УДК 524.333.3:524.387-54
ПОИСК ЭВОЛЮЦИОННЫХ ИЗМЕНЕНИЙ ПЕРИОДОВ ЦЕФЕИД С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ГАРВАРДСКОЙ КОЛЛЕКЦИИ ФОТОПЛАСТИНОК: FF Aql
© 2014 г. Л. Н. Бердников1*, Д. Г. Тэрнер2, А. А. Хенден3
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 2 Университет Св. Марии, Галифакс, Канада 3Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд, Кембридж, США Поступила в редакцию 28.08.2013 г.; принята в печать 30.10.2013 г.
На фотографических пластинках коллекции Гарвардской обсерватории сделана 1261 оценка блеска для малоамплитудной цефеиды FF Aql (P = 4.47 сут). Вместе с опубликованными визуальными, фотоэлектрическими и ПЗС-наблюдениями наши данные позволили построить (O-C)-диаграмму, охватывающую временной интервал 122 года. Диаграмма O-C имеет вид параболы, что позволило впервые определить квадратичные элементы изменения блеска и вычислить скорость эволюционного увеличения периода dP/dt = 0.072 ± 0.011 с/год, что согласуется с результатами теоретических расчетов для третьего пересечения полосы нестабильности. Имеющиеся данные, обработанные методом Эддингтона и Плакидиса, показывают присутствие небольших случайных флуктуаций периода е = = 0.0061d ± 0.0044d, которые не искажают эволюционный ход остатков O-C.
DOI: 10.7868/S000462991404001X
1. ВВЕДЕНИЕ
Обнаружение парабол на (O—C)-диаграммах цефеид позволяет вычислять скорости наблюдаемых эволюционных изменений их периодов. Сравнение этих скоростей с теоретическими скоростями, посчитанными для разных пересечений полосы нестабильности, позволяет идентифицировать номер пересечения, что в перспективе даст возможность построить зависимость период-светимость отдельно для каждого пересечения, что, в свою очередь, приведет к более точному определению расстояний цефеид.
В 1994 г. мы начали долговременный проект по изучению изменяемости периодов цефеид. Наш опыт показал, что, когда интервал времени, охваченный (O—C)-диаграммой, достигает столетия, более 90% изученных цефеид (во всем диапазоне встречающихся в Галактике периодов) показывают эволюционные изменения их периодов [ 1]. Поэтому при изучении изменяемости периодов цефеид следует охватить наблюдениями как можно больший интервал времени, для чего мы используем оценки их блеска на старых фотопластинках, самые старые из которых (начиная с 1880-х гг.) хранятся в фототеке Гарвардского университета.
E-mail: berdnik@sai.msu.ru
В данной работе мы исследуем поведение пульсаций малоамплитудной цефеиды FF Aql, период изменения блеска которой составляет 4.47 дня.
2. МЕТОДИКА И ИСПОЛЬЗУЕМЫЙ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Для изучения изменяемости периодов цефеид мы применяем общепринятую методику анализа (O—C)-диаграмм, а самым точным методом определения остатков O—C является метод Герцшпрун-га [2], машинная реализация которого предложена в работе [3]. Для подтверждения реальности обнаруженных изменений периода следует показать, что случайные флуктуации пульсационного периода, если они присутствуют, не являются доминирующими на диаграмме O—C; для поиска этих случайных флуктуаций мы используем метод, описанный Эддингтоном и Плакидисом [4].
В 1929 г. Стебинс [5] сообщил о переменности блеска звезды HD 176155, которая впоследствии получила обозначение FF Aql. В 1931 г. Хаф-фер [6] на основе двухлетних фотоэлектрических наблюдений классифицировал звезду как цефеиду и опубликовал элементы изменения блеска:
Max JD = 2425065.32 + 4.4714dE.
