Новые переменные звезды

[mnn72]

Это просто праздник какой-то... Гляньте какую 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 в этой системе происходит какая-то потеря веществе одной из звезд из-за этого возможно система окружена какой-то не плотной газопылевой оболочкой. Звезда получила обозначение MNIC V65. Нужно было бы:

1. Пронаблюдать точно моменты минимумов, т.к. самих моментов нет и точная глубина не известна.
2. Пронаблюдать блеск звезды соответствующей прямой на фазовом графике. Может мне кажется, но там есть небольшой прогиб. Если это так, то что бы это значило?

Интересно, что при такой яркости ее никто еще не обнаружил, потому что созвездие Кассиопеи довольно не плохо исследовано.

[Денис Денисенко]

Поздравляю с красивым, ярким и необычным открытием!

Вот ссылка на страничку звезды в VSX: MNIC V65. Там же можно рассчитать ближайшие даты главных затмений. Вторичное наступает почти точно через сутки после главного (0.31*3.181865=0.9863, или 1 сутки минус 20 минут), что достаточно удобно.

Поразительно, что в данных NSVS почти 20-летней давности вторичное затмение приходится на фазу 0.40! Во вложении - кривая блеска NSVS 1691872, свернутая с тем же периодом, что у Николая.

P.S. Спектральный класс B5, масса одиночной звезды - около 5 масс Солнца. Можно рассчитать большую полуось орбиты по 3-му закону Кеплера и прикинуть размеры компонентов. Такое впечатление, что вблизи перицентра (периастра) компоненты почти соприкасаются. Ну тогда, собственно, и не удивительно изменение фазы вторичного затмения из-за поворота орбиты. Но чтобы за 20 лет, и так заметно - это очень круто!

[mnn72]

Спасибо Денис. Вот может из-за того, что компоненты так приближаются друг к другу одна с другой и "сдирает" оболочку, которая проявляется в данных WISE? Про такое сближение наверное и говорит первая часть кривой которая больше подходит звездам с близким расположением компонентов, таким как EB или EW.

[Денис Денисенко]

Нашел пару статей о звездах с заметным поворотом орбиты, как у MNIC V65. В статье Дариуша Грачика в MNRAS 2003 года о затменных двойных в Малом Магеллановом Облаке (SMC) вводится безразмерный параметр alpha, равный скорости сдвига фазы вторичного затмения за одну эпоху (т.е. за 1 орбитальный период). Для двух звезд в SMC параметры такие:

SC3 139 376 (P=6.05213 d): alpha=7.5*10^-5
SC5 311 566 (P=3.29132 d): alpha=7.0*10^-5

Для MNIC V65 за начало наблюдений NSVS берем JD=2451335.855, за конец наблюдений ASAS-SN JD=2458413.870. Итого 7078 дней, или 2224.5 эпох (орбитальных периодов). Считая сдвиг фазы за это время равным примерно 0.1, получаем темп дрейфа alpha=4.5*10^-5. То есть не экстремально большая величина.

При этом для SC3 139 376 рассчитана скорость поворота оси орбиты 5.8 градусов в год, то есть полный круг "прецессии" (apsidal period) занимает 62 года. Для второй звезды SC5 311 566 - соответственно 1.8 градуса в год, или полный оборот за 200 лет.

Еще в одной статье М. Вольфа, М. Зейды и С. Н. де Вильера в том же MNRAS 2008 года обсуждают параметры четырех южных эксцентричных затменных переменных. Самый быстрый поворот орбиты среди них наблюдается у звезды GL Car (GL Киля) с орбитальным периодом 2.422 суток: 25.20 лет! По словам авторов, более короткий период апсидального движения известен только у U Oph (20.1 лет), которая на самом деле является тройной системой.

Что характерно, практически во всех описанных  двойных системах оба компонента являются звездами спектрального класса B. Видимо, это всё достаточно молодые системы, у которых не успела произойти циркуляризация орбиты. Также подъем яркости между главным и вторичным затмениями объясняют взаимным эффектом отражения при сближении компонентов вблизи периастра.

[mnn72]

Интересно. Получается если это молодые системы, то с алголями у этих звезд кроме похожей кривой нет ничего общего?  Возможно именно по этой причине в данных WISE присутствует тепловое излучение пыли.

