Содержание.

 

     1. Исследование закономерностей изменения блеска красных гигантов a Her  и   g Her.

                                                          

Гигиберия В. А.

 

     2. Солнечная активность 2000 – 2002 г.г.

 

Копчекчи О. И.

 

      3. Предварительные результаты наблюдений кометы Икейя-Джонга 2002.

 

                  Гигиберия В. А. Копчекчи И. К. Майструк Д. В.

 

       4. Зарисовки облочных покрытий планет - гигантов.

 

Чубенко М. В.

 

       5. Развитие астрофотографии БЮАО, её перспективы.

 

                                      Анфиногентова Л. А. Саберова Ю. В.

 

       6. Определение новых элементов для пульсирующей  переменной T Vul.

 

Гигиберия В. А.

 

        7. Визуальные исследования переменной d Цефея.

 

                               Гигиберия В. А. Майструк Д. В.

 

8.      Новые элементы пульсующей короткопериодической переменной DH Пегаса.

 

Семенюк Е. В.

 

 9. Одна из полезных модификаций метода Нейлонда-Блажко.

 

Гигиберия В. А.

 

10.  Новые элементы мультипериодической переменной V 474 Единорога.

 

Семенюк Е. В.

 

11.  Результаты визуальных исследований переменных Y Oph и Y Sgr.

 

Гигиберия В. А.

 

12.  Результаты исследования затменных переменных b Lyr, b Per, AR Aur, RZ Cas,          

                    EE Peg и RR Lyn.

Майструк Д. В.

 

         13. Нетипичное поведение звезды типа δCepS - DT Cyg.

 

ГигиберияВ. А.           

          14. От редакции.

 

 

Исследование закономерностей изменения блеска красных

                              гигантов  a Her и g Her.

 

                                                                                                         Гигиберия В. А.

Переменная  звезда  a Her - пульсирующий  красный  сверхгигант  спектрального  класса  М5 IВ-II.  Она  относится  к  типу  SRc,  но  её  периодичность  выражается  не  совсем  идеально.  Согласно  с  проведёнными  ранее  исследованиями,  средний  блеск  её  изменяется  с  периодом  6  лет,  что  может  быть  связано  с  пятнообразовательной  активностью,  потому  можно  ожидать  переменность,  период  которой  совпадает  с  её  периодом  вращения.  В  целом,  в  процессе  пульсаций  и  других  изменений,  её  блеск  колеблется  в  пределах  от  2,4  до  4,0  m(V).

 

 

 

 

 Её  радиус  составляет  800  радиусов  солнца,  это  наибольшая  из  ярких  звёзд.

Наблюдения  a Her  в  БЮАО  начались  5  июня  2000  года  и  были  приостановлены  14  сентября  2001  года.  Период  наблюдений  составил  467  дней.

На  протяжении  этого  времени  автором  было  получено:   67  оценок  её  блеска  в  оранжевом,  27  в  желтом,  23  в  зелёном  и  24  в  синем  цветах. 

При  оценивании  использовались  следующие звёзды  сравнения:

А = b Her  ( 2,77  m(V),  SP = G8 );       B [У11] = g  Her  ( 3,79  m(V),  SP = A3 ).

 

 

       Из  графика  видно,  блеск  звезды  очень  переменен.  Тут  имеют  место  как  этапы  плавных,  так  и  быстрых  изменений  блеска.  Но  всегда  заметны  очень  быстрые  малоамплитудные  колебания.  Сразу  замечаем,  что  изменения  блеска  периодичны.  Расчёт  их  цикла  даёт  среднее  значение:  Р1 = 27^d,2 ± 2 ^d  . Пульсация  имеет  переменную  форму,  но  обычно  фаза  возрастания  блеска  продолжительнее  фазы  его  спада  ( как  и  у  m  Сер ).  Амплитуда  этой  пульсации  лежит  в  пределах  от  0,15  до  0,25 m(V).

Был  также  замечен  новый  чёткий  период  продолжительностью  в  97,25 ± 1  дней.  Судя  по  всему,  её  форма  синусоидальна,  амплитуда  достигает  0,15  m(V).  

            Средний  блеск  колеблется  в  пределах  0,3  m(V),  Эти  изменения  медленные,  а  полученный  график  напоминает  минимум  синусоиды,  что  может  быть  последствием  вращения  звезды.  Но  сказать  наверняка,  что  вызывает  эти  изменения:  разница  в  температурах,  или  тёмное  пятно  сейчас  пока  что  невозможно.

              Оба  эти  процесса    вызовут  подобные  изменения  блеска,  но  максимум  блеска  запятнанной  звезды  будет  плоским,  неравномерно  нагретой - острым.

В  любом  случае,  можно  уверенно  сказать,  что  изменения  блеска  a  Her  значительно  хаотичнее,  чем  у  звезды  того  же  типа       m  Сер.  Тут  на  светимость  звезды  влияют  не  менее  важные  факторы,  чем  пульсацииї  внешних  слоёв.  Эти  процессы  не  могут  объяснить  глубокий  и  относительно  продолжительный  минимум,  произошедший  летом   2000  года - всё  указывает  на  то,  что в  это  время  произошёл  отрыв  оболочки  звезды,  которая   препятствовала  излучению,  понижая  её  светимость  (этот  процесс  будет  подробнее  описан   в  следующем выпуске  циркуляра  БЮАО).

Этот  процесс  обязательно  будет  сопровождаться  появлением  в  спектре  сильных  молекулярных  линий  поглощения  и  эмиссии,    принадлежащей  расширяющейся  оболочке.  Если  удастся  уменьшить  влияние  подобных  затмений,  можно  будет  значительно  точнее  рассчитать  циклы  пульсаций  звезды.

Таким  образом,  в  данной  работе  удалось  как  доказать  существование  цикла  продолжительностью  Р₂=97^d,25 ± 1^d ,  так  и  рассчитать  новый,  имеющий  період  P₁=27^d,2 ± 2^d .  Это  типичный  представитель  типа  SRc,  на  пульсационные  изменения   которого  накладываются  не периодичные  ослабления блеска.

 

Переменная  звезда  g  Her - пульсирующий  красный  сверхгигант  спектрального  класса  М5 IВ-II.  Это переменная звезда типа SRс. Её блеск колеблется в промежутках от 3,4 до 5.6 m(V), периодичность в изменении невиразительна, может иногда  проподать.

Первые наблюдения  g  Her в БЮАО были получены  18.07.00. С тех пор в распоряжение автора оказалось 75 оценок блеска звезды в оранжевом свете. При оценках  использовались следующие звёзды сравнения:

График изменения блеска звезды представляет собой довольно чёткую кривую, на которой заметны как плавные, малоамплитудные, так и резкие, скачкообразные колебания. Cреди быстрых колебаний периодические пульсаций периодичность обнаружена не была. Средний блеск изменяется медленно, на эти изменения накладываются непериодические низкоамплитудные пики, длительность которых лежит в пределах от 40 до 60 суток. Наблюдалось два его пика, разделённых промежутком времени около 320^d. Период 80-90 сут. не наблюдался.

В результате проведения в БЮАО наблюдений g  Her было выяснено, что в данный период блеск звезды изменяется неправильным образом, неудовлетворяя предложенным в ОКПЗ элементам, из-за чего можно пересмотреть факт её принадлежности к  группе полуправильных звезд, хотя и не исключается возможность наступления временного периода нестабильности, что в обоих случаях довольно интересно для исследования.

 

 

В редакцию поступило 25. 04. 2002 г.

 

 

Солнечная активность 2000 – 2002 г. г.

 

 Копчекчи О. И.

 

Имея среднемесячное относительное число солнечных пятен – W, наблюдённое значение потока радиоизлучения на длине волны 10,7 см – F10,7  (c частотой 2695 Мгц) и Ар – среднемесячное значение геомагнитного Ар-индекса, был построен график №1 за 2000 год.

 

 

 

 

Его вышеуказанные данные занесены в таблицу № 1.

 

Дата	XII	I	II	III	IV	V	VI	VII	VIII	IX
W	84,6	90,2	112,3	138,2	125,3	120,8	124,9	169,1	130,5	109,9
F10,7	169,8	158,3	173,7	208,2	184,2	184,5	178,8	200,0	163,1	182,1
Ap	10	13	16	9	15	16	16	21	18	16

 

Эти данные были любезно предоставлены Главной астрофизической обсерваторией Национальной Академией Наук Украины.

Статистические данные о солнечной активности собирались сотрудниками обсерватории на основе собственных наблюдений с первых дней восстановления БЮАО. В зависимости от погодных условий: с марта по ноябрь 2000 года было проведено 147 наблюдений Солнца.

 В результате была получена кривая изменения солнечной активности по числу пятен с середины марта по ноябрь 2000 года.

 

 

На кривой графика №2 видно, что за период наших наблюдений приходится несколько глубоких минимумов, 2 из которых особенны в том, что число Вольфа у них равно нулю, то есть ни одного пятнышка в эти дни на Солнце не было, а именно 4,5,6 мая и 6 сентября. Также видны «пики» максимумов, особенно в августе месяце и сентябре.

В 2001 году солнечная активность заметно набирает свой темп. Осенью октябрь – ноябрь ознаменовался прохождением огромного пятна, которое совершив полный оборот, просуществовало около месяца! Обычно продолжительность жизни солнечных пятен от 10 часов до 10 дней, а  синодический период вращения Солнца точки в близи экватора около 27 суток ( 13° в сутки), что прямо указывает о чрезмерной активности этой области.

К сожалению, мы располагаем малым количеством наблюдений СА за прошедший 2001 год, так как они были утрачены, благодаря бывшему сотруднику обсерватории Головину.

Нынешний 2002 год приносит также свои сюрпризы: в течении нескольких дней в середине марта астрономы наблюдали на Солнце гигантское тёмное пятно, признанное самым большим за несколько последних десятилетий. Его территория примерно в 14 раз превышала площадь Земли. В то же время, продолжительность существования пятна была относительно короткой по сравнению с пятнами, наблюдавшимися ранее. В результате магнитной активности полярных участков пятна на его поверхности произошли два взрыва – один 13, другой 14 апреля. Взрывы вызвали выброс двух облаков атмосферного вещества солнечной короны в открытый Космос.

На кривой графика №2 видно, что за период наших наблюдений приходится несколько глубоких минимумов, 2 из которых особенны в том, что число Вольфа у них равно нулю, то есть ни одного пятнышка в эти дни на Солнце не было, а именно 4,5,6 мая и 6 сентября. Также видны «пики» максимумов, особенно в августе месяце и сентябре.

