УДК 524.386
ТРЕТЬЕ ТЕЛО КАК ПРИЧИНА ИЗМЕНЕНИЙ ОРБИТАЛЬНОГО ПЕРИОДА ЗАТМЕННО-ДВОЙНЫХ СИСТЕМ
TW Cas И BE Vul
© 2015 г. А. И. Халиуллина*
Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 24.10.2014 г.; принята в печать 21.11.2014 г.
В затменно-двойных системах типа Алголя TW Cas и BE Vul проведено исследование изменений орбитального периода. Обнаружено, что в этих системах происходит не постепенное уменьшение периода, как считалось ранее, а его циклические изменения. В системе BE Vul циклические изменения периода накладываются на вековое увеличение периода, которое можно объяснить равномерным перетеканием вещества от менее массивной компоненты к более массивной при сохранении общего углового момента. Скорость переноса вещества составляет примерно 0.84 х 10-7 Mq/год. В TW Cas векового изменения периода не наблюдается. Для объяснения циклических изменений орбитального периода TW Cas и BE Vul подходит предположение о движении затменно-двойной системы в долгопериодической орбите с большим эксцентриситетом (е = 0.74 и 0.6, соответственно). В TW Cas происходит движение затменно-двойной системы с периодом 203 года вокруг третьего тела с массой M3 > 0.64 Mq, в BE Vul — с периодом 156 лет вокруг третьего тела с массой M3 > 0.6 Mq.
DOI: 10.7868/S0004629915060134
1. ВВЕДЕНИЕ
Периоды большинства затменно-двойных систем типа Алголя меняются. Изменения периодов полуразделенных систем, как правило, можно представить в виде суперпозиции двух типов изменений: монотонного и циклического. Вековое увеличение периода таких систем обычно объясняют равномерным перетеканием вещества от менее массивной компоненты к более массивной при сохранении общего углового момента. В некоторых системах наблюдается монотонное уменьшение периода, и существуют теории для объяснения такого изменения (неконсервативный перенос вещества, магнитное торможение и др.). Для проверки всех этих теорий важно иметь достоверные наблюдательные данные о характере изменения периода затменно-двойных систем. Однако для получения таких данных нужны достаточно продолжительные ряды наблюдений моментов минимумов. Иначе могут возникнуть ошибки в интерпретации полученных диаграмм O—C, и изменения периода, считавшиеся монотонными, оказываются циклическими, что и произошло с системами, рассматриваемыми в настоящей работе.
E-mail:hfh@sai.msu.ru
Звезда TW Cas (BD +65 0289, HD 16907, V = = 8.32т, P = 1.4283d) была открыта как переменная мисс Левит в 1907 г. [1] и предварительно идентифицирована как затменно-двойная типа Алголя. Циннер [2] подтвердил этот тип переменности и определил линейные элементы, в частности, период P = 1.4283d из фотографических наблюдений. МакДармид [3] из собственных визуальных наблюдений вывел вдвое больший период, и его элементы использовались многими наблюдателями, пока Струве [4] не нашел, что период МакДармида не согласуется со спектроскопическими наблюдениями, для которых подходит период, найденный Цин-нером. Впоследствии это значение периода было неоднократно подтверждено и уточнено.
В каталоге HD спектральный класс TW Cas был определен как B9 V. Вайзе [5] подтвердил классификацию B9 для более яркой компоненты и определил спектральный класс слабой компоненты как A0. Струве [4] построил кривую лучевых скоростей для главной компоненты TW Cas и нашел функцию масс. Для главной компоненты он также подтвердил спектральный класс B9, но не нашел подтверждения спектрального класса A0 для вторичной компоненты.
Наиболее современные фотоэлектрические наблюдения TW Cas были получены в работе На-
риты и Шродера [6]. Авторы построили кривую блеска системы и определили параметры орбиты и абсолютные характеристики компонент в модели, когда вторичная компонента заполняет свою полость Роша. Однако при этом они оговариваются, что возможно, радиус вторичной компоненты чуть меньше соответствующей полости Роша. На основе спектрального класса главной компоненты и полученного решения кривой блеска они оценили массы компонент: M1 = 2.65 MQ, M2 = 1.15 M®. Позднее Дурасевич и др. [7] еще раз определили параметры орбиты TW Cas, используя фотоэлектрические наблюдения МакКука [8]. Найденные ими массы компонент практически совпадают с определенными в работе [6]: M1 = 2.66 M®, M2 = = 1.15 MQ.
Первые исследования поведения периода за-тменно-двойной системы TW Cas были основаны на немногочисленных фотографических наблюдениях, недостаточно точных, чтобы сделать какие-либо выводы [9]. Крайнер [10], используя все имевшиеся к тому времени моменты минимумов TW Cas, также не смог сделать определенные выводы относительно изменений ее периода. Отметим, что в обеих вышеупомянутых работах использовался ошибочный период системы, полученный в работе [3]. Нарита и Шродер [6] исследовали изменение периода TW Cas уже с правильным значением периода и предположили, что период системы медленно уменьшается, что подтвердили Ллойд и Гилболт [11]. Однако последние фотоэлектрические наблюдения моментов минимумов TW Cas показали, что выпуклая часть на диаграмме О—С — это деталь не параболы, а синусоиды. Таким образом, происходит не вековое уменьшение периода, а скорее всего, его циклическое изменение, вызванное присутствием в системе третьего тела.
