ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 6, с. 303-316
РЕЗУЛЬТАТЫ ДОЛГОВРЕМЕННОГО МОНИТОРИНГА КРАТНОЙ
СИСТЕМЫ SZ CAM
© 2015 г. С. Ю. Горда*
Уральский федеральный университет, Коуровская астрономическая обсерватория
Поступила в редакцию 24.12.2014 г.
Приводятся результаты обработки фотометрических и спектральных наблюдений затменной двойной SZ Cam, полученных на телескопах астрономической обсерватории Уральского федерального университета и САО РАН в 1996—2014 гг. На основе данных 11-летнего фотометрического мониторинга SZ Cam получены новые значения элементов фотометрической орбиты и параметров компонентов. Обнаружены малоамплитудные периодические изменения блеска SZ Cam, возможно связанные с эффектом эллипсоидальньности компонентов спектрально-двойного третьего тела. На основе данных из литературы и новых спектральных данных, полученных автором, найдены новые значения отношения масс q = 0.72 ± 0.01 и параметров кривых лучевых скоростей компонентов V0 = —3.6 ± ± 1.7 км/с, K\ = 190.2 ± 1.9 км/с, K2 = 263.0 ± 2.4 км/с. Найдены оценки масс компонентов Ы\ = = 16.1 Mq, M2 = 11.6 Mq. Получены новые значения световых элементов и параметров кривой лучевых скоростей третьего тела V03b = 4.2 ± 0.6 км/с, Kfb = 26.6 ± 0.8 км/с. Уточнено значение периода взаимной орбиты SZ Cam и третьего тела Poib = 55.6 ± 1.5 г.
Ключевые слова: тесные двойные системы, затменные переменные звезды, методы фотометрии, спектрофотометрия.
DOI: 10.7868/S0320010815060030
ВВЕДЕНИЕ
Затменная переменная SZ Cam (HD 25638) с массивными компонентами раннего спектрального класса B0III-09V (Баддинг, 1975) является северным компонентом визуально-двойной звезды ADS 2984. Тесная двойная SZ Cam и ее визуальный спутник, имеющий такой же блеск 7m) и находящийся на угловом расстоянии 18", являются самыми ярким членами рассеянного звездного скопления NGC 1502.
В последние два десятилетия SZ Cam активно изучалась спектроскопически. Впервые спектральную двойственность этой системы обнаружил Пласкет (1924). На основе результатов фотографического спектрального исследования Хо-хола (1980) вначале SZ Cam считалась полуразделенной системой. Существенная смена взгляда на эволюционный статус системы была предложена Майером и др. (1994), Лоренцем и др. (1998) на основе спектров, впервые полученных с использованием электронных приемников излучения. В спектрах были уверенно отождествлены линии первого и второго компонентов SZ Cam и обнаружены линии третьего тела, которое также ока-
Электронный адрес: Stanislav.Gorda@urfu.ru
залось спектрально-двойной системой. На основе новых данных SZ Cam была отнесена к типу разделенных систем. Эти выводы были подтверждены новыми спектральными исследованиями Харисса и др. (1998), Горды (2002, 2008), Михальжой и др. (2007), Майера и др. (2010), Тамажо и др. (2012).
Наличие третьего тела в системе SZ Cam было подтверждено также спеклинтерферометриче-ски Мейсоном и др.(1998). Зарегистрировано изменение его позиционных параметров, правда, на малой дуге (Горда и др., 2007; Балега и др., 2007), что вкупе с найденной кривой изменения периода SZ Cam позволило оценить параметры орбиты третьего тела относительно затменной системы (Лоренц и др., 1998; Горда и др., 2007).
Таким образом, на настоящий момент установлено, что переменная звезда SZ Cam = ADS 2984B представляет собой квадрупольную систему, состоящую из двух тесных двойных систем (ТДС), обращающихся по взаимной орбите с периодом ^50 лет. В табл. 1 приведены значения некоторых параметров компонентов этой кратной системы, взятые из литературы. Поскольку пока нет установившейся системы обозначений ее компонентов, в данной статье используются обозначения,
Таблица 1. Структура и параметры компонентов кратной системы ADS 2984B (SZ Cam)
Параметр
Porb
P, а Тип
Psb Ml M2
Возраст
SZ Cam
Третье тело
—5G лет G.G75", —2G а.е.
сп. двойная, затменная 2.698 дня —1Б MQ —11 MQ 1G-15 X 1G6 лет
сп. двойная 2.797 дня <2G MQ >1.4 M& -1Б x 1G6 лет
принятые в большинстве работ по исследованию ТДС. Затменная пара — это собственно SZ Cam, ее компоненты именуются главный и вторичный. Вторая ТДС именуется, как третье тело, его регистрируемый в спектре компонент обозначается как а, не регистрируемый — как b.
Переменность SZ Cam была установлена Гут-ником и Прагером (1930), а первые фотографические кривые блеска высокого качества были получены Веселинком (1941 в 40-х гг. В 1970-1971 гг. Китамурой и Ямасаки (1972) в Японии и Полушиной (1977) в Гиссарской обсерватории были получены первые фотоэлектрические кривые блеска SZ Cam. В обоих случаях авторы выбирали для наблюдений ночи с высокой прозрачностью, чтобы исключить влияние подсветки от южного компонента. В период 1972-1974 гг. Хохолом (1981) были получены кривые блеска в нестандартных фильтрах, близких к системе B. В середине 80-х гг. Гордой и Полушиной (1987) методом сканирования изображений были проведены фотоэлектрические наблюдения SZ Cam. В результате было получено по 180 оценок блеска в фильтрах U, B, V и R.
