Исследование затменно-переменных звёзд с периодом переменности менее суток

Переменная V566 Oph

V566 Oph с координатами Ra=17ч 57м Dec=40 59м относится к затменным (EW/KW). Это контактные системы типа W Uma с эллипсоидальными компонентами спектральных классов F0-K.Главные из которых являются членами Главной последовательности, а спутники располагаются левее и ниже её на диаграмме. Согласно данным ОКПЗ: Ме=2441835,8617+0,40964569 блеск составляет 7m,46-7m,96 Положительным моментом в изучении звёзд с короткими периодами является то что наблюдатель может построить полный график блеска за несколько дней наблюдений нежели при изучении звёзд типа Миры Кита или полуправильных, на постройку полного графика блеска, которых порою затрачиваются, годи наблюдений. Хотя неудобным моментом в изучении звёзд типа W Uma является малая амплитуда блеска от 0 m2 до 0 m5. Период у переменной V 566 Oph составляет 9ч50м изменение блеска идёт постоянно. От максимума блеска до минимума 1 проходит всего 2,5часа, блеск меняется за один час на 0m3. На диаграмме «Герцшпрунга-Рессела» (см. изображение слева) положение переменной показано красