ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 4, с. 221-228
УДК 524.333
ПОИСК ЭВОЛЮЦИОННЫХ ИЗМЕНЕНИИ ПЕРИОДОВ ЦЕФЕИД:
U Sgг
© 2014 г. Л. Н. Бердников1*, Д. Мэйджес2
1 Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
2Университет св. Марии, Галифакс, Канада Поступила в редакцию 02.10.2013 г.
Для классической цефеиды и Sgr построена О — С диаграмма, охватывающая временной интервал 144 года. Диаграмма О — С имеет вид параболы, что позволило впервые определить квадратичные элементы изменения блеска и вычислить скорость эволюционного увеличения периода йР/йЬ = = 0.39 (±0.10) 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, которые не искажают эволюционный ход остатков О — С.
Ключевые слова: цефеиды, изменяемость периодов, эволюция звезд. DOI: 10.7868/80320010814030024
ВВЕДЕНИЕ
Обнаружение парабол на О — С диаграммах позволяет вычислить скорости наблюдаемых эволюционных изменений периодов. Сравнение их 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 О — С диаграммой, достигает столетия, более 90% изученных цефеид (во всем диапазоне встречающихся в Галактике периодов) показывают эволюционные изменения периодов (Тэрнер и др., 2006). Поэтому при изучении изменяемости периодов цефеид следует охватить наблюдениями как можно больший интервал времени.
В данной работе мы исследуем поведение пульсаций цефеиды и Sgr, период изменения блеска которой составляет 6^75. Важность данного исследования определяется еще и тем обстоятельством,
Электронный адрес: berdnik@sai.msu.ru
что и Sgr является членом рассеянного звездного скопления М25 (Дойг, 1925), т.е., она принадлежит к той немногочисленной группе цефеид, по которым производится калибровка зависимости период-светимость.
МЕТОДИКА И ИСПОЛЬЗУЕМЫЙ
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Для изучения изменяемости периодов цефеид мы применяем общепринятую методику анализа О — С диаграмм, а самым точным методом определения остатков О — С является метод Герцшпрунга (1919), машинная реализация которого описана в работе Бердникова (1992а). Для подтверждения реальности обнаруженных изменений периода следует показать, что случайные флуктуации пуль-сационного периода, если они присутствуют, не являются доминирующими на диаграмме О — С; для поиска этих случайных флуктуаций мы используем метод, описанный Эддингтоном и Плакидисом (1929).
Переменность и Sgr открыл в 1866 г. Шмидт (1868), который нашел и период изменения блеска 61?74784. Поведение периода изучали Нильсен (1954) и Сабадош (1989) по наблюдениям 1866— 1954 и 1898—1986 гг. соответственно, однако эволюционные изменения периода обнаружены не были.
Рис. 1. О — С диаграмма для цефеиды и Б^г относительно линейных (а) и квадратичных (б) элементов (1). Кривая на рис. 1 а — парабола, соответствующая элементам (1).
JD 2400000+
Для нового изучения периода и мы добавили ранние (начиная с 1867 г.) визуальные наблюдения, сделанные Винэккером (Циннер, Вахман, 1931) и Шенфельдом (1900), а также использовали наблюдения, опубликованные после 1986 г.
Самое старое визуальное наблюдение было сделано в 1866 г., а последний ПЗС снимок — в 2010 г. Следовательно, наши данные охватывают временной интервал 144 года.
ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ
Результаты обработки сезонных кривых и приведены в табл. 1. В первой и второй колонке даны моменты максимального блеска и ошибки их определения, в третьей — тип используемых наблюдений, в четвертой и пятой — номер эпохи Е и значение остатка О — С, а в шестой и седьмой — число наблюдений N и источник данных. Данные табл. 1 изображены на О — С диаграмме (рис. 1) кружками с вертикальными черточками, указывающими пределы ошибок определения остатков О — — С. Значения остатков О — С на рис. 1 выражены в долях периода.
