воскресенье, 9 декабря 2018 г.

Кратная звездная система

    То что произошло за предыдущие несколько недель можно назвать "Мои приключения на северном небе". После двух красивых эксцентричных затменных звезд, думаю ничего интересного уже не произойдет. Ан нет... Поскольку MNIC V66 это 99-я которую я открыл, то хотелось, чтобы сотая была тоже из разряда "такая-эдакая".

     Итак: Решил я тут сделать фотометрию нескольких наблюдений звезды YZ Cep. Ну сделал и сделал. Посмотрел я на количество известных переменок в поле ~2 град. (это поле зрения моего поисковика) этой звезды и стало немного грустно. В этом поле на данный момент десятка два (может и больше) переменных звезд разных типов. Но больше из-за своего перфекционизма и привычки все доводить до конца, решил я проверить это поле на наличие переменных звезд. Сидел я проверял звезды на своих снимках, дело близилось к полночи, глаза закрывались уже сами собой от усталости и тут... Я не поверил сначала в то что увидел. Сон как рукой сняло. Начал проверять по всяким обзорам и каталогам... нет, есть таки неизвестная переменка, но какая... Алголь 9.6m!!! с ярко выраженным эффектом отражения (компоненты видать очень разные). А самое прикольное, что эта звезда на карте AAVSO для поля звезды YZ Cep была в списке звезд сравнения (уже исправили).

  В общем вот такая красавица, которую можно в бинокль увидеть. Звезда получила обозначение MNIC V67.

    Но на этом сюрпризы не кончились. Посмотрел я повнимательней на звезду MNIC V67 и тут еще один сюрприз. Оказывается эта звезда значится как двойная в Вашингтонском каталоге двойных звезд и состоит из двух компонент с яркостью 9,80m и 12,10m. Меньший компонент находится на расстоянии 2,5" к юго-западу от большего. На таком маленьком угловом расстоянии друг от друга и с такой большой разностью в блеске, эти два компонента не удалось увидеть ни в одном обзоре. Но мне помог обзор PanSTARRS. Поигравшись с параметрами снимков этого обзора на PanSTARRS-1 Image Access и через фильтр "r" стало отлично видно третий компонент.

     Оказывается MNIC V67 - это кратная система состоящая как минимум из 3 звезд. Это первая кратная система которую мне удалось обнаружить.




суббота, 1 декабря 2018 г.

Фантастическое совпадение

  Не, ну это ж надо... Две подряд одинаковые переменные звезды. При том по цветовым характеристикам прямо таки близнецы. Вот это совпадение ;) 
     Проверяя свои снимки звездных полей в Muniwin, мое внимание привлекла зорька, которая показала небольшое изменение блеска. Думаю "дай проверю". Моих снимков этого поля было только за два дня, поэтому внятную фотометрию получить не смог и обратился к ASAS-SN. Получив результат за 2000 дней сразу стало понятно, что это затменка. Предварительная обработка показала, что это звезда из алголей, но... второго минимума не было как я ни крутил. Стал я подозревать, что опять эксцентричная. Начал дробить проверяемые промежутки на мелкие кусочки. Два дня проверок наконец дали результат.
   Знакомьтесь - MNIC V66. Яркость практически того же порядка, что и у MNIC V65. Период затмений длиннее чуть больше чем в 2 раза относительно MNIC V65, глубина почти такая же, цветовые характеристики такие же, значит и спектральный класс тот-же. Интересно что глубина затмения составляет всего 4% (меньше я еще не находил). Интересно, что данные NSVS вторичного затмения не показывают.

P.S. Это уже пятая эксцентричная система, которую я нашел.


суббота, 24 ноября 2018 г.

вторник, 30 октября 2018 г.

MNIC V65: продолжение

     Мне астроном Денис Денисенко предложил найти кого-нибудь из астрономов чтобы сняли спектр открытой мной переменной звезды MNIC V65. Я высказал предположение, что это никого не заинтересует. А зря. Вот что он мне ответил:

Про затменную MNIC V65.