[Денис Денисенко]

Вот еще несколько мыслей по поводу MNIC V65. В ближайшее время должен выйти 6-й релиз данных проекта DASCH (оцифровка столетнего архива пластинок Гарвардской фототеки). 6-й релиз покрывает диапазон галактических широт от +15 до 0 градусов. Звездочке Николая в этом смысле повезло: у нее гал. широта b=+0.922. DASCH DR6 обещают в ноябре. Тогда можно будет проследить изменения фазы вторичного периода затмения на временном интервале, в пять раз превышающем базу NSVS+ASAS-SN!

Далее. Я прикинул параметры орбиты MNIC V65 по 3-му закону Кеплера (a³=P²*M, где M - масса системы в массах Солнца). Если взять массу 4.8 M_Sun, орбитальный период 3.181865 суток (0.008711 года) соответствует большой полуоси 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). Дальше все зависит от эксцентриситета орбиты. Если положить его равным 0.5, расстояние перицентра получается q=a*(1-e) = 15.3*0.5 = 7.6 радиусов Солнца. Это уже меньше, чем 3.2+5.8, что физически нереально. Либо эксцентриситет меньше 0.5, либо длительность затмения завышена и радиус второго компонента меньше 4.5 радиусов Солнца, либо суммарная масса системы не 4.8, а 8-9 масс Солнца (и радиус орбиты соответственно больше).

В общем, надо искать людей, умеющих пользоваться программами типа binary maker, чтобы смоделировать параметры системы, и просить кого-то на профессиональных телескопах снять спектры и померить лучевые скорости компонентов.

[mnn72]

...
В общем, надо искать людей, умеющих пользоваться программами типа binary maker, чтобы смоделировать параметры системы, и просить кого-то на профессиональных телескопах снять спектры и померить лучевые скорости компонентов.

Вряд ли кого-то заинтересует. Пока буду наблюдать эту звезду, чтобы получить полную фазовую кривую без пробелов. Возможно что-то прояснится.

[Романов Филипп]

22.10.2018 в базе данных AAVSO VSX была зарегистрирована  https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=624940   переменная звезда (48-ая - из числа открытых мной) в созвездии Возничий, которой было присвоено название Romanov V18. Данная переменная - красная, типа SRS (полуправильная с коротким периодом). Обнаружил я её 20 октября, в ту же дату построив соответствующие кривые блеска и отправив их в VSX.

Также поделюсь здесь информацией о том, что в сентябре 2018 года мне удалось правильно идентифицировать (определить положение на небе) карликовую новую звезду V3941 Sgr (переменность которой была открыта в 1973 году). Подробнее:

В сентябре 2018 года я обратил внимание, что на сайте AAVSO VSX была произведена ревизия информации о вышеуказанной переменной звезде, с пометкой о том, что идентификация переменной может являться неверной. Я изучил изображения области неба с указанными координатами и обнаружил, что на расстоянии в 12,5 угловых секунд от указанного положения вышеуказанной звезды имеется иная звезда, присутствующая на одном из изображений обзора неба DSS и отсутствующая на другом. Поэтому, я решил, что, возможно, обнаружил вспышку именно указанной переменной, после чего написал и отправил данную информацию администратору (Себастьяну) базы данных AAVSO VSX.
Через несколько дней мне поступил - на мой адрес электронной почты - подробный письменный ответ от него, в котором он высказал свою точку зрения: возможно, это одна и та же звезда, но - не исключено, что это два разных астрономических объекта. Также он продублировал данное письмо Самусю Николаю Николаевичу - главному редактору Общего каталога переменных звёзд, - чтобы узнать его мнение, и одному из старших сотрудников AAVSO (Элизабет) - для возможного объявления кампании наблюдений по данному объекту/объектам.
Николай Николаевич письменно ответил (на мой адрес электронной почты поступила копия его ответа), что это может быть одна и та же звезда. Также он приложил отсканированное изображение звезды V3941 Sgr в максимуме её яркости - с фотопластинки, снятой в Обсерватории Марии Митчелл. Администратор VSX AAVSO ответил (на мой адрес электронной почты поступила копия его ответа) Николаю Николаевичу, что после изучения им полученного изображения больше нет сомнений в том, что найденный мной объект USNO-A2.0 0600-33396453 (звёздная величина R = 17.3) - вспышка именно переменной звезды V3941 Sgr.
Поскольку данная звезда присутствует также и на изображении обзора неба Pan-STARRS, то, благодаря верной идентификации мной данной звезды, стала известна минимальная звёздная величина (19.9 g) данной переменной звезды, а также - стал известен показатель её цвета (g-r = 0.14).
В итоге всего вышеизложенного,  в базе данных VSX - на странице о данной переменной звезде V3941 Sgr - теперь имеется  https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=31641  уточнённая информация о координатах и звёздной величине данной переменной.

