расстояние между компонентами
[" ];
в — позиционный угол относительного положения [°];
/ — видимая скорость относительного движения ["/год];
ф — позиционный угол направления относительного движения [°];
а\р — ошибка одного наблюдения по р ["]; а\в — ошибка одного наблюдения по в [°]; air = pvwjk> n — число наблюдений.
Ряд фотографических наблюдений менее точный, но более длинный, влияние возможного спутника теряется в шуме, а потому параметры видимого движения отражают только движение внешней пары.
Ряды ПЗС-наблюдений гораздо точнее, причем ряд, полученный с матрицей FLI Proline 9000, должен быть более точным, в соответствии с параметрами матрицы, однако для данной звезды ПВД получаются менее точно, чем с матрицей ST6. По наблюдениям 2007 г. обнаружена систематическая
Р ["] 5.
2002 2004 2006 2008 2010 2012 2014 2016
е [°]
135.4
134.2
2002 2004 2006 2008 2010 2012 2014 2016
Рис. 1. ПЗС-наблюдения на 26-дюймовом рефракторе. Верхний — pit), нижний — в(Ь). Обозначения: квадраты — наблюдения с матрицей ST6, косые крестики — с матрицей FLI PROLINE 9000.
разность между этими двумя рядами: Rho(ST6) = = Rho(FLI Proline) + 0.02". После учета этой поправки были вычислены ПВД по объединенному квазиоднородному ряду ПЗС-наблюдений, которые также представлены в табл. 3.
Ход ПЗС-наблюдений со временем представлен на рис. 1. Можно заметить, что ПЗС-наблюдения не исключают наличия возмущений от спутника малой массы, более отчетливо это проявляется в наблюдениях позиционного угла.
Поскольку ряд наблюдений достаточно плотный и его длина превышает наблюдаемый период, мы можем считать, что наличие возможных спутников не оказывает существенного влияния на параметры
видимого движения главной пары, полученные по данному ряду 2003—2013 гг.
ВЫЧИСЛЕНИЕ ОРБИТЫ ПАРЫ АВ МЕТОДОМ ПАРАМЕТРОВ ВИДИМОГО ДВИЖЕНИЯ (ПВД)
Алгоритм метода параметров видимого движения для определения орбиты по короткой дуге описывался неоднократно (см. Киселев, Кияева, 1980; Киселев, 1989; Киселев и др., 2009). Пространственные вектора положения ^г и скорости , необходимые для определения орбиты, вычисляют-
ОРБИТА близкой визуально-двоИноИ звезды
459
Рис. 2. Зависимость функции Я(в, АУГ). Величина 5 измеряется в секундах дуги, в — в градусах, АУГ — в км/с.
ся по следующей группе формул:
У = т К, У = тУ,
г3 = 4ж2МА+в^\*т(е-ф)\,
V2 =
+
пг
АКГ 4.74
сой в =
Р
щ • т
ЭШ [3 = ± л/1 — СОЭ 1'32,
V = (йт ф сов сов ф сов йш 7) Уг AVr пг
(1) (2)
(3)
К = (йт в сой в, сой в сой в, ± зт в) (4)
Таким образом, кроме уже описанных параметров видимого движения, для определения орбиты требуется знать радиус кривизны короткой дуги рс, к
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.