Вот зря Николай так думал! В группе "Variable Star Astronomy" на Фейсбуке на нее набросились с живым интересом. Некто Луиза Ребулл прислала данные наблюдений космической обсерватории WISE в ИК-диапазоне (около 150 точек за 3 года). Иван Леонидович Андронов из Одессы промоделировал кривую блеска и уточнил параметры:

Фаза вторичного затмения: 0.3124+/-0.0018
Длительность главного затмения: 2*0.0464(30), т.е. (9.3+/0.6)%
Длительность вторичного затмения: 2*0.0443(31), т.е. (8.9+/-0.6)%

В пределах ошибки измерений продолжительности обоих затмений совпадают (9 процентов орбитального периода), то есть в настоящее время мы видим орбиту двойной системы вдоль малой оси эллипса. Иначе говоря, перпендикулярно большой оси орбиты. А это очень удобная конфигурация! Потому что в периастре и в апоастре лучевые скорости одного компонента направлены прямо на нас, а другого компонента - от нас. Нынешняя эпоха отлично подходит для измерения эксцентриситета орбиты и отношения масс компонентов.

Я рассчитал эти самые лучевые скорости в предположении двух одинаковых звезд по 4.8 солнечных массы.

У меня получилось около 770 440 км/с в периастре и около 190 240 км/с в апоастре. Значение эксцентриситета у меня выходит e=0.6 e=0.3, радиус орбиты 0.090 а.е. (около 19 радиусов Солнца). Это радиус орбиты каждого отдельного компонента вокруг общего центра масс. Расстояние периастра q=a*(1-e)=7.7 13.5 RSun, апоастра Q=a*(1+e)=31 25 RSun.

Во вложениях - анимации орбиты двух компонентов. Первая (MNICV65-orbit-anim.gif) - вид сверху, вторая (MNICV65-sky-plane-anim.gif) - в картинной плоскости (как мы ее видим - с ребра и с затмениями). На анимациях радиус обеих звезд был принят равным 3.2 RSun.

Объект исключительно интересный! В том числе и тем, что его можно использовать для уточнения размеров и масс звезд спектрального класса B и для проверки эффектов общей теории относительности. В комментариях на Фейсбуке дали ссылку на статью о звезде DI Геркулеса (DI Her). Там была целая история продолжительностью несколько десятилетий. Наблюдаемая скорость поворота орбиты была в 4 раза меньше, чем предсказывала общая теория относительности! Учет приливного взаимодействия уменьшил апсидальное движение вдвое, так что разница с ОТО сократилась до двух раз. И только в 2010 году люди догадались, что отличие собственных осей вращения компонентов от орбитальной оси приводит к изменению поворота орбиты, и смогли привести теорию в соответствие с наблюдениями. При этом у DI Her орбитальный период 10.55 суток, а поворот орбиты занимает десятки тысяч лет. У звезды MNIC V65 и орбитальный период втрое короче, и вращение орбиты происходит за несколько десятков лет.

Это ж нужно. Такую "красотку" наковырял. Кроме всего прочего еще и Общую теорию относительности по ней можно проверить.


воскресенье, 28 октября 2018 г.

Интересная эксцентричная звездная пара

    Это просто праздник какой-то... Вот такую красивую пару я нашел в Кассиопее, притом на своих снимках. Пара с такой эксцентричной орбитой, кроме того есть излучение в самом дальнем конце ИК диапазона, что соответствует материалу с температурой 70-100К, такому как находится в областях звездообразования. Значит возможно система окружена какой-то не плотной газопылевой оболочкой. Звезда получила обозначение MNIC V65. Интересно, что при такой яркости ее никто еще не обнаружил, потому что созвездие Кассиопеи довольно не плохо исследовано. 
   Российский астроном Денис Денисенко провел небольшой анализ этой звезды. Вот основные моменты:

1. В данных NSVS почти 20-летней давности вторичное затмение приходится на фазу 0.40. Т.е. за 20 лет поворот орбиты произошел на 0,11 фазы. Это довольно быстро, хотя и не экстремально.

2. Такой быстрый поворот орбиты говорит о том, что вблизи периастра компоненты очень близко подходят друг к другу, возможно практически соприкасаются. Про это и говорит первая часть графика. Возрастание блеска на фазовой кривой получается из-за эффекта отражения при сближении вблизи периастра.

3. Большая полуось орбиты 0.0714 а.е., или 10.68 млн км, или 15.3 радиуса Солнца. Средняя орбитальная скорость выходит около 244 км/сек. Табличный радиус звезды класса B5V равен 3.2 радиусам Солнца. Если затмение длится 0.12 периода (9.16 часа), диаметр затмевающего тела выходит 8 млн км (радиус 5.8 радиуса Солнца).

4. Видимо, это всё достаточно молодые системы, у которых не успела произойти циркуляризация орбиты. Возможно именно по этой причине в данных WISE присутствует тепловое излучение пыли.

В общем интересная звездная пара. Пока Кассипея видна есть не плохая цель для наблюдений.