В 2001 году солнечная активность заметно набирает свой темп. Осенью октябрь – ноябрь ознаменовался прохождением огромного пятна, которое совершив полный оборот, просуществовало около месяца! Обычно продолжительность жизни солнечных пятен от 10 часов до 10 дней, а  синодический период вращения Солнца точки в близи экватора около 27 суток ( 13° в сутки), что прямо указывает о чрезмерной активности этой области.

К сожалению, мы располагаем малым количеством наблюдений СА за прошедший 2001 год, так как они были утрачены, благодаря бывшему сотруднику обсерватории Головину.

Нынешний 2002 год приносит также свои сюрпризы: в течении нескольких дней в середине марта астрономы наблюдали на Солнце гигантское тёмное пятно, признанное самым большим за несколько последних десятилетий. Его территория примерно в 14 раз превышала площадь Земли. В то же время, продолжительность существования пятна была относительно короткой по сравнению с пятнами, наблюдавшимися ранее. В результате магнитной активности полярных участков пятна на его поверхности произошли два взрыва – один 13, другой 14 апреля. Взрывы вызвали выброс двух облаков атмосферного вещества солнечной короны в открытый Космос.

Утром 16 апреля первое облако достигло Земли и столкнулось с её магнитосферой. По данным учёных, в результате столкновения на Земле произошли сильные магнитные бури, что привело к сбоям в работе различной аппаратуры и появлению отчётливо видимых северных сияний.

По имеющимся наблюдениям СА, полученными сотрудниками обсерватории  был построен график № 3, который демонстрирует средние данные чисел Вольфа за период июль 2001 –  до середины мая  2002 года, то есть по сей день.

               

Данные СА помещены в таблицу № 2.

 

c	VI	VII	VIII	IX	X	XI	XII	I	II	III	IV	V
W	145	113,4	121,8	130,2	138,6	154,4	170,3	186,1	202	176,5	227,6	237,5

 

По полученным данным заметно повышение СА в последние месяцы текущего года.

В заключении хочется заметить, что из сказанного выше следует, что текущий цикл развивается по сценарию, типичному для нормальных циклов СА. Наиболее значительные события происходят на фазе роста и, особенно, на фазе спада цикла. Значит, наиболее вероятно существование мощных солнечных вспышек и появление большого количества групп пятен, начавшихся со второй половины 2001 года, продлится до конца 2004 года.

Отдел «Служба Солнца» БЮАО продолжает исследования в данном направлении и надеется на плодотворное сотрудничество с Запорожским астрономическим клубом ЗГУ, который располагает крупнейшим солнечным телескопом-рефрактором.

 

 

Литература :

 

1.      Ю. И. Витинский. Солнечная активность., М., «Наука», 1983 г.

2.      В. Н. Ягодинский. Космический пульс биосферы., М., «Знание», 1975 г.

3.      Одесский астрономический календарь 2000. ОАО, «Астропринт», 1999 г.

4.      Одесский астрономический календарь 2001. ОАО, «Астропринт», 2000 г.

5.      Киевский астрономический календарь 2000. ГАО НАНУ, Киев, 1999 г.

6.      Киевский астрономический календарь 2002. ГАО НАНУ, Киев, 2001 г.

 

В редакцию поступило 31. 05. 2002 г.

 

 

 

 

Предварительные результаты наблюдений кометы Икейя-Джанга 2002.

 

Гигиберия В. А. Копчекчи И. К. Майструк Д. В.

 

Описание наблюдений.

 

 

 Комета Икейя-Джанга 2002 была обнаружена автором во время наблюдений переменной v509 Cas 16.04.2002 c помощью бинокля БПЦ5. В этот момент её блеск составлял в среднем 4,31 m(V). Наблюдения с применением цветных светофильтров показали, что комета имеет либо голубой, либо зелёный. Примечательно выделение  в оранжевом свете плотного точечного ядра. Наблюдался также слабый хвост длиной до 1°40¢. Диаметр комы составил 11¢.

В ночь с 17 на 18 апреля во время наблюдений применялись телескопы  Мицар1 и ГТО. Особое внимание было уделено наблюдению за перемещением кометы. Наблюдения с помощью ГТО показали, что голова кометы состоит из яркого центрального сгущения и едва заметной комы диаметром 7¢,5. Интегральный блеск кометы достигал 4,34 m(V).

20-21.04. Наблюдения проходили по расширенной программе. Были сделаны зарисовки кометы, получено пять её снимков с помощью объектива МТО-1000 и ГТО. Комета имела слабый длинный хвост, в котором различалась тонкая, сравнительно яркая ось. Голова кометы имела вид сходящего на нет параболоида. По фотографическим и визуальным наблюдениям, диаметр центрального сгущения составил примерно 0¢,9.

27-28 апреля. Был оценен диаметр комы, центрального сгущения, оценен её блеск. Заметно сократилась длина хвоста - 18¢. Напротив, ярка стала оболочка головы кометы, а на стороне, обратной движению, оболочка простиралась даже дальше хвоста. Другая сторона оболочки была почти незаметна.

Наблюдения с применением светофильтров показали, что в лучах (о) комета представляет собой неясное почти монотонное пятно, лучи (ж) выявили ядро и асимметричную оболочку, (з) – кому и ядро, выделился хвост. В синих лучах кома была почти невидима, но очень ярки стали оболочка и хвост.

29-30 апреля. Наблюдения проходили с применением телескопа РТ-60. У кометы вновь появился заметный хвост длиной 25, заметна была оболочка диаметром 5¢,7. Диаметр центрального сгущения достиг 2¢,3.Интегральный блеск кометы составил 4,91 m(V).

2-3 мая. Отмечалось точное положение кометы с помощью кольцевого микрометра. В это время она имела слабый длинный хвост длиной 45¢, асимметричную оболочку

 

3-4 мая. Активность кометы достигла пика. Падение блеска остановилось, изменился внешний вид кометы: заметны, стали резкая оболочка, вытянутая кома, несколько хвостов. Поразителен был главный хвост, протянувшийся на небе на 3 °8¢. Он имел вид полосы, выходящей из комы кометы, сужающейся к концу до некоторого момента, после которого его ширина начинала вновь увеличиваться. Зарисовка проводилась в телескоп МИЦАР.

8-9 мая. При помощи телескопа РТ-60 и окулярного микрометра оценено точное положение кометы, осуществлена её зарисовка и оценён блеск. С этого дня блеск кометы начал падать, а хвост сокращаться. 12.05. она стала невидима для глаза, а 14.05. произошла её вспышка до 5,3 m(V).

 

Анализ наблюдений перемещения кометы Икейя-Джанга 2002.

 

 

№ п/п	Дата	Время (h,m,s)	a (1900,0) (h,m,s)	d (1900,0) °    ¢    ²	m(V)	D (ц. сг)	d (комы)	Lхв °,  ¢	Прибор
1	17.04.2002	1 04	23 4,4	+56  17	4,31		11	1 40	БПЦ-5
2	18.04.2002	1 57	22 51	+57  7,45	4,34	2,0	8,5
3	20.04.2002	23 09	22 8,61	+59  31,6	4,27	0,9	5,9	1 10	Мицар, ГТО
4	23.04.2002	0 05	21 34,91	+60  42,5	4,63		9,1		БПЦ-5
5	24.04.2002	0 55	21  16	+60  49,7	4,8	1,9	6,0	0 08	РТ-60
6	28.04.2002	3 35	20 1,5	+60  43,7	4,86	2,2	5,8	0 18	Мицар
7	30.04.2002	0 30	19 25 16,7	+59  31,62	4,91	2,3	5,7	0 25	РТ-60
8	3.05.2002	0 22 2	18 38 17 (2000,0)	+56 41  7,43 (2000,0)	5,36	3,6	18,5	0 45	РТ-60 микрометр
9	4.05.2002	2 00			5,33	3,0	18,8	3 08	Мицар
10	9.05.2002	1 35	17  44  40 (2000,0)	+48   45 (2000,0)	5,75	3,0	16,25	0 17	РТ-60 микрометр
11	14.05.2002	0 45	16  49  47 (2000,0)	+41  14 (2000,0)	5,3	1,25	17	0 14	РТ-60 микрометр

 

 

В редакцию поступило 09.08.2002 г.

 

Зарисовки облачных покрытий планет-гигантов.

 

                        Чубенко М. В.

 

За последние годы изучение планет методами астрофизики и космической техники сделало большие успехи. Однако даже при том развитии, которое получили в планетоведении современные методы, визуальные наблюдения планет отнюдь не потеряли своего значения, и любитель со своими скромными средствами может принести не малую пользу науки, если он будет работать систематически, ясно представляя себе цель, которую должны преследовать его наблюдения.

Юпитер и Сатурн, как  Уран и Нептун называют планетами-гигантами, по своим размерам, массе, плотности, внутреннему строению и составу они резко отличаются от планет земной группы. Отличительными свойствами планет-гигантов являются: большие массы, низкие средние плотности, быстрое вращение вокруг оси, которое растёт от экватора к полюсам.

Планеты-гиганты не имеют твёрдой поверхности. Наблюдаемые в телескоп поверхности этих планет образованы плотными облаками. Атмосферы планет-гигантов, как и всё их вещество, имеют в основном водородно-гелиевый состав. Кроме чистого молекулярного водорода в спектрах этих планет наблюдается полосы поглощения соединений водорода: метана и аммиака, так же обнаружены этан, ацетилен, фосфен и даже водяной пар, правда, в ничтожных количествах.

Оси вращения планет-гигантов расположены весьма разнообразно. Ось Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, ось Сатурна наклонена к ней на угол 62°.

В телескоп на диске Юпитера видны тёмные полосы, параллельные экватору планеты, разделённые светлыми промежутками – зонами. Полярные области всегда тёмные – их называют полярными шапками, хотя они ничего общего не имеют с полярными шапками Марса, поскольку представляют собой облачные образования. В полосах и зонах наблюдаются те или иные детали: тёмные и светлые пятна, выступы или углубления в полосах, «мостики» между двумя полосами, они хорошо видны и на наших зарисовках, которые мы рассмотрим ниже.

 

           04. 11. 2001 г.    Т = 3 ч. 10 м.                                         09. 03. 2002 г.    Т =  22 ч. 30 м.

Полосы на диске Сатурна видны значительно хуже, они бледнее, детали в них наблюдаются редко – это светлые и тёмные пятна.

При зарисовке Юпитера и Сатурна использовалось рабочее увеличение главного телескопа обсерватории системы Кассегрена 180 – 250 крат.