На рис. 1 показано, что О — С диаграмма имеет вид параболы. По моментам максимального блеска из табл. 1 получены квадратичные элементы изменения блеска цефеиды и Б§г:
Max JD hel = 2429349.122(±0.007) + (1)
+ 6d7451228(±0.0000025)E + 0.413 х 10"7 х
х (±0.106 х 10"8)E2,
линейная часть которых использована для вычислений остатков O — C в пятом столбце табл. 1. Элементы (1) использовались для проведения параболы на рис. 1а, а на рис. 1б показаны отклонения от этой параболы.
По фотоэлектрическим наблюдениям было найдено, что максимумы в фильтре B наступают раньше, чем в фильтре V на 0d001. Эта поправка учитывалась при построении рис. 1 и определении элементов (1), которые, таким образом, относятся к системе V.
Остатки O — C от элементов (1) для каждого r-го максимума — a(r) — были подвергнуты анализу на присутствие случайных флуктуаций пульса-ционного периода с помощью метода, опубликованного Эддингтоном и Плакидисом (1929). Для этого вычислялись абсолютные величины всех задержек u(x) = |a(r + x) — a(r)| для максимумов, разделенных x циклами. Средние величины (u(x)) всех накопленных задержек, согласно Эддингтону и Плакидису (1929), должны быть связаны со случайной флуктуацией периода г соотношением:
(u(x))2 = 2a2 + xS, (2)
Таблица 1. Моменты максимального блеска U Sgr
Max JD hel Ошибка, сут Фильтр Е О - С, сут N Источник данных
2403408.164 0.098 VIS -3846 0.785 10 Циннер и Вахман(1931)
2403698.037 0.029 VIS -3803 0.617 1619 Нильсен(1954)
2404642.230 0.048 VIS -3663 0.493 131 Шенфелд(1900)
2405633.820 0.067 VIS -3516 0.549 74 Шенфелд(1900)
2406618.594 0.029 VIS -3370 0.535 1644 Нильсен(1954)
2414503.213 0.069 PG -2201 0.106 32 Пикеринг(1904)
2416317.576 0.057 PG -1932 0.031 33 Шепли (1930)
2418179.186 0.048 PG -1656 -0.013 39 Шепли (1930)
2420054.385 0.042 PG -1378 0.042 63 Шепли (1930)
2421322.482 0.055 PG -1190 0.056 29 Шепли (1930)
2424128.276 0.049 PG -774 -0.121 39 Шепли (1930)
2424694.976 0.012 PG -690 -0.011 120 Воут, Бругенкейт(1927)
2425059.236 0.015 PG -636 0.012 56 Воут, Бругенкейт(1927)
2425436.980 0.010 PG -580 0.028 110 Бругенкейт(1931)
2425625.792 0.073 VIS -552 -0.023 154 Захаров(1954)
2427096.305 0.026 VIS -334 0.054 200 Флоря, Кукаркина(1953)
2433133.104 0.029 в 561 -0.032 16 Эгген (1951)
2433133.134 0.022 V 561 -0.002 16 Эгген (1951)
2434812.669 0.025 в 810 -0.002 9 Вальравен и др.(1958)
2434812.673 0.033 V 810 0.001 9 Вальравен и др.(1958)
2435251.107 0.036 V 875 0.002 5 Ирвин(1961)
2435251.117 0.025 в 875 0.012 5 Ирвин(1961)
2435291.611 0.007 в 881 0.036 22 Ирвин(1961)
2435291.616 0.008 V 881 0.040 22 Ирвин (1961)
2435945.892 0.031 в 978 0.039 13 Джонсон (1960)
2435945.901 0.033 V 978 0.049 13 Джонсон (1960)
2436782.275 0.029 в 1102 0.027 19 Сэндидж (1960)
2436782.333 0.033 V 1102 0.085 19 Сэндидж (1960)