Таблица 1. Наблюдательный материал по цефеиде FF Aql
Источник данных Число наблюдений Тип наблюдений Интервал JD
Гарвард 1261 Фотографические (рд) 2411609-2437144
Литература 711 Визуальные(vis) 2425713-2431200
Литература 566 Фотоэлектрические (В) 2425064-2451042
Литература 501 Фотоэлектрические (V) 2432762-2451042
HIPPARCOS 95 Фотоэлектрические (V) 2447958-2449053
ASAS3 323 ПЗС(У) 2452712-2455117
AAVSO 639 Визуальные(vis) 2450651-2456253
AAVSO 22 Фотоэлектрические (В) 2455245-2455312
AAVSO 22 Фотоэлектрические (V) 2455245-2455312
Изучением изменяемости периода РР занимались Сабадош [7, 8], Бердников и Пастухова [9] и Бердников и др. [10]. Однако из-за небольшого интервала времени, охваченного наблюдениями, параболу на (О—С)-диаграмме обнаружить не удалось. Поэтому был сделан вывод о необходимости получения дополнительного наблюдательного материала.
Для нового изучения изменяемости периода РР Ад1 мы сделали 1261 оценку блеска на старых фотопластинках, хранящихся в фототеке Гарвардского университета, а также использовали новые фотоэлектрические В и V наблюдения [6, 11 — 15] и измерения блеска, полученные в проекте HIPPARCOS [16], фотометрическая система которых близка к системе V (наш опыт показал, что в пределах ошибок, значения остатков О—С, получаемых по данным HIPPARCOS, совпадают с таковыми, определенными по наблюдениям в системе V). Кроме того, использовались ПЗС-наблюдения, полученные в фильтре V в рамках проекта ASAS3 [17], и фотоэлектрические и визуальные наблюдения из Международной базы данных Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд ^ЛУЪО) [18]. Сведения о количестве всех использованных наблюдений приведены в табл. 1.
Самая старая пластинка с изображением РР Aq1, хранящаяся в Гарварде, была получена в 1890 г., а последние визуальные наблюдения были сделаны в 2012 г. Следовательно, наши данные охватывают временно)й интервал 122 года.
3. ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ
Глазомерные оценки блеска РР Aq1 на фотопластинках Гарвардской коллекции проводились методом Нейланда—Блажко. Эта цефеида является
довольно яркой (ее блеск в системе B меняется в пределах 5.87m — 6.35m), поэтому даже ближайшие подходящие звезды сравнения оказались на больших расстояниях и не попадали в поле зрения лупы, используемой для оценок блеска. Это обстоятельство затрудняет проведение оценок и значительно снижает их точность — разброс точек на кривой блеска (рис. 1) почти в 2 раза превышает амплитуду. Поэтому для получения надежных значений остатков O—C в сезонные кривые пришлось объединять по двести с лишним фотографических наблюдений.
Все собранные нами сезонные кривые FF Aql были обработаны методом Герцшпрунга, и полученные результаты приведены в табл. 2. В первой и второй колонке даны моменты максимального блеска и ошибки их определения, в третьей — тип используемых наблюдений (табл. 1), в четвертой и пятой — номер эпохи E и значение остатка O—C, а в шестой и седьмой — число наблюдений N и источник данных. Данные табл. 2 изображены на (O—C)-диаграмме (рис. 2), где квадратики и треугольники относятся к наблюдениям, полученным в Гарварде и AAVSO соответственно, а кружки — ко всем остальным наблюдениям; вертикальные черточки указывают пределы ошибок определения остатков O—C. Значения остатков O—C на рис. 2 выражены в долях периода.
Рис. 2 показывает, что O—C диаграмма имеет вид параболы. По моментам максимального блеска из табл. 2 получены квадратичные элементы изменения блеска:
Max JDhel = (2436157.688 ± 0.006) + (1)
+ (4.4708822d ± 0.0000019d)E —
— (0.508 х 10"8 ± 0.76 х 10"9)E2,
линейная часть которых использована для вычислений остатков O—C в пятом столбце табл. 2.