Использовались красный и синий цветофильтры для усиления видимых деталей на планетах. Так, например: розовые детали усиливает синий цветофильтр, а голубые – красный. В результате получаем полную картину облочных покрытий, путём взаимного наложения обеих зарисовок.

Зарисовки производились простым карандашом, с пременением специальных шаблонов, вырезаных из плотного картона, чтобы соблюдать овальность формы обеих планет и положение колец у Сатурна, что значительно облегшало процесс зарисовки.

При зарисовке деталей наносились сначала самые интенсивные детали, а уже по отношению к ним наносились остальные, причём в первую очередь детали, находящиеся на левой (западной) стороне диска, ибо они вскоре скроются вследствие вращения планеты.

Каждая зарисовка занимала не более 10-15 минут, так как быстрое вращение Юпитера вокруг оси может привести к изменению картины.

На поверхности Сатурна тоже наблюдаются тёмные полосы и детали, но они значительно слабее, чем на Юпитере. Хорошо видна на кольце щель Кассини.

 

             20. 04. 2002 г.       Т = 23 ч. 45 м.                                  27. 04. 2002 г.        Т = 23 ч. 30 м.

 

            03. 05. 2002 г.        Т = 22 ч. 20 м.                                  03. 05. 2002 г.        Т = 22 ч. 40 м.

 

Т = 19 ч. 00 м.     29. 03. 2002 г.

30. 03. 2002 г.        Т = 22 ч. 00 м.

 

На полученых нами зарисовках 29 и 30 марта сего года видно движение тёмного пятна в близи экваторам Сатурна. Они предоставлены в работе.

На зарисовках Юпитера заметны коренные изменения его деталей, как со временем, так и вследствии вращения планеты.

Сотрудники обсерватории будут продолжать работу в данном направлении. Материал этих исследований будет пополнен. Поэтому планируются изучение изменений в полосах Юпитера и Сатурна (их широты, ширины, интенсивности и цвета); изучение сезоных изменений на Марсе, появлений облаков; наблюдение колебаний блеска Урана, Нептуна и ярких астероидов.

 

Литература.

1.                      Астрономический календарь. Постоянная часть. Под ред. Абалакина В. К.,М., Наука, 1981, 704 с.

2.                      Климишин И. А. Астрономия наших дней. М., Наука.,1976.

          

 

       Солнечная активность 2000 – 2002 г. г.

 

                              Введение.

 

3.                      Одесский астрономический календарь 2000. ОАО, «Астропринт», 1999 г.

4.                      Одесский астрономический календарь 2001. ОАО, «Астропринт», 2000 г.

5.                      Киевский астрономический календарь 2002. ГАО НАНУ, Киев, 2001 г.

6.                      В. А. Бронштэн. Планеты и их наблюдение., М., «Наука»., 1979 г.

 

В редакцию поступило 15. 05. 2002 г.

 

 

         

 

Развитие астрофотографии в БЮАО, её перспективы.

 

                                       Анфиногентова Л. А. Саберова Ю. В.

 

     Астрофотография в БЮАО возникла с первых дней основания обсерватории, то есть осенью 1978 года. Тогда и появились первые любительские снимки Луны и Солнца, а позднее более профессиональные фотографии: лунные ландшафты, на которых были изображены горные массивы и множество    кратеров, снимки солнечных пятен и участков звёздного неба.

   Со временем накапливался и приобретался опыт искусства астрономической фотографии.

   Мы помним имена первых её основателей – это, в то время совсем юный, Игорь Атрощенко, занимающийся, кроме всего прочего исследованием переменных звёзд и теоретической астрофизикой. Пикалов Константин и Сергей Болотин, которые оба были командированы в экспедицию для наблюдения и фотографирования полного солнечного затмения в Новосибирскую область летом 1981 года, где  они получили прекрасные снимки солнечной короны и всех фаз затмения, которыми мы вправе гордиться и сейчас.

   Все троя теперь астрономы-профессионалы, внёсшие немалый вклад в Главной астрономической обсерватории Национальной Академии наук Украины. В данное время они кандидаты физико-математических наук, руководил которыми наш основатель обсерватории доктор наук, профессор Алексей Степанович Гадун. Именно, благодаря ему и развивалась в обсерватории одна из отраслей астрономии – астрофотография.

    Несмотря на то, что и бумага, и плёнка в то время, были весьма не лучшего качества – как теперь. Печатались фотографии в фотолаборатории обсерватории, там же и проявлялась фотоплёнка самими кружковцами.

    При фотосъёмке использовался тот самый фотоаппарат « Зенит – Е », которым мы пользуемся и поныне, плёнка светочувствительностью 65 и 130 единиц ГОСТа; печатались снимки в основном на бумаге « бромпортрет » и « унибром ». Задействованы были:  Главный инструмент обсерватории – большой телескоп системы Кассегрена, телеобъектив МТО – 1000 и прочие оптические системы. В основном все снимки были чёрно-белыми.

    Анализируя нынешнюю ситуацию, можно отметить ряд позитивных изменений.

    С весны 2000 года по настоящее время сотрудниками обсерватории отснято 6 фотоплёнок, ёмкостью от 36 до 38 кадров каждая :

-         2 плёнки светочувствительностью 200 ед., фирмы “Codak”;

-         3 плёнки светочувствительностью 400 ед., такой же фирмы ;

-         1 плёнка светочувствительностью 800 ед., фирмы ” FUJI ” ;

 

Проявка плёнок и печать фотографий производилась в коммерческой сети сервиса « Новые технологии » г. Бердянска.

    Нами были получены качественные снимки фаз полного лунного затмения 9 января 2001 года, которые отвечают всем качественным требованиям, полученные с помощью телеобъектива МТО – 1000. Так же получено большое количество фотографий поверхности Луны, её деталей в результате съёмки через главный инструмент обсерватории – телескоп Кассегрена.

   Снимались планеты : Марс, Венера, Юпитер со своими 4-мя спутниками, Сатурн с Япетом и Титаном.

   На плёнке 800 ед. снимались объекты : планетарная туманность М57 в созвездии Лиры, Большая туманность Ориона, звёздные скопления М11 и М13, Плеяды и Гиады, галактические образования – М31 Туманность Андромеды и М33.

     В ночь с 3 на 4 ноября 2001 года были отсняты кадры с моментами покрытия Сатурна Луной, а так же приближения её края к планете и выхода из покрытия.

    Теперь перейдём к анализу полученных нами снимков, часть которых здесь предоставлена ( см. приложение ). Показано часть снимков поверхности Луны, фаз полного лунного затмения, планет Юпитера и Сатурна, Солнца.

    После проявления негативов выяснилось, что самые интересные снимки не получились, то есть « наложились » друг на друга.

   После анализа происшедшего, хочется отметить наши беды и недостатки … . Сделаны соответствующие выводы : механизм фотографической камеры аппарата «заедает» – камера старая, требующая  ремонта или замены, нужна точная юстировка часового механизма главного телескопа, кроме того, сама установка монтировки расшатана, тормоза не прочные. Эти недостатки помешали осуществить наши замыслы.

 Хочется заметить, что в нашей обсерватории есть все необходимые условия и основания для дальнейшего развития астрофотографии. Кроме устранения неполадок, планируется монтировка окулярной камеры на главный телескоп для фотосъёмки малых объектов и многое другое.

 

В редакцию поступило 15. 05. 2002 г.

 

 

 

 

 

 

Определение новых элементов для пульсирующей переменной T Vul.

 

 

                                      Гигиберия В. А.

 

T Vul - змінна зірка типу DСep. Згідно із ЗКЗЗ, вона змінює свій блиск від 5,41 до 6,09, спектр – від F5Ib до G0Ib. Моменти максимумів змінної можуть бути визначені за формулою:

 

J.D.Max.hel = 2441705^d,121 + 4 ^d,435462 * Е.

Спостереження T Vul в БЮАО почались 12.08.2000. З цього часу автор отримав 88 оцінок блиску цієї зірки. Спостереження були оброблені за формулами (4) та (8). За цими даними був побудований графік зміни блиску цієї зірки.

На графіку добре помітний гострий максимум, що наступає після відносно короткого (0^P.4) етапу зростання блиску. Після цього блиск знов швидко, а потім все більш повільно знижується до мінімуму. Графік є типовим для цефеїд з поданими періодами.

Як це витікає із графіка, спостережуваний максимум настає на 0^Р,037 раніше, що значить те, що період, поданий в ЗКЗЗ є не зовсім вірним або скоротився внаслідок еволюції зірки. Тому був розрахований залишок О-С, що склав – 0^d,16411209. Середня епоха склала 2137. Після цього була розрахована середня похибка у визначенні періоду, що склала приблизно – 7^d,6795*10^-5  .Зараз можна перерозрахувати елементи зірки:

 

 

J.D.Max.hel = 2452150^d,45316 + 4 ^d,435385205 * Е

Таким чином, T Vul є типовою дельта цефеїдою. Результати спостережень свідчать про те, що період зірки сутніх змін не зазнав, але елементи зірки потребували уточнення, яке і було зробленo.

 

 

Литература.

 

 

1.   Астрономический календарь. Постоянная часть. Под ред. Абалакина В.К. М., Наука, 1981.

2.   Астрономічний календар. 2000 р. Випуск 46. Під ред. Думи Д.П. К., Видавництво головної астрономічної обсерваторії НАН України, 1999.

3.   Климишин И.А. Астрономия наших дней. М., Наука, 1976.

4.   Общий каталог переменных звезд, издание четвёртое, Т. I, II, III. М., Издательство академии наук СССР, 1983-1988 гг.

5.   Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 3. М., Наука, 1950.

6.   Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 4, перераборанное, М., Наука, 1965.

7.   Одесский астрономический календарь. Под ред Каретникова В.Г. Одесса, «АстроПринт», 2000, 159 с.

8.    Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.- 3-е изд., перераб.–М.: Наука, Главна редакция физико-математической литературы, 1984, 384 с.

9.   Цесевич. Переменные звёзды и их наблюдение, 1980.

 

В редакцию поступило 14. 05. 2002 г.

 

 

 

 

Визуальные исследования переменной d Цефея.

 

                            Гигиберия В. А. Майструк Д. В.

 

Змінна зоря d Цефея типова цефеїда, що очолює тип пульсуючих зір типу d Цефея і підтип дельта-цефеїд. Вона має типовий для всіх цефеїд графік зміни блиску та інші характеристики.

В результаті пульсації її блиск коливається у межах від 3^м,6 у максимумі до 4^м,5 у мінімумі яскравості. Змінюється спектральний клас зорі, причому синхронно із змінами блиску – від F5 у максимумі до G2 у мінімумі, тобто у процесі пульсації, період якої рівний 5^d,366341, зоря коливається то в бік блакитних, то в бік червоних гігантів. Як і багато інших цефеїд d Цефея має порівняно чіткий період, однак може змінювати його за відносно короткий проміжок часу.