2437092.572 0.008 в 1148 0.049 39 Вамплер и др. (1961)
2437092.582 0.009 V 1148 0.059 39 Вамплер и др. (1961)
2437294.935 0.021 в 1178 0.058 25 Митчел и др. (1964)
2437294.944 0.028 V 1178 0.067 25 Митчел и др. (1964)
2437807.533 0.034 V 1254 0.027 6 Вильяме(1966)
2437807.569 0.026 в 1254 0.063 6 Вильяме(1966)
2438846.358 0.027 V 1408 0.102 29 Вишневский, Джонсон (1968)
2438846.388 0.029 в 1408 0.133 29 Вишневский, Джонсон (1968)
2439237.477 0.058 в 1466 0.005 12 Брегер (1967)
2439250.948 0.061 V 1468 -0.015 14 Брегер (1967)
2439676.021 0.022 в 1531 0.115 6 Шмидт (1971)
2439817.669 0.019 V 1552 0.116 18 Шмидт (1971)
2440836.196 0.004 в 1703 0.129 41 Пел (1976)
2440836.208 0.004 V 1703 0.141 41 Пел (1976)
2440869.960 0.035 V 1708 0.168 35 Фельтц, Мак Намара (1980)
2440869.985 0.033 в 1708 0.193 35 Фельтц, Мак Намара (1980)
2442387.608 0.011 в 1933 0.163 19 Дин и др. (1977)
2442387.617 0.010 V 1933 0.172 19 Дин и др. (1977)
2443493.830 0.010 в 2097 0.185 10 Дин(1981)
2443493.831 0.013 V 2097 0.186 10 Дин (1981)
2443534.313 0.011 V 2103 0.197 36 Мофет, Бэрнс (1984)
2443534.319 0.009 в 2103 0.203 36 Мофет, Бэрнс (1984)
2443682.740 0.048 V 2125 0.232 16 Харрис(1980)
2444411.200 0.003 в 2233 0.219 45 Гирен (1981)
Таблица 1. Окончание
Мах ЛО Ье1 Ошибка, сут Фильтр Е О - С, сут N Источник данных
2444411.201 0.004 V 2233 0.219 45 Гирен (1981)
2444424.685 0.012 В 2235 0.213 6 Колдвел и др. (2001)
2444424.698 0.014 V 2235 0.226 6 Колдвел и др. (2001)
2444613.587 0.023 V 2263 0.251 21 Эгген (1985)
2444613.593 0.019 в 2263 0.257 21 Эгген (1985)
2445503.947 0.027 V 2395 0.255 И Бердников(1986)
2445503.957 0.029 в 2395 0.265 И Бердников(1986)
2445881.639 0.013 в 2451 0.221 13 Бердников(1986)
2445881.658 0.023 V 2451 0.239 14 Бердников(1986)
2446016.595 0.005 V 2471 0.274 48 Берсье и др. (1994)
2447419.650 0.018 в 2679 0.343 25 Бердников(19926)
2447419.657 0.019 V 2679 0.350 25 Бердников(19926)
2447756.886 0.012 в 2729 0.324 41 Бердников(1992в)
2447756.905 0.012 V 2729 0.342 40 Бердников(1992в)
2448080.667 0.014 V 2777 0.339 7 Шобрук(1992)
2448080.671 0.008 в 2777 0.343 7 Шобрук(1992)
2448114.371 0.015 в 2782 0.317 17 Бердников(1992г)
2448114.401 0.021 V 2782 0.346 18 Бердников(1992г)
2448411.177 0.006 V 2826 0.338 58 ЕКА (1997)
2448512.375 0.020 в 2841 0.359 21 Бердников(1992д)
2448512.385 0.023 V 2841 0.369 21 Бердников(1992д)
2448883.332 0.015 в 2896 0.333 21 Бердников(1993)
2448883.369 0.024 V 2896 0.371 21 Бердников(1993)
2448984.555 0.025 в 2911 0.380 25 Ареллано Ферро и др. (1998)
2448984.574 0.018 V 2911 0.399 22 Ареллано Ферро и др. (1998)
2449544.411 0.023 в 2994 0.391 15 Бердников, Тэрнер(1995а)
2449544.413 0.032 V 2994 0.393 15 Бердников, Тэрнер(1995а)
2449625.314 0.022 в 3006 0.352 И Бердников, Возякова(1995)
2449625.342 0
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.