[Денис Денисенко]

Про затменную MNIC V65.

Вряд ли кого-то заинтересует.

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.

Update: нашел ошибку в вычислении эксцентриситета! При e=0.6 получался слишком короткий интервал между затмениями. Выяснилось, что я перепутал эксцентрическую аномалию с истинной. Теперь выходит правильно. Анимацию перерисовал. - Д.Д.

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 R_Sun, апоастра Q=a*(1+e)=31 25 R_Sun.

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 R_Sun.

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.

[mnn72]

Спасибо. Интересно. Это ж надо такую "красотку" накопать  Вообще я знаю про то что этой звездой заинтересовались. Мне Андронов написал, не против ли я чтобы он вместе с Вами и Луизой статью написали про эту звезду. Как я могу быть против, я только "ЗА", потому что такой объект просто потеряется в куче переменок. Вот только наблюдений нужно больше, а у меня как назло погода испортилась  Так что если кто может помочь в наблюдениях буду очень признателен.

[Nazar]

Могу поставить ее в мониторинг на ночь-две)

[mnn72]

Спасибо. Ставь. Может получится хоть моменты минимумов поймать точнее.

[Nazar]

Выложи пожалуйста образец-жпег какого-нибудь из своих снимков чтобы лучше понимать как она выглядит на широком поле.

[mnn72]

Хорошо. Вечером выложу.

[Денис Денисенко]

Вот карта окрестностей MNIC V65 = TYC 4034-66-1 из цветных Паломарских пластинок с полем 10'x10'. Изображение прямое (север сверху, запад справа). Переменная в центре. Ее координаты:

01 20 11.18 +63 36 55.8

Подписаны две соседние звезды из каталога Tycho, которые по звездной величине и по цвету годятся в звезды сравнения, если сами не окажутся переменными:

TYC 4034-132-1  B=11.52 V=10.61 (Tycho-2); V=10.693+/-0.020 B=11.383+/-0.377 (APASS DR9)
TYC 4034-257-1  B=12.26 V=11.85 (Tycho-2); V=11.733+/-0.012 B=12.361+/-0.046 (APASS DR9)

Большая ошибка величины B у более яркой звезды (TYC 4034-132-1) наводит на мысль о переменности. Вторая звезда (TYC 4034-257-1) по данным KELT постоянная в пределах 0.01m.

[Денис Денисенко]

Спасибо. Интересно. Это ж надо такую "красотку" накопать

Эту "красотку" можно использовать по полной программе как наглядное пособие для лабораторных работ со студентами и на занятиях астрономических кружков! Я поигрался с модельной кривой блеска системы на сайте Eclipsing Binary Simulator. Взял массы по 4.8 солнечных, радиусы 3.2 Солнца, расстояние 19.3 и e=0.3. Наклонение орбиты пока оставил 90 градусов, хотя оно на самом деле меньше. При 90 градусах глубина затмения получается 50% (0.75m), а на деле она около 0.4m. Но в модельке "с ребра" форма кривой блеска получается нагляднее.