Цю зорю досить просто знайти на небі так як вона добре видима неозброєним оком. Також легко її знайти за координатами a = 22^h 29^m,2; d = +56° 25¢ (координати подані на епоху 2000,0).

Змінна зоря d Цефея спостерігалась в БЮАО. Спостереження проводилися в період з 24 квітня 2000 року. За цей час спостерігач (В. Гігіберія) зробив 140 оцінок блиску змінної. Під час оцінювання використовувалися 2 зорі порівняння: z Цефея (3^м,36) і e Цефея (4^м19).

Згідно з цими даними був  побудований графік зміни блиску як залежність S(j). Він добре узгоджується із графіками, що були отримані раніше. Цей графік є досить несхожою на синусоїду криву. Тут чітко видно досить швидке зростання блиску, що триває порядку 0,3^р, потім слідує дуже короткий максимум блиску а далі пологий спуск до мінімуму блиску. Характерною особливістю зорі d Цефея є два маленькі горбики на спадній вітці графіка з амплітудою відхилення від середнього значення кривої біля 0^м,08.

Перший горбик з’являється на фазі пульсації біля 0^р,28 у вигляді затримки спадання блиску, повторний горбик з’являється на фазі пульсації біля 0^р,41, тривалість якого дещо більша ніж першого. Їхня поява – наслідок дії ударних хвиль що з’являються через відбиття хвилі стискання зорі від більш щільного ядра зірки.

При розгляданні графіка ми також помічаємо, що максимум блиску, що спостерігається не співпадає з максимумом, який заданий елементами JD_max.hel=2430675^d,445+5^d,366306, а спостерігається дещо ранише, що означає, що  період пульсації d Цефея дещо коротший за поданий. Не складний розрахунок виявляє розбіжність у 0,187821935 діб. Звідси знаходимо DР та нове значення періоду змінної: Р₂=5,36627765.

Результатом спостереження змінної зорі d Цефея стало з’ясування деяких індивідуальних особливостей зміни блиску зорі, перерозрахунок  її елементів пульсації:

 J.D._max.hel. = 2430675^d,445+5,36627765

Ефект Блажко у даної зорі відсутній, або майже не виражений.

 

В редакцию поступило 12. 08. 2002 г.

 

 

 

 

 

Нові елементи пульсуючої короткоперіодичної змінної DH Пегаса.

 

Семенюк О. В.

 

     DH Пегаса – фізична змінна зоря типу RRc. Зірки цього типу відрізняються майже симетричними, іноді синусоїдальними кривими блиску і періодами від 0^d,2 до 0^d,5 і амплітудами не більше 0^m,8 V. В результаті пульсацій її блиск коливається у межах від 9,^m15 у максимумі до 9,^m80 у мінімумі блиску. Змінюється спектральний клас зорі від А5,0 до F0,. Відрізняється коротким періодом, який згідно з ОКПЗ, дорівнює 0,^d2555104. В 1990 році під час фотоелектричних (фільтр V) та JK- спостережень за методом Бааде - Весселинка були визначені основні параметри зірки: радіус <R> = 4,40 + 0,90R_¤, <T_{e_}> = 7070 ± 210 K, <M_v> = 0,6 ± 0,40, <M_k> = 0,08 ± 0,40, <M_bol> = 0,65 ± 0,40.  Ця зоря невидима  неозброєним оком, спостереження  проводились за допомогою телескопу “Мицар”,  її можна знайти за координатами α=22^h12^m55^s ,δ=+06º34,4′ (згідно з ЗКЗЗ). На малюнку 1 подана карта околиць DH Peg.

 Мал. 1. Карта околиць DH Peg. Спостереження змінної зорі DH Peg в БЮАО почались ще в 2001 році. З тих пір ведеться активне дослідження цієї змінної. Автор почала вивчати її з жовтня 2002 року, на сьогоднішній день отримано 458 оцінок її блиску. Використовувались такі зорі порівняння: В та С Пегаса, спостереження проводились за методом Нейланда - Блажко. Також використані оцінки Гігіберія В. і Копчекчі І. К. Згідно з отриманими даними був побудований загальний графік зміни блиску як залежність S(φ).

Розглянемо загальний графік блиску змінної DH Peg (Мал. 2.). Він досить нетиповий для зірок типу RRc і відрізняється асиметрією (крутий підйом блиску). Отже можна зробити висновок, що більш рання класифікація (ЗКЗЗ) невірна, і зоря DH Пегаса відноситься до типу RRAB. Це ліриди з періодами від 0^d,3 до 1^d,2 і амплітудами не вище 0^m,8V. Також на графіку помітний зсув максимуму блиску приблизно на 0^P,1. Це свідчить про зміну періоду, який і був обчислений автором. Розрахунки О – С наведені в таблиці 1:

 

                        Табл. 1.    Розрахунки О – С для зорі DH Peg.

 

№	О	С	Е	О - С
1.	52619,22176	52619,207	31919	0,01476
2.	,229167	52619,207	31919	0,02216
3.	,229861	52619,207	31919	0,02286

 

Розділивши середнє значення О – С на епоху, отримаєм середнє значення зміни періоду. Отже, 0,199267/31919 = 0,000000624 (ΔР). Додавши це значення до відомого періода, отримаєм новий період Р₂ = 0^d,255511024. Звідси – нові елементи пульсацій:

J.D._max.hel. = 2452639 ^d,893 + 0^d,255511024·Е.

Приблизно на фазах 0^Р,5 – 0^Р,8 точки утворюють дивне скупчення, що не є характерним для лірид. Вони дуже нагадують вторинну пульсацію з періодом, подібним головному і максимумом, що практично співпадає з мінімумом DH Peg. Можливо, для DH Пегаса характерний ефект Блажко, можливо, вона є мультиперіодичною, для з’ясування природи цього утворення необхідні додаткові спостереження.

Аналіз отриманих моментів максимумів отриманих в БЮАО, а також взятих із спеціальної літератури, показав що період пульсацій зорі змінюється згідно з синусоїдальним законом.

 

                        Мал. 2. Загальний графік зміни блиску DH Peg.

 

У всякому разі, її період збільшився, що пов’язане з перебудовою надр зірки. Можливо це стало наслідком деяких періодичних процесів, що поступово змінюють характеристики зорі, причина яких досі нез‘ясована.  Синхронно з цим відбувається збільшення періоду та зростає світність. Програма БЮАО передбачає подальші спостереження змінної DH Peg та вивчення особливостей її пульсацій, так як дослідження короткоперіодичних змінних зірок – справа не тільки цікава, а й дуже потрібна науці через недостатню вивченість фізичних процесів, пов’язаних з еволюцією зірок.

 

В редакцию поступило 14. 01. 2003 г.

 

 

 

 

 

Одна из полезных модификаций метода Нейланда-Блажко.

 

Гигиберия В. А.

Все, кто занимается визуальными наблюдениями переменных звёзд, иногда сталкивается с характерной проблемой – когда вблизи от переменной нет подходящих по яркости звёзд сравнения (либо все они слишком ярки, либо слабы для получения точной оценки).

Но эта проблема очень легко решается, если прибегнуть к предлагаемому методу получения и обработки наблюдений. Можно рассмотреть два противоположных случая.

1.      Окружающие звёзды ярче переменной. В этом случае оценка имеет вид:

A 5,4 B 2,1 V, где A и B – хорошо известные звёзды сравнения. Сейчас переменная V – слабейшая звезда в тройке. Тогда, в случае если имеются оценки звезды внутри интервала [AB], блеск звезды вычисляется по формуле:

 

S = S_[AB]cp + [BV] * S_[AB]cp / [AB]

или

m(V) = m(B) + [BV] * (m(B) - m(A)) / [AB]

 

2.  Окружающие звёзды слабее переменной. Оценка будет иметь примерно такой вид: V 1,9 A 4,2 B. Аналогично:

 

S =_{_}- [BV] * S_[AB]cp / [AB]

 

m(V) = m(А) - [BV] * (m(B) - m(A)) / [AB]

 

Единственное требование, исполнение которого весьма желательно – разница яркости между самой яркой и тусклой звездой не должна быть больше 0,5 m(V).

 

 

В редакцию поступило 19. 11. 2002 г.

 

 

 

 

 

 

Нові елементи мультиперіодичної змінної V474 Єдинорога.

Семенюк О. В.

 

V474 Єдинорога – фізична змінна зоря типу δ Щита. Її дуже просто знайти на небі за координатами  α = 05h56m38s; δ= - 09º23,1´.     На малюнку 3 подана карта її околиць. Під час пульсацій її блиск коливається в межах від 5,^m93 в максимумі до 6,^m36 в мінімумі блиску, спостереження проводились за допомогою бінокля БПЦ5.

За даними ОКПЗ ця зірка відрізняється дуже коротким періодом Р = 0^d, 136126 та наявністю            

ефекту Блажко. За даними ЗКЗЗ Max (O-C) =  =2441664,962+7^d,7463.           

  Min (O-C) = 2441669,569 + 7^d,74639·N;

       0,^m03 ≤ A ≤ 0,^m37; - 0,^m03 ≤ O - C ≤ + 0,^m03.                                                                       

Мал. 3. Карта околиць V474Mon.                                   

 Частотний аналіз, проведений у 80-ті роки XX ст. виявляє три основні пульсації

[8669]:P₁ = 0^d,1361258 (A₁ = 0^m,18);

P₂ = 0^d, 1337745 (A₂ = 0^m, 12);

P₃ = 0^d, 1385591 (A₃ = 0^m, 04).

За спектрограмами з дисперсією 9 А/мм, отриманими на 6-метровому телескопі САО АН колишнього СРСР, обчислені променеві швидкості зірки V474 Mon. За кривими зміни радіуса та фотоелектричною кривою блиску за методом Весселинка визначені середній абсолютний радіус зірки (R = 1,9·10⁶ км) та абсолютна зоряна величина (М_в = 1,7^m).

В 1977- 1984 р.р. на 2 камері БТА Л. Зайковою та С. Удовенко були проведені спостереження швидкості обертання зірки V474 Єдинорога.

                                          

                                        V sin I

 

                                        MgII                           FI

                                           11                            10

 

А ще раніше для цієї зірки приводились значення швидкості v sin = 25 км/с.