Переменность звезды BE Vul (BD +26 3896, HD 340201, V = 9m78, P = 1.5520d) открыла А. Белявская из фотографических наблюдений [12]. Белявский [ 13] определил ее тип переменности и нашел период P = 2.2476d. Впоследствии Рю-гемер [14] обнаружил, что это значение периода является ошибочным и нашел новое значение периода P = 1.55205d. Семенюк [15] построила первую фотоэлектрическую кривую блеска BE Vul и определила орбитальные элементы, свидетельствующие о том, что вторичная компонента заполняет свою полость Роша. Мардироссян и др. [16] из наблюдений Семенюк [15] переопределили орбитальные элементы и оценили абсолютные характеристики компонент. К сожалению, более современных наблюдений и определений параметров орбиты и абсолютных характеристик компонент для этой системы пока нет. Нет и спектроскопической орбиты. Поэтому оценки масс компонент
основываются на спектральном классе главной компоненты и отношении масс, полученном в работе [16]. Спектральный класс главной компоненты был определен в каталоге HD как A0, и именно это значение использовалось при оценке абсолютных характеристик компонент в цитированной выше работе. Однако еще в 1969 г. Азимов [17] оценил спектральный класс главной компоненты BE Vul как A3V—A5V. В более современных работах и каталогах приводится именно это значение.
Поведение периода BE Vul впервые рассмотрели Кох и Кох [18], которые предположили наличие небольшого монотонного изменения. Однако имеющиеся к тому времени данные не позволяли сделать определенные выводы. Анерт [19] на основе новых линейных элементов пришел к выводу о постоянстве периода. Раферт [20] представил изменения периода системы как суперпозицию медленного монотонного уменьшения и малоамплитудной короткопериодической синусоиды. Кван [21] также нашел, что период BE Vul медленно уменьшается и предположил, что на вековое уменьшение накладываются нерегулярные скачки. Последние наблюдения моментов минимумов BE Vul свидетельствуют о том, что то, что принимали за ниспадающую параболу, является, по-видимому, частью синусоиды, так что следует пересмотреть поведение орбитального периода этой системы.
2. ИЗМЕНЕНИЯ СО ВРЕМЕНЕМ ОРБИТАЛЬНОГО ПЕРИОДА TW Cas
Для исследования изменений периода затменно-двойной системы TW Cas были использованы моменты минимумов из базы данных моментов минимумов и максимумов секции переменных звезд и экзопланет Чешского астрономического общества. Всего были использованы 288 моментов главного минимума: 170 — визуальных, 34 — фотографических и 84 — фотоэлектрических.
На рис. 1 приведены отклонения (О—C)i наблюдаемых (О) моментов минимумов TW Cas от вычисленных (C) с линейными элементами, полученными методом наименьших квадратов:
C = HJD (Min I) = 2 442 008.3845(7) + (1)
+ 1.42832346(11)d T,
где T — эпоха наблюдения. На этом рисунке фотографические точки представлены в виде треугольников, визуальные — маленькими кружками, фотоэлектрические — большими кружками. Из рисунка видно, что период меняется, причем не монотонно. Форма кривой О—С характерна для движения в долгопериодической орбите с большим эксцентриситетом.
Фотоэлектрические наблюдения затменно-двойной системы TW Cas покрывают половину
(O-C)!, сут 0.06
0.04
0.02 -
0 -
-0.02 -
-0.04
-0.06
10000 15000 20000 25000 30000 35000 40000 45000 50000 55000 60000
HJD - 2400000
Рис. 1. Отклонения (О—C)i наблюдаемых (О) моментов минимумов TW Cas от вычисленных (C) с линейными элементами ( 1 ). Фотографические точки представлены в виде треугольников, визуальные — маленькими кружками, фотоэлектрические — большими кружками.
(O-C)phe, сут
0.16 г
0.14 -0.12 0.10 0.08 0.06 0.04 0.02 0
-0.02
-0.04- • в
-0.06_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I
10000 15000 20000 25000 30000 35000 40000 45000 50000 55000 60000
HJD - 2400000
Рис. 2. Построенная для всех наблюдений зависимость от времени значений (О—C)phe , полученных вычитанием из наблюдаемых (О) значений моментов минимумов TW Cas теоретических (C), вычисленных с линейными элементами, полученными по фотоэлектрическим наблюдениям. Сплошная линия — теоретическая кривая для светового уравнения с параметрами, полученными по фотоэлектрическим наблюдениям. Обозначения те же, что на рис. 1.
временного промежутка, занимаемого наблюдениями, поэтому можно попытаться найти параметры долгопериодической орбиты только по этим,
самым точным, наблюдениям. Однако полученное в результате представление, хорошо описывая
фотоэлектрические наблюдения, не удовлетворяет
более ранним наблюдениям, что видно на рис. 2, где теоретическая кривая для светового уравнения,
полученная по фотоэлектрическим наблюдениям,
проведена на диаграмме О—С для всех наблю-
(O-C)2, сут 0.12 г
-0.04 - •
-0.06_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I
10000 15000 20000 25000 30000 35000 40000 45000 50
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.