А теперь давайте покрутим орбиту с шагом в 10 градусов. Что мы видим из анимации? Сейчас кривая блеска соответствует долготе перигелия 180 (см. значение Longitude в левом нижнем углу). Вторичное затмение на фазе 0.31, ширина затмений практически одинаковая. Чтобы определить темп поворота орбиты, надо найти долготу, при которой вторичное затмение попадает на фазу 0.4, как в данных NSVS. Она оказывается равной 120 градусам (или 240 в другую сторону). Итого: с момента наблюдений NSVS (ROTSE) орбита повернулась в пространстве на 60 градусов, или на 1/6-ую оборота. ROTSE наблюдал в 2000 году, сейчас у нас 2018. В данных ASAS-SN с 2014-го по 2016-й год и с 2016-го по 2018-й разницы в фазе затмений не заметно. Значит, можно принять время максимального поворота оси (Longitude=180) за 2016 год. Итого, полный цикл движения оси составляет 6*16=96 лет плюс-минут десяток лет туда-сюда. Это значит, что орбита смотрела большой полуосью на нас (Longitude=090 или 270) примерно 24 года назад (т.е. около 1994) и примерно 72 года назад (около 1946). Вот на кривую блеска в эти годы я бы посмотрел с наибольшим интересом! И.Л. Андронов написал, что в Одесской фототеке пластинок этой области Кассиопеи нет. С нетерпением жду 6-го релиза данных DASCH!

[Романов Филипп]

На фотопластинах DSS я обнаружил два интересных объекта:
1) С координатами 06 59 20.436 -04 04 29.74 - на голубой пластине SERC-J Survey (дата 1983-01-17). В ASAS-SN за дату 2012-02-01 для указанных координат имеются два изменения звёздной величины: 15.313 V и 15.415 V.

Данная переменная звезда сегодня была зарегистрирована в AAVSO VSX: https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=625143

Тип переменности: UG:

[Денис Денисенко]

Могу поставить ее в мониторинг на ночь-две)

Внимание! Наступает время наблюдать затмения необычной затменной звезды Николая Мышевского в Кассиопее MNIC V65 = TYC 4034-66-1.

Вот ссылка на страничку звезды в VSX: MNIC V65. Там же можно рассчитать ближайшие даты главных затмений.

7/8, 10/11 и 14/15 ноября у этой звезды будут затмения, хорошо видимые в России, Украине и Белоруссии. Вот расчетные моменты центров (главные минимумы) в Юлианских Днях и в UT:

2458430.168  07 Nov 2018 16:01 UT
2458433.350  10 Nov 2018 20:23 UT
2458436.531  14 Nov 2018 00:45 UT

Вторичное наступает почти точно через сутки после главного (0.31*3.181865=0.9863, или 1 сутки минус 20 минут), что достаточно удобно.

Ожидаемые моменты вторичных минимумов по Всемирному Времени:

08 Nov 2018 15:41 UT
11 Nov 2018 20:03 UT
15 Nov 2018 00:25 UT

На долготе Москвы сегодня (7 ноября) переменная кульминирует в 22:43 МСК (19:43 UT). Склонение звезды +63.6 градуса. Сегодняшнее затмение можно и нужно использовать для пристрелки и выбора оптимальных экспозиций. Необходимо убедиться, что сама переменная и звезда сравнения не пересвечены на отдельных снимках. Лучше потом сложить (или усреднить) снимки по 5-10 кадров, чем обнаружить, что вся серия не годится для фотометрии. Если звезда в центральном пикселе дает на матрице больше 60000 ADU даже за минуту, можно слегка расфокусировать изображение. У кого есть фильтры BVRI, лучшие снимать в них, чем в белом свете (Luminance, White или Clear). Только вы можете знать свое оборудование и соответственно ему выбрать лучший режим съемки и оптимальный фильтр.

Просьба отписаться в теме, у кого сегодня есть погода и кто намерен снимать. Идеально было бы скооперироваться, чтобы кто-то один снимал в фильтре B или V, а другой - в R или I.

[mnn72]

Я буду наблюдать, если получится закончить юстировку, хотя можно будет ради такого случая и плюнуть и пронаблюдать моим маленьким поисковиком, но там только V фильтр. Я одно наблюдение уже ним сделал когда появилось погодное окно. Карты звезд сравнения тоже готовы на AAVSO.

Поделюсь своими наблюдениями. У меня 10" ньютон, 1/4.7, камера ATIK 314L+, через фильтр V звезда получается практически 60000 ADU, поэтому секунд 30 для думаю будет достаточно. Если получится съюстировать то буду делать в B и R.

[Nazar]

К сожалению еду Мск-Ижевск, наблюдать не смогу до 13го числа.