Спектральний клас зорі F2IV, хоча розширення ліній в спектрі цефеїди в наслідок макротурбуленції може досягати 2/3 v sin I.  Визначені дані є верхньою межею v sin I через вплив макротурбуленції. Хімічний склад фотосфери зірки неоднорідний, можлива поява плям.

 В БЮАО спостереження цієї змінної почались восени 2002 року. На сьогоднішній момент отримано 352 оцінки її блиску, а також використані оцінки Гігіберія В.

Розглянемо загальний графік V474 Mon (Мал. 4.) Крива зміни блиску відрізняється відхилом середнього максимуму від фази 0^p,0, що свідчить про зміну періоду, та яскраво вираженим ефектом Блажко. Це проявляється наявністю трьох послідовних максимумів відповідно на фазах 0^Р,05, 0^Р,3 та 0^Р,5. Також приблизно на фазі 0Р,8 помітне деяке підняття блиску, що може бути горбиком, характерним для короткоперіодичних цефеїд. Розрахунки  

О – С наведені в таблиці 2.

                         

Табл. 2.  Розрахунки О – С для зорі V474 Mon.

 

№	О	С	Е	О - С
1.	2452616,47566	2452616,45115	80479	0,02451
2.	619, 34375	619,3098	80500	0,03395
3.	619,45081	619,44593	80501	0,00488
4.	625,338889	625,299	80544	0,039889
5.	641,285417	641,225	80661	0,06041
6.	649,263389	649,256	80720	0,007

 

Слід зазначити, що за 80599,5 середніх пульсацій середнє відхилення моменту максимуму, що спостерігається, від розрахованого склало 0^d,0327278. Можна розрахувати ΔР:

ΔР = 0^d,0327278/80570 =0^d,0000004.

Тепер, додавши значення ΔР до відомого значення періоду, можна обчислити новий період змінної. Він дорівнює:

Р = 0^d,0000004 + 0^d,136126 = 0^d,13612635.

Таким чином можна знайти нові елементи пульсацій зорі:

J.D._max.hel.= 2452551^d,2748 + 0^d,13612635·E.                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                             

 Автор під час досліджень отримала недостатньо оцінок блиску через короткий період спостережень, що не дозволило як слід вивчити ефект Блажко V474 Mon, її мультиперіодичність, але під час подальших спостережень в БЮАО зорі V474 Єдинорога приділятиметься особлива увага.

В результаті проведення в БЮАО програми спостереження короткоперіодичних змінних зірок, були виявлені дуже цікаві закономірності пульсацій зірок, зокрема були досліджені їх мультиперіодичність, ефект Блажко, для деяких зірок обчислені нові значення періодів.

Для V474 Єдинорога        J.D._max.hel. = 2452551^d,2748 + 0^d,13612635·E.

 

Мал. 4. Загальний графік зміни блиску V474 Mon.

Програма вивчення змінних зірок в Бердянській юнацькій астрономічній обсерваторії продовжує розширятись та удосконалюватись, в результаті чого, я думаю, з’явиться можливість спостерігати все більше різних типів таких цікавих космічних об’єктів, як змінні зірки. Сподіваюсь, ми зможемо більш сучасну та потужну техніку для проведення своїх досліджень.

Список використаної літератури:

 

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. Под ред. Абалакина В.К. М., Наука, 1981, 704 с.
2. Климишин И.А. Астрономия наших дней. М., Наука, 1976, 456 с.
3. Кукаркин Б.В., П.П. Паренаго., Ю.И. Ефремов., П.Н. Холопов. «Общий каталог переменных звезд», издание второе, Т. 1. М., Издательство академии наук СССР, 1958 г., 698 с.
4. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 3. М., Наука, 1950, 20 с.
5. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 4, перераборанное, М., Наука, 1965, 4 с.
6. Одесский астрономический календарь. Под ред Каретникова В.Г. Одесса, «АстроПринт», 2000, 159 с.
7.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 1, М., «Наука», 1985, 375 с.
8.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 2, М., «Наука», 1985, 378 с.
9.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 3, М., «Наука», 1985, 322 с.
10.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 4, М., «Наука», 1985, 390 с.
11.   Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.- 3-е изд., перераб.–М.: Наука, Главна редакция физико-математической литературы, 1984, 384 с.
12.  Переменные звезды. Том 2 №10. Академия наук СССР.1975 г.
13.  Астрономический циркуляр. №1548 1991г.

 

В редакцию поступило 20. 02. 2003 г.

 

 

Результати візуальних досліджень змінних зірок  Y Oph і Y Sgr.

 

Гігіберія В. А.

Y Oph – змінна зірка типу DCepS. Це є досить аномальний об‘єкт, абсолютна зоряна величина якого є на одну зоряну величину менша, ніж в зірок цього типу з аналогічними періодами, аномальну форму кривої зміни блиску. Візуальна зоряна величина зорі коливається в межах від 5,87 до 6,46 зоряних величин, що є на 1,01 m(V) нижче, ніж це повинно бути за теорією, спектр змінюється від F8 Ib до G3 Ib. Середній радіус зірки дорівнює 49,8 * 10⁹ м. Т_е = =4920 К. Блиск повинен змінюватись за елементами:

J.D. Max. hel = 2439853^d,3 + 17 ^d,12413 * Е

Спостереження Y Oph у БЮАО були розпочаті    5.08.2000 та тривають й досі. Період спостережень склав 830 діб. За цей час Мал. 9. Пошукова карта.  автором було отримано 55 оцінок її блиску. Згодом ці спостереження були оброблені. За цими даними був побудований спільний графік зміни блиску зорі.

Мал. 10. Спільний графік зміни  блиску.

 

Дійсно, форма кривої зміни блиску зірки Y Oph є дуже незвичайною. Беручи високу точність оцінки за аксіому, ми можемо стверджувати, що крива зміни блиску дуже змінна, що вже є нехарактерно для цефеїд з подібними періодами. Звертає на себе увагу також незвично   маленька амплітуда коливаннь. При цьому найбільші коливання блиску відбуваються на фазах від 0,8 до 0,0. На цьому й зосередимо нашу увагу.

Після швидкого нарощення блиску зорі майже до найбільшої позначки (від 0^р,63 до 0^р,84) блиск зірки знов зазнає падіння до мінімума протягом 0^р,11 та при фазі 0^р,95 падіння знов змінюється зростанням, що триває вже до фази 0^р,04, коли відбувається максимум блиску. Чим є насправді цей мінімум? Немає жодного спостереження, що б заперечувало його існування. Через це можна запропонувати одразу кілька версій: це може бути вторинний максимум, що є викликаний ударними хвилями, що призводять до додаткового розширення фотосфери. Якщо це так, сила цього явища вища, ніж у більшості інших цефеїд. Інша версія – Y Oph є затемнювано-подвійної зорею, але спектральні дослідження повністю її заперечують. Остання версія – активність атмосфери зорі: якщо при підвищeному вмісті карбону її температурa впаде нижче 2500 К стануть можливі затемнення через збільшення непрозорості внаслідок конденсації С₂. Відповіді можуть дати лише спектральні дослідження цієї зорі в цьому проміжку фаз. Треба шукати або сліди наявності широкої, насиченої карбоном атмосфери та прослідкувати за змінами променевих швидкостей. Для підтвердження першої версії достатньо, щоб її мінімуми співпадали з максимумами яскравості.

У випадку вірності першої версії зірка  Y Oph скоріше за все повинна належати до типу DCep. Період зірки збільшився:

J.D. Max. hel = 2452200^d,48 + 17 ^d,12508 * Е

Y Oph в наш час дуже потребує більш глибокого вивчення. Немає сумнівів відносно унікальності зорі, її ж доступність повинна бути її головним козирем.

Змінна зірка Y Sgr належить до типу DCep, типова цефеїда. ЇЇ яскравість коливається в межах від 5,25 до 6,24 m(V), коливання спектру відбуваються в межах від F5II до G2II. Елементи її пульсації нагадують елементи зорі d Сер:

 

                J.D.Max.hel=2440762^d,38 +5 ^d,77335 * Е

Спостереження Y Sgr у БЮАО почались 14.06.2000. За сукупністтю, вони тривають вже 869 діб. За цей час була отримана оцінка блиску зірки. Зорі порівняння, що були 41 використані під час оцінювання, мають такі величини: А = 4,81 m(V) та В = 6,86 m(V). Зацими даними  був отриманий середній графік зміни блиску.

        Мал. 11. Пошукова карта.     

Згідно з ним, пульсації, яких зазнає зірка є досить стабільними, амплітуда їх є майже постійною. Є помітний також невеликий фазовий зсув моменту максимуму, що, швидше за все, відбувся через неточність визначення елементів зорі. Тому проведемо їх уточнення: Е_ср = 1974, О-С = + 0 ^d,230934. Звідси DР =  + 0 ^d,0001169. Розрахуємо нові елементи:

J.D. Max. hel = 2452101^d,469 + 5 ^d,7734669 * Е

 

 

Таким чином, Y Sgr є типовою цефеїдою, що має характеристики, що є нормальними для цефеїд цього періоду. У проміжку часу від 2440762 до 2452578

сутніх змін періоду не відбулось.

 

 

 

 

                                                  

 

Мал. 12. Спільний графік зміни  блиску.

 

 

 

 

 

 

Список використаної літератури

 

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. Под ред. Абалакина В.К. М., Наука, 1981, 704 с.
2. Климишин И.А. Астрономия наших дней. М., Наука, 1976, 456 с.
3. Кукаркин Б.В., П.П. Паренаго., Ю.И. Ефремов., П.Н. Холопов. «Общий каталог переменных звезд», издание второе, Т. 1. М., Издательство академии наук СССР, 1958 г.
4. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 3. М., Наука, 1950, 20 с.
5. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 4, перераборанное, М., Наука, 1965, 4 с.
6.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 1, М., «Наука», 1983
7.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 2, М., «Наука», 1985
8.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 3, М., «Наука», 1987
9. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.- 3-е изд., перераб.–М.: Наука, Главна редакция физико-математической литературы, 1984.

10.              Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 3. М., Наука, 1950.

11.              Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 4, перераборанное, М., Наука, 1965.

12.               Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.- 3-е изд., перераб.–М.: Наука,        

            Главна редакция физико-        математической литературы, 1984, 384 с.

13.              Цесевич. Переменные звёзды и их наблюдение, 1980.

14.              Гоффенмейстер. Переменные звёзды. – 4 – е изд., перераб. М., Наука, 1991.

15.              Реферативный журнал, Отдел астрономия, N11,1983.

16.              Реферативный журнал, Отдел астрономия, N1, 1955.

 

 

 

Результати досліджень затемнюванних змінних b Lyr, b Per, AR Aur,

RZ Cas, EE Peg та RR Lyn.

 

Майструк Д. В.

 

Дослідження b Lyr.

 

Період  - 12^d, 913834

Амплітуда – 1,3

Max-min – 3,25 m - 4,36m

Координати- a=18^h48^m14^s , d=+33°18,2¢

Прецесія  2,21² – 0,70²

М₀  08247^d,950

Спектр  В8II – III EP

Тип ЕВ

 

Оцінки блиску оброблялись методом Нецланда-Блажко. Отримано 200 оцінок її блиску. Мої спостереження дублювали Гігіберія В. А. Та Копчекчі І.К.

При побудові графіку змінення блиску    

Мал. 1 Карта околиць bLyr.            використовувались спостереження автора.

  Спостерігався вторинний мінімум. Але усі затемнення приходились на фазу 0,45. Зміна періоду не спостерігалась.

На малюнку  поданий графік кривої блиску, але по спостереженням Д¢яченка можна виявити не сходження спостережень з елементами із ОКПЗ ІІІ 1969 р., що засвідчує о зміні періоду. Але спостереження добре відповідають єлементам ( Астрономічного календаря 1967р.)

 

Min. J. D. = 2439496.150 + 12,9327 · Е

 

Після аналізації обох кривих можно впевненно сказати, що вони аналогічні, тобто фізичні властивості подвійної системи, залишились не змінні.

Аналізуючи більш минулі спостереження, можно доповнити наступне.

Для спостереження зміни періода затемнюваной подвійної системи b Ліри були зібрані моменти 1374 первинних мінімумів блиску – 1176 візуальних, 118 фотографічних, 80 фотоєлектричних. Для вичіслення залишків О – С використані єлементи:

 

Min. J. D. = 2408248, 013 + 12, 9138 · E

 

Малюнок 2 . Графік зміни блиску b Lyr.

 

Якщо збільшення періода b Lyr постійне з часу, то графік повинен придставлятись кривой другою ступінню від єпохи. Для аппроксимації графіка залишків О – С використані ортогональні коліями п¢ятої ступіні. Для коєффіціентів перед ступенями єпохи вище другої їх найбільш верогідні помилки опинились більше самих коєфіциєнтів, або тогож ряду:

   

        a₃ = -9,1·10 ^-12                                   a ₄ =6,6·10 ^-15                                           a₅=-4,2·10 ^-20

   ±11,6                                          ±2,6                                                 ±139,5                         

 

Таким чином, можно обчислити, що період  b Lyr – є лінійною функцією часу. Нові єлементи для вичислення єфемеріди b Lyr були наступні:

 

Min. J. D. = 2408247, 9632 + 12, 9137869 Е + 3,8736 · 10 ^–в Е ²

 

Зная швидкість збільшення періода, можно оцінити величину переноса маси в середині системи, якщо приняти відношення мас зірок М₂/М₁ – 4,2 та   М₂ – 13M ₀. Вийде dM₁  /dt - -2,59  · 10 ^–5 М₀ в рік.

 

Єквівалентні ширини спектральних ліній.

 

На спектрограмах, які покривають всю криву блиску виміряні єквівалентні ширини для 82 спектральних ліній, була вивчена залежність єквівалентної ширини від фази і залежність центральної інтенсивності ліній від фази. Фазові діаграми були якістно інтерпретировані в згоді з общепринятою моделью системи b Ліри.

 

Магнитне поле яркого компонента та структура газових течій в данній системі.

 

По 250 спектрограмам , отриманих на 6-м телескопі з дисперсієм 9 А/мм, проводились вимірювання напряга магнітного поля по зимановському розміщенню ліній яркого компонента. Нйдена квазінусоїдальність, залежність єфективного магнітного поля від орбітальної фази. Повна амплітуда змінення ~ 1000 Гс, середня величина – ( - 1350 ±50 ) Гс. Виявлена депресія в безперервном спектрі зірки на l 5200 А. Змінення блиску її глубини з фазою синхронно з зміненням магнитного поля. Секудна змінність в лінії На за спостереженнями на 6-м телескопі.

        Проводились пошуки секундної змінності в лінії На вданній системі, на основі спостережень на 6-м телескопі. Час накопичування індівідуального спектра – шкала дорівнювала 10,48 і 5,24 сек. Кількість обробленних спектрів ~ 700. Під сильною ємісією з полушириной ± 240 км/с виявлена дуже широка недостаточна інтенсивна ємісія з крилами до ± 300 км/с. Висота вцентрі цієї ємісії привищує в фазі 0,73^Р рівень непреривного спектра на 25%, виявлені швидкі змінення ємісії На відносно непреривного спектра з моментами змінення від секунди до десятків хвилин, які залежать від фази. Ця фазова корреляція позволила індетифіцировати найбільш активну область – фазу розраховану на удар струї в горяче п`ятно на газовому диску, обертающогося навколо слабкого компонента ( 0,49^Р ). На фазі 0,81^В на шесті послідовних сканах зафіксовано швидке перенесення абсорбіционного компонента із фіолетового крила ємісіонной лінії На в її червоне крило.

 

Дослідження b Per.

                                                                                                                                   

                  Період – 2^d,8673043

                  Амплітуда – 1.3m

                  Max-min – 2,12-3,39 m

                  Координати - a=0,3^h04^m54^s   d+40°45,9¢

                  Прецесія – 3,91², +0,231²

                  М₀ – 45641^d,5135

                  Спектр – В8V

                  Тип - ЕА/SD

   Оцінки робилися візуально. Отрмано 90      оцінок блиску, вони оброблялись за методом Нейланда-Блажко. Мої оцінки дублювали:                      

Гігіберія В. А. та     Копчекчі І. К.

   Спостерігалось декілька часткових та одне повне затемнення.

Мал. 3 Карта околиць b Per.          Також спостерігався вторинний мінімум, який добре помітний на графіку. Всі спостереження оброблялись за допомогою формул, які я приводив раніше. Пошук зміни періоду робився тим же методом, але змінення періоду не спостерігалось. На основі данних був побудован графік зміни блиску, який добре ілюструє поведінку цієї зорі.

Алголь може служити зразком для демонстрування різних причин змін періоду. Дуже складна формула Чандлера, згідно якої розраховувалися мінімуми на початку ХХ століття, вже в 1915 році давала помилку, яка складала 2 години. Пояснити це явище довгий час було неможливо. Астрономічна література за останні десятиріччя, щодо Алголя, настільки поширена,що там може бути поданий лише скорочений огляд.

Трьома можливими причинами періодичних змін періоду може бути: обертання лінії абсис, ефекту світового рівняння, рух ще одного центру гравітації, що припускає існування третього тіла. У 1948 році Еглен винайшов ще три періода. Перший дорівнює 1873 роки, був вже розрахований Маклафліном на основі вимірювання променевих швидкостей. Другий дорівнює 1884 роки, також можна було вважати надійно встановленним. Третій дорівнює 32 роки, можна приписати обертанню лінії абсид. Складалося враження, що два інших періоди пов`язані з орбітальними рухами так, якщо б система Алголя складалася з чотирьох зірок з такими масами: 5 і 1М; 1,2 і 3,8 М; після того як Лейтен висловив свої сумніви у допущенні про обертання лінії абсид, вважаючи необхідним для цього періоду набагато довший даного, Паувел спробував пояснити усі невідповідності орбітальних рухів і єфекти світового рівнгяння. Для цього йому було необхідно залучити чотири збурюючих тіла, отже система Алголя повинна складатися з 6 компонент. Ще раніше Феррарі допустив наявність 5 компонент і в послідуючих дослідженнях розвивав цю гіпотезу приблизно однаково з Паувелом.

 

Малюнок 4 . Графік зміни блискуb Per.

 

Викликають сумніви вірності цієї гіпотези слідуючи факти. По-перше, явище що, спостерігається в Алголі було знайдено і в інших затемнюваних зірок, наприклад b Ліри і l Тільця. По-друге, відповідно вказівкам ряду дослідників, у Алголя присутні стрибкоподібні зміни періоду, а їх не можна пояснити тільки небесно- механічними процесами. Таким чином у Алголя ми маємо приклад неперіодичних коливань періоду внаслідок обміну масами.

Зараз припускається, що Алголь в дісності складається з трьох об`єктів:                                   Алголь А  (спектр В₈^v, абсолютна величина – 1,^m  0 )

Алголь В  (субгігант G-K, абсолютна величина +2^m,7)

Алголь С  (А₇^v,+2^m,2 абсолютна зоряна величина).

Небагато років тому стало відомо, що Алголь – радіо і рентгенівське джерело.

 

Закон потемнення диску зірки від центру до краю та його відношення до Алголя. Спектральний клас даної зірки.

 

Закон потемнення диска зірки до краю може бути, в першому випадку представлен в виді:

                                                    Bl=al+m,

Де Bl  - яркість деякої крапки диска в довжині хвилі l неприривного спектра; m - косинус угла між промінем зору та нормалю до поверхності зірки в цій точці; al іbl - параметри, розраховані по поверхністній температурі зірки та середнього блиску її диску.

Температура поверхні Алголя розраховувалася на основі визначення кольровой температури по не розірваному спектру в інтервалі l 4600-3800 та визначення центральної інтенсивності ліній Бальмера. Спостереження проводились в проміжках між затемненнями. Отримано значення Т₀= 8700°. По цій температурі знайдена величина постійної потемнення до краю (відношення різності яркості в центрі та на краю диска до яркості в центрі диску) u = 0,76 для l = 4340 А.

На основі отриманного закона потемнення до краю вичислена крива змінення величини скачка D інтенсивності неприривного спектра на кордоні серії Бальмера в функції фази затемнення, добре відповідающі з спостереженням кривой. 

 

 

 

Дослідження AR Aur.

 Період – 4^d,134695

 Ампплітуда- 0,67m

 Max-min – 6,15-6,82m

 Координати - a=05^h15^m01^s  d=+33°42,9 ¢

 Прецесія – 3,95²,+ 0,065²

 М₀ – 38402^d,1832

         Спектр- АР(МG-MN) +B9V

         Тип – ЕА/DM

   Оцінки блиску проводились за допомогою бінокля Б.П.Ц. з збільшенням 6х30. Було отримано 80    оцінок блиску. Вони оброблялись за методом Нейланда-Блажко. Оцінки Мал.5 Карта околиць AR Aur.           дублював  Гігіберія В.А.

Спостерігався дуже яскравий вторинний та первинний мінімуми. Також хочу доповнити, що спостерігалась зміна періоду. Нові елементи AR AUR  повідомим пізніше, а Малюнок 6 .Графік зміни блиску AR Aur.

 

поки опишим фізичне життя цієї затемнювано- змінної зірки.

Спектри компонент АР +В9V. Головна зірка зознаками типу АР. Існує добре рішення по спостереженням Іогансен. Точні спостереження О’коннела, для опреділення елементів використані не  були. Правда, у нього дуже мало спостережень вне мінімумов, но їх точність і те, що у Іогансен нема тонких ефектів вне мінімумов, позволяє не робить ректіфікацію. За ціми кривими була надія отримати коєфіціенти потемнення дисків зірок до краю. В В- промінях відношення радіусов компонент К вийшов рівним одиниці, а в V – дуже близьким до неї, через це воно було принято рівним одиниці. Помилкой вважались приближенні дані при включені К в число невідомих. В наслідок цього помилка r₁ та j₁, j₂ вийшла завищенною. Коефіцієнти потемнення при ціх умовах опреділяються добре, але із-за закріпленної помилки К їх можна рахувати трохи заниженими.

В ціх же умовах були зроблені і криві блиску Іогансен. Помилки елементів поцім кривим опинились більше. Результати виписані в таблиці  у О’конела декілька ркзів менше блиск головної зірки в синіх промінях, в другому оба ряда елементів практично співпадають. Коєфіцієнти потемнення мало відрізняються від теорітичних по Тубашевському.

   В початку цього розділу я повідомив, що зірка AR Aur змінила період, про що свідчить графік зміни блиску. Після обробки спотережень були отримані нові елементи затемнення:Еср= 3438; О-С= 0^d,12404085, звідси DР=0^d,000036079.                   

Розрахуемо нові елементи:

 

J.D.Min.hel. = 38402^d,1832+ 4, ^d 134731079 · E                           

 

Таким чином треба запевнити , що дані які знаходяться в ОКПЗ за 1987р. застаріли і потребують заміни новими.

 

Дослідження RZ Cas.

 

 

                 Період-1^d,195247

                 Амплітуда – 1,14m-

                 Max-min – 6,18 - 7,32m

               Координати- a=02^h47^m3^s ; d=+6,9° 25,5¢

                 Прецесія- 5,41²; +0,252

                 М₀-43200^d,3063

                 Спектр – А₂ ; 8V

                Тип – ЕА/SD

 

Оцінки блиску проводились за допомогою бінокля БПЦ 6*30. Було отримано 180 оцінок блиску. Вони оброблялись за методом Нейланда-Бланко.

Мал.7 Карта околиць RZ Cas.                      Спостерігалось  змінення періоду.

Нові елементи я повідомлю пізніше, а поки розповім про фотометрію головного мінімума даної зірки.

Затемненно-змінна зірка RZ Cas спостерігалась на 50-см рефлекторі Одеської астрономічної обсерваторії 8-9 серпня 1988 р. В якості приймача облучення використовувався ФЕУ-79, працюющий в режимі рахунку фотонів.

Зіркою зрівнення була зірка GC3075. спостереження проводились у трьох кольорах, близьких к системі B,V ,R. Різниці зіркових величин змінних зір та зірок зрівнення, виправлені за атмосферною екстинкцією.

По кривим блиску, методом Погсона визначені моменти мінімума у трьох кольорах. Опинилось, що максимальна різниця між моментами мінімумов в різних кольорах рівняється 0^d,0003, що не привищує помилки визначення самого момента. Середне значення момента мінімума рівне

 

Min.hel.J.D. = 2447382^d, 4868.

Різниця О-С, вичислена від елементів Паренаго, досягає величини

О-С = -0,0547.

О причині змінення періоду данної зірки.

Дослідження змінення періоду RZ Cas проведено на всіх нормальних мінімумах спостерігавшихся в інтервалі J.D.2413999 – 2433779. Відклонення моментів нормальних мінімумів від предвичисленних вичислялись від елементів : Min. = J.D. 2417355,4233 + 1,1952519 * E. Змінення періода носить неправильний характер. Єпохи повільних та плавних змінень (Е від 0 до 6000) змінюється єпохами швидких змінень ( Е від 9300 до 9800 ). Неперіодичний характер змінення заставляє відбросить гіпотезу третього тіла та може бути  пояснен, якщо предположити, що ця зірка є системою багатьох тіл, періоди обертання яких біля общого центра мас дуже близька друг к другу.

Малюнок 8 . Графік зміни блиску RZ Cas .

Якщо періоди обертання в деякій ступені однакові, то можна очикувати в майбутньому повторення вида кривой О-С. Змінення періоду невеликі, крім єпохи біля Е= 9500, де вони досягають ± 0^d,00003. Визначення спектральних єлементів, отриманих Джорджаном відносяться до епохи Е = 1820. Середня швидкість опинилась рівной –38,32 км/сек. Маклафлін для Е = 9150 підтвердив результати Джорджана та найшов, що змінення довготи періастата указує на існування періода 18,3 ± 1,2 років ( 5590 періодів). Величина середньої швидкості, не змінилась.

Так як єксцентриситет орбіти невилик ( е = 0,05 ± 0,04 ) виводи Пірса о періодичності змінення долготи періастра  помилкові.

В початку опису даної зірки я повідомив , що вона змінила період. На графіку дуже помітно відхилення мінімума від початкового значення. Після обробки даних були отримані нові елементи затемнення: E=12304 ; О-С = 0,0393728. Звідси DR = 0^d, 0000032.

                        За ціми даними отримаємо нові елементи:

J.D. Min. hel. = 2451850^d,3687 + 1^d,1952504 · E

Дослідження ЕЕ Peg.

                   Період – 2^d,62821423

                   Амплітуда – 0,58m

                   Мax – min – 6,93 – 7,51m

                Координати - a=21^h37^m34^s,  d= +08°57,4¢

                   Прецесія – 2,95 ²- 0,272²

                   М₀ – 45563^d,8916

                   Спектр-A3MV +F5

                   Тип-EA/SD

      Oцінки проводились за допомогою бінокля БПЦ, а    також телескопа “Міцар” з робочим збільшенням 33 крата.

Мал.9 Карта околиць ЕЕPeg.

Спостереження проводились в Бердянській юнацькій обсерваторії з  2000 по сей день.Було отримано 70  оцінок блиску. Вони оброблялись методом Нейланда-Блажко. Для побудування графіка використовувалися спостереження Гігіберії В.А. та автора. Спостерігався вторинний та первинний мінімуми. Також спостерігалося змінення періода.

 

Нові елементи такі: О-С = 0,709617842; DR = 0^d, 000265576;

 

JD Min. hel = 45563^d,8916 + 2^d,628479806 * E

Змінна затемнена зірка ЕЕ Пегаса.

      Фотомітричне спостереження системи ЕЕ Пегаса має 211 спостережень Бейера, проходивших з 23 липня по 14 грудня 1951 р. Були отримані 7 мінімумів та наступні елементи :  Min. = J.D. 2433881, 509 + 2^d, 62675 * E. Головний мінімум ( А =  0^m,10 ± 0^m,02) лежить на фазі 1^d,30 ± 0,01. Зоряна величина  дорівнює 6^m,91 ± 0^m,03.

       За допомогою однопризменного спектографата дзеркала D = 100см отримано 44 спектра в синій області ( дисперсія 65 А/мм при Hg) та 10 спектрів в червоній області ( двопризмовий спектограф, дисперсія 156 А/мм). По лініям водню та слабким лініям металу спектр класифікується як  А4V, по лінії Са ІІ      Малюнок 10. Графік зміни блиску ЕЕ Peg.        К – як А2. Лінії  Na I : D₁ + D₂ підсилені, як у металевих зірок. Інтинсивність ліній Мg II 4481 і Sr II 4077, змінюється, але без зв’язку з фазою. Слабкі  лінії збільшені, що                  може бути викликано обертанням зі швидкістю 50 м/сек. На головний спектр, накладається спектр слабкого компонента. Наприклад  лінія К                збільшена, але не сильно. Біля ядра, головної зірки, знаходяться крила поширеной лінії слабкого компонента. Інтинсивність крил лінії К состоїть 1/10 від інтинсивності ядра. Спектр в головному мінімумі не відрізняється від спектра вне затемнення. Єлементи визначені із кривій проміневих, не зтикуються з фотометричними, так як ексцентриситет, якщо судить по кривій блиску, приближен до нуля ( е соs w < -0,008 ± 0,006» 0). Проміневі швидкості є змінними з елементами: Р = 2^d, 6275 ; g = -24,5 км/сек ± 1,8, К = 84,.1 км/сек ± 2,8; е 0,08 ± 0,03; w = -5°,1± 20,7, T₀ = 1^d,927 ± 0,011. З цих елементів отримані: а ₁sin₁ I = 3,03 * 10⁶ км та f ( м ) = m₂ sin₂ I/ (1+h)² = 0,1604 М. Для вичечлиння відношення радіусів компонент К виносить спосіб, отриманий для роботи з таблицями Мерріла, де є функція c ( k, a₀, n ) (a₀ – відношення втрати світла у момент внутрішнього доторкнення, n = 1-i/1-lн, де lн – інтинсивність в мінімумі, i - інтинсивність приданій фазі.). приводяться формули для вичислення r _g, r_k, i, L_k та. Із кривої блиску блиску виходить k = 0,666 ± 0,016; r _g = 0,199, r_k = 0,132,  i= 86°2, L_g= 0,911, L_k = 0,089.

Відносна різниця абсолютних візуальних величин компонент складає 2m,53. Відношення поверхневих  блисків складає 4,54. Із положення головного мінімума на кривій проміневих швидкостей виходить наступне, що в головному мінімумі буде затемнюватися А-компонент. Приймаючи  для неї температуру 8850°, для другої компонента маємо Т = 5890° та спектр G1V. Так як паралакс системи та швидкість второго компонента невідомі, то фізичні характеристики знаходяться в залежності від h.

По емпірічному відношенню маса- світимість треба очікувати h = 2. В такому випадку обидві зірки опиняються трохи вище головної послідовності на діаграммі Герцшпрунга-Рассела.

 

 

 

 

 

 

 

Дослідження RR Lуn.

 

                                                                 Період – 9^d,945079

         Амплітуда – 0,51m

                 Мах-міп- 5,52 – 6,03m

        Координати- a=06^h22^m13^s, d=+56°18,9²

                 Прецесія – 5,07², -0,032²

                 М ₀ – 33153^d,8623

                 Спектр – A7VM + F3V

                 Тип ЕА/SD Мал.11. Карта околиць RR Lуn.     