Таблица 2. Моменты максимального блеска FF Aql
Мах ЮЫ1 Ошибка, сут Фильтр Е О-С, сут N Источник данных
2416298.107 0.049 рд -4442 0.077 278 Данная работа
2419704.895 0.042 рд -3680 0.053 264 Данная работа
2423532.051 0.043 рд -2824 0.134 270 Данная работа
2425092.209 0.010 в -2475 -0.046 27 [6]
2425539.319 0.011 в -2375 -0.024 26 [6]
2426093.759 0.057 те -2251 0.026 115 [19]
2426107.193 0.030 те -2248 0.048 126 [20]
2426683.865 0.093 те -2119 -0.024 169 [21]
2427001.271 0.060 те -2048 -0.050 231 [22]
2427506.537 0.045 рд -1935 0.006 210 Данная работа
2427645.185 0.084 те -1904 0.057 54 [23]
2430703.242 0.047 те -1220 0.030 16 [24]
2431119.005 0.044 рд -1127 0.001 239 Данная работа
2432920.759 0.018 в -724 -0.011 17 [25]
2432920.787 0.035 V -724 0.017 17 [25]
2434619.679 0.026 V -344 -0.026 24 [7]
2434619.697 0.028 в -344 -0.008 27 [7]
2435527.261 0.021 в -141 -0.033 8 [26]
2435527.288 0.025 V -141 -0.006 8 [26]
2437248.598 0.040 V 244 0.014 16 [27]
2437253.030 0.037 в 245 -0.024 18 [27]
2438943.058 0.025 в 623 0.011 21 [28]
2438956.485 0.025 V 626 0.025 20 [28]
2440633.043 0.031 V 1001 0.001 31 [29]
2440655.369 0.030 в 1006 -0.027 33 [29]
2440802.911 0.008 в 1039 -0.024 29 [30]
2440802.929 0.009 V 1039 -0.006 29 [30]
2441464.619 0.024 в 1187 -0.006 21 [7]
2441464.660 0.024 V 1187 0.034 21 [7]
2443337.917 0.015 V 1606 -0.008 19 [31]
2443337.918 0.009 в 1606 -0.007 19 [31]
2443829.716 0.010 в 1716 -0.006 23 [31]
2443829.730 0.016 V 1716 0.008 23 [31]
2444218.687 0.012 в 1803 -0.002 23 [32]
2444218.693 0.020 V 1803 0.004 23 [32]
2444853.520 0.050 V 1945 -0.034 10 [33]
2444853.559 0.017 в 1945 0.005 10 [33]
2444862.486 0.032 в 1947 -0.010 6 [И]
2444862.544 0.025 V 1947 0.048 6 [П]
2447142.695 0.037 в 2457 0.049 9 [34]
Таблица 2. Окончание
Мах ЮЫ1 Ошибка, сут Фильтр Е О-С, сут N Источник данных
2447191.937 0.024 V 2468 0.111 8 [34]
2447451.154 0.026 V 2526 0.017 14 [35]
2447451.191 0.043 В 2526 0.055 15 [35]
2448081.566 0.006 V 2667 0.035 43 [16]
2448591.264 0.006 V 2781 0.053 52 [16]
2448881.809 0.025 в 2846 -0.010 23 [36]
2448881.854 0.026 V 2846 0.035 23 [36]
2449033.849 0.014 в 2880 0.020 27 [12]
2449033.870 0.018 V 2880 0.041 27 [12]
2449623.955 0.032 в 3012 -0.030 10 [37]
2449624.006 0.034 V 3012 0.021 10 [37]
2449816.270 0.024 в 3055 0.036 И [38]
2449816.313 0.037 V 3055 0.079 и [38]
2449959.300 0.022 в 3087 -0.001 26 [39]
2449963.796 0.028 V 3088 0.023 27 [39]
2450088.967 0.006 в 3116 0.010 39 [13]
2450089.000 0.007 V 3116 0.043 39 [13]
2450325.961 0.012 в 3169 0.047 35 [14]
2450325.982 0.015 V 3169 0.068 35 [14]
2450634.425 0.026 в 3238 0.021 20 [15]
2450634.479 0.052 V 3238 0.074 17 [15]
2451005.518 0.024 V 3321 0.030 21 [15]
2451005.521 0.015 в 3321 0.033 21 [15]
2451175.501 0.066 те 3359 0.119 72 [18]
2453978.692 0.108 V 3986 0.068 323 [17]
2454314.085 0.069 те 4061 0.144 134 [18]
2454
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.