Бердянский астрономический циркуляр
ВИЗУАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ V 373 Peg
Гигиберия В.А.
Звезда V 373 Peg была занесена в ОКПЗ в 90-х годах. К тому времени она носила название NSV 13891. спектральний тип этой звезды – А2. В ОКПЗ она классифицирона как UV:.По данным ОКПЗ звезда имеет довольно небольшую амплитуду колебаний блеска, а именно от 5,53 в минимуме до 5,17 m(V) в максимуме.
Наблюдение V 373 Peg были начаты в 2005 году. За это время я получил более 200 оценок блеска этой звезды. Личное впечатление от звезды у меня, как у наблюдателя сложилось такое: "Звезда явно переменна и блеск изменяется периодично и плавно". Для выяснения характера переменности звезды, были построены индивидуальные графики изменения блеска, напр.:
Полученные графики свидетельствуют о том, что блеск звезды изменяется плавно, довольно четко “выписывая” максимумы и минимумы. Многие из полученых графиков очень были похожие. Это подталкивает нас к мысли, что представленная звезда - периодична. Судя по спектру, можно предусмотреть, что звезда может относиться или к классу затменных звёзд, или пульсирующих типа DSct. Для выяснения периода и типа звезды выпишем все надежные моменты минимумов звезды:
| J.D. M min = 2452000+ | St | J.D. M min = 2452000+ | St |
| 804,467477 | 5,4 | 852,38 | 5,5 |
| 808,456136 | 5,42 | 861,50625 | 5,498 |
| 814,477662 | 5,7 | 866,470949 | 5,38 |
| 822,404398 | 5,84 | 871,531597 | 4,95 |
| 826,441435 | 5,07 | 910,388194 | 6,22 |
| 838,370853 | 5,08 | 1134,46 | 5,52 |
| 840,5 | 5,73 | 1177,465 | 5,39 |
| 849,476041 | 5,89 |
Исследуя полученные моменты на периодичность и пользуясь всеми индивидуальными графиками, было установлено, что при периоде звезды Р = 0d,12012111 общий график стабилизируется и близкие индивидуальные кривые накладываются друг на друга максимально точно.
Используя этот период для построения общего графику мы получили такие результаты для двух сезонов:
На графиках можно видеть глубокий первичный и маленький вторичный минимумы – главный признак изменений блеска затменных переменных. На первом графике значительно больше наблюдений, но при этом эти наблюдения значительно сильнее разбросаны по графику. Это может быть вызвано пульсацинной переменностью гипотетического главного компонента тесной системы.