Спостереження RR Lуn проводились автором з 2002 по 2003 рік. Всього було отримано близько 50         оцінок блиску. Вони проводились за допомогою бінокля БПЦ .

 Спостерігалось змінення періода.

Для розрахунку нових елементів , використовувалися такі формули: О - С = Dj × R; DR  = О - С/Е ; Е = М - М₀/Р. Звідси: О - С = 0,9945079; DR = 0,00050818; Е = 1957; Р ₂ = 9^в,94558718_.

J.D.Min.hel. = 33153^d,8623 + 9^d,94558718 · E

 Хочеться  доповнити, що зірка RR Lуn дуже цікава за своєю структурою і поведінкою. Її дуже складно найти в темну зоряну ніч, автор потратив багато годин на її спостереження, але завдяки одним ночним спостереженням, він побачив , як зірка змінювала свій блиск не підходивший під розраховані ефемериди, це і була та рідка, але дуже вважлива подія вжитті кожного астронома.

Використані раніше розділи змінювання блиску зірок на фізичні та геомитричні загубило своє коріння. Як ми могли усвідомить, що не тільки у контактних та напіврозділенних систем, а навіть також у розділенних систем можуть мати місце потоки речовини, та збурювання фотосвери. За усіма дослідженнями стоїть питання: як це може бути, що дві зірки з різними стадіями єволюції, можуть відноситься до однієї системи? По перше, швидкість єволюції зірки, наприклад: час прибування зірки на головній послідовності, дуже сильно залежить від маси. Чим більше маса, тим швидче6 єволюція. В області розповсюдження має швидкість єволюції може відрізнятися в 100 разів. По-друге, як тільки один компонент внаслідок своєї єволюції розшириться та заповнить сво внутрінню критичну поверхність, важливу роль починає грать обмінювання масами.

Також треба вказати, що в широких подвійних системах один або оба компонента можуть бути в відносинах зі своєю стадією єволюції змінившимися зірками.

В цій роботі відображені результати спостереження 2-ох типів затемнюваних змінних : типу b Персея і b Ліри. Результати  спостережень можна вважати успішними. Були розраховані нові періоди для деяких затемнюваних зірок, які використовувались в роботі, та М₀ для RZ Cas.

 

Малюнок 12. Графік зміни блиску RR Lyn.

         В майбутньому будуть проводитися спостереження вже досліджених зірок, а також інших затемнюваних змінних.

Раджу астрономам спостерігати і досліджувати затемнювані змінні способом, який викладений в цій роботі. 

Автор визначив нові елементи для зірок , які змінили свої періоди, це дуже важно для інших любителів астрономії , так і для вчених , тому що нові елементи отримані в ході роботи зменшать вплив похибки спостерігача на результати обробки даних.

 

Список використаної літератури

 

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. Под ред. Абалакина В.К. М., Наука, 1981, 704 с.
2. Астрономічний календар. 2000 р. Випуск 46. Під ред. Думи Д.П. К., Видавництво головної астрономічної обсерваторії НАН України, 1999, 340 с.
3. Климишин И.А. Астрономия наших дней. М., Наука, 1976, 456 с.D
4. Кукаркин Б.В., П.П. Паренаго., Ю.И. Ефремов., П.Н. Холопов. «Общий каталог переменных звезд», издание второе, Т. 1. М., Издательство академии наук СССР, 1958 г., 698 с.
5. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 3. М., Наука, 1950, 20 с.
6. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 4, перераборанное, М., Наука, 1965, 4 с.
7. Одесский астрономический календарь. Под ред Каретникова В.Г. Одесса, «АстроПринт», 2000, 159 с.
8.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 1, М., «Наука», 1985, 375 с.
9.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 2, М., «Наука», 1985, 378 с.
10.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 3, М., «Наука», 1985, 322 с.
11.  П.Н. Холопов, Самусь Н.Н. и др. Общий каталог переменных звезд, т. 4, М., «Наука», 1985, 390 с.
12.  Цесевич В.П. Нестационарные звезды и метды их исследования: затменные переменные звезды. М., общество «Знание» Украинской ССР, 1971, 265 с.
13.  Цесевич В.П. Тесные двойные звезды. К., общество «Знание» Украинской ССР, 1980, 48 с.
14.  Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.- 3-е изд., перераб.–М.: Наука, Главна редакция физико-математической литературы, 1984, 384 с.

 

В редакцию поступило 22. 03. 2003 г.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 Нетипичное поведение звезды типа δCepS -  DT Cyg.

 

Гигиберия В. А.

 

Змінна зірка DT Cyg вважається зорею типу δCepS. Вона має радіус 29 ± ±1,8 R, температура поверхні Т = 6294 К. Маса зірки за даними спектрометрії дорівнює 5,31 М_¤. За даними ЗКЗЗ вона має період, тривалістю 2,499215 діб, амплітуду 0,39 m(V). Спектр зірки змінюється в межах F5,5 – F7Ib – II, блиск – від 5,57 до 5,96 m(V). Ніякої іншої інформації ЗКЗЗ не надає.

  Під час оцінювання зірки були використані такі зорі порівняння:

А =32 Vul

В= 45 Cyg

С=36  Vul

D=33 Vul

 

Спостереження DT Cyg в БЮАО почалось 19.07.2000 та тривають досі. Період спостережень склав 850 діб. За цей час автором було отримано 124 візуальні оцінки блиску змінної. Обробка спостережень проводилась за формулами (5) та (8). При цьому були використані такі елементи:

J.D. max. hel. =  2444046,^d 969 +  2,^d499215 * E

 

В результаті проведення обробки спостережень був отриманий  спільний графік зміни блиску. Амплітуда змін блиску тут дорівнює 5 ступеням. Достатньо добре простежується крива, зона найбільшої концентрації спостережень, проте помітно, що з наближенням блиску до позначки максимуму крапки стають все більше розкидані на графіку, що є дуже підозрілим. Але за такої кількості оцінок зірки можна вважати, що вплив помилок є мінімальний. Тоді можна запропонувати, що період зірки зазнав якихось змін, що і спричинило такі зміни на графіку. Для перевірки зауваження необхідно побудувати О-С діаграму зірки. За початкові прийнято елементи, що відносяться до середини  1924 року:

Для побудови діаграми також були використані інші елементи, наведені у ЗКЗЗ різних років видань а також моменти найбільшої яскравості зорі, де блиск зірки перевищує трійку. У результаті було отримано діаграму, де помітні признаки що найменше трьох варіантів піку, розділених проміжком часу, що приблизно дорівнює одній добі. Це є дуже підозрілою обставиною, бо подвійний період зірки майже точно дорівнює п‘яти добам, через що, так як оцінки блиску робились приблизно в один і той самий час, могли з‘явитись доволі великі майже пусті проміжки на графіку О-С та Р*2. Тому для дослідження ми обираємо максимум з координатами +1 ^d,33. Цій точці добре відповідає одне спостереження (див. Таблицю 1). Бачачи, що в цьому випадку діаграма являє собою параболу, розраховуємо її квадратичні коефіцієнти a:

a₁ =  +1 ^d,7082 * 10^-8  * E²

a₂  = + 1 ^d,1075 * 10^-8  * E²

a₃ = + 1 ^d,10818* 10^-8   * E²

Отримуємо середнье значення a в наш час: a = + 1^d,1078 * 10^-8  * E² та, як наслідок, нові елементи пульсації змінної:

J.D. max. hel. =   2424305 ^d, 651 +  2,^d49913 * E + 1^d,1078 * 10^-8  * E²

Але все одно залишається відкритим запитання: що ж насправді викликає таку хаотичність графіка?

Для цього, маючи у розпорядженні досить велику кількість оцінок змінної, ми побудуємо графік зміни блиску зорі, користуючись при розрахунках подвійним періодом (2Р = 4 ^d,99843)

За теорією, на графіку будуть зображені дві середні пульсації, парна та непарна, властивості яких будуть однакові. Але ми спостерігаємо зовсім іншу картину: перша пульсація найбільша – вона має тривалість 0^Р,58 (2 ^d,8990894), що на 19 годин більше за тривалість другої. Найбільший блиск зірки у максимумі приблизно дорівнює 2,2 , у мінімумі – 5,8. Для цієї пульсації є характерний різкий підйом    (0 ^Р,2) та повільний спад яскравості (0 ^Р,41) (М – m = 0 ^Р,21 = 1^d,0496703). На графіку також є помітний натяк на не стаціонарність висоти максимуму (знайдений за методом Посгона), що наступає на фазі пульсації 0 ^Р,91 або  0 ^Р,79 за вихідними елементами. Пульсація А, як ми її назвемо, починається на фазі 0 ^Р,7 та закінчується на 0 ^Р,32. За своїми властивостями вона більше схожа на пульсації зорей типу DCep тих же з нею періодів.

Пульсація В зовсім інша. Триває вона 2 ^d,0993406, тривалість зростання блиску 0 ^Р,17, спаду – 0 ^Р,25 тобто досить схоже на поведінку зорі, тип якої d Cep S. За методом Погсона знаходимо максимум, що лежить на фазі 0 ^Р,49. Його висота повинна сягати 0,2 ступеню блиску.

Максимум В, що мав би відповідати елементам [1] лежить у зоні О – С, де немає спостережень через те, що в ці моменти завжди наставав день. Якщо використати цю крапку, виявляється, що період середньої пульсації стабілізувався з моменту 2432792 ^d,893, коливаючись з тих пір у незначних межах. Тому постає необхідність представити нові факти математично:

М А J.D. max. hel.= 2452501 ^d,41347 + 4 ^d,99843 * Е

М В J.D. max. hel.= 2452499 ^d,31413 + 4 ^d,99843 * Е

Таким чином, змінна зірка DT Cyg може не бути зорею типу d Cep S або являти собою деяке виключення з правил. Причини такої поведінки зорі незрозумілі. DT Cyg та інші відомі подібні їй об‘єкти є найбільш цікаві  для вивчення, бо їхні властивості є дуже нестандартними. В наш час вже є відомі зіркі, подібні цій, але до повного розуміння їхньої природи ще дуже далеко, тому дуже важливо, щоб спостереження зірок цього типу тривали надалі.

 

 

Литература.

 

1. Общий каталог переменных звезд, издание второе, Т. I. М., Издательство академии наук СССР,1956 г.
2. Общий каталог переменных звезд, издание третье, Т. I, II, III. М., Издательство академии наук СССР, 1969 гг.
3. Общий каталог переменных звезд, издание четвёртое, Т. I, II, III. М., Издательство академии наук СССР, 1983-1988 гг.
4. Михайлов А.А. Звездный атлас. Издание 4, перераборанное, М., Наука, 1965.