Следует отметить, что если спектральные наблюдения SZ Cam в последние два десятилетия проводились достаточно регулярно, то новых фотометрических данных в этот период практически не было получено. При переопределении параметров компонентов затменной системы современными методами синтеза практически все авторы использовали наблюдения Китамуры и Ямасаки (1972), Хохола (1981) и даже Веселинка (Майер и др., 2010).
Только в 2004—2005 гг. были получены кривые блеска SZ Cam с небольшими пробелами на отдельных фазах в фильтрах UBVIc с применением ПЗС-приемника (Михаль^а и др., 2009). Совершенно недавно были опубликованы результаты иследования SZ Cam, выполненные на основе ПЗС-фотометрии, полученной на небольшом телескопе в 2010—2011 гг. (Тамажо и др., 2012). Параметры системы, найденные на основе этих новых фотометрических данных, достаточно хорошо согласуются с величинами, приведенными в предыдущих работах. Анализируя разности O - C (кривая блеска — синтетическая кривая), авторы обнаружили остаточные малоамплитудные корот-копериодические колебания и сделали предположение о наличии в системе SZ Cam пульсирующего компонента типа ß Cep.
В настоящей работе приводятся результаты долговременных фотометрических наблюдений SZ Cam, которые были выполнены в астрономической обсерватории Уральского государственного университета в промежуток времени с середины 90-х гг. прошлого века по настоящее время, в течение которого практически не было публикаций по фотометрии SZ Cam. В данной работе, главным образом, исследуется фотометрическое поведение системы в этот промежуток времени. Предварительные результаты первых лет наблюдений были опубликованы в работе Горды (2000).
ФОТОМЕТРИЯ SZ CAM Наблюдения и предварительная обработка
Фотометрические наблюдения SZ Cam были проведены в период с 1996 по 2013 г. на телескопе-рефлекторе АЗТ-3 (D — G.45 м, Fcass — 1G м) астрономической обсерватории Уральского федерального университета с применением однока-нального электрофотометра, оснащенного блоком сканирования изображений (1996—2007 гг.), и ПЗС-камеры U6 фирмы Apogee, оснащенной ПЗС-чипом KAF-1001 (1G24 x 1G24, 24 мкм) и установленной в фокусе Ньютона (Fnew — 2.G м) этого же телескопа (2011—2013 гг.).
Для построения кривых блеска использовались данные, полученные только на электрофотометре в четырех фильтрах, реализующих систему, близкую к стандартной системе UBVR. Наблюдения с помощью ПЗС-камеры проводились исключительно с целью регистрации моментов минимумов SZ Cam в трех UBV-фильтрах.
Для исключения влияния на результаты фотометрии SZ Cam блеска близкого соседнего компонента ADS 2984А, mv — 7m применялся метод сканирования изображений щелью (Ракоши, 1965; Франц, 1966) в модификации автора (Горда, 1988).
С этой целью одноканальный электрофотометр был оборудован блоком сканирования изображений и работал в режиме квазитрехканального, когда накопление сигнала от обоих компонентов визуально-двойной ADS 2984 и фона неба происходило практически одновременно. Время записи одного скана изображения визуально-двойной звезды, включающего фон неба, не превышало 1.5 с. Как было показано автором (Горда, 1991), при проведении сканерных наблюдений с целью фотометрии целесообразно использовать щель шириной порядка величины разделения в двойной системе в масштабе телескопа для получения максимально возможного отношения сигнал/шум в отсчетах отдельного скана. При этом достаточно большое отношение сигнал/шум в профиле достигается при накоплении сравнительно небольшого числа сканов. В данном случае использовалась щель шириной 15" .В один профиль суммировалось по 100 сканов, что было достаточно для получения профиля с пригодным для дальнейшей обработки значением отношения сигнал/шум.
Помимо сканов SZ Cam и ее визуального компаньона с частотой один раз в полчаса производились сканерные наблюдения одиночной звезды, в качестве которой была выбрана звезда по характеристикам блеска и цвета близким к SZ Cam. Это звезда HD 25443, имеющая блеск mV = 6.78m и спектральный класс B0.5III.
Для определения блеска каждого из компонентов сканерные профили компонентов двойной звезды ADS 2984А и ADS 2984B-SZ Cam аппроксимировались суммой сглаженных нормированных профилей одиночной звезды. Поскольку из-за атмосферных эффектов вид звездного изображения постоянно менялся, процедура аппроксимации каждого профиля ADS 2984 проводилась последовательным перебором всех профилей одиночной звезды, полученных за ночь. Окончательно использовались результаты, полученные с тем профилем одиночной звезды, который максимально точно описывал форму профилей компонентов ADS 2984 в момент наблюдения. Таким образом, были получены значения разностей блеска SZ Cam относительно соседнего компонента ADS 2984A в фильтрах UBVR. Визуальный компонент SZ Cam, в данном случае, являлся практически идеальной звездой сравнения. Как отмечено в работе Лоренца и др. (1998) у компонента ADS 2984A не было зарегистрировано изменений блеска в пределах 0m01. Он имеет одинаковый с переменной SZ Cam блеск и цвет и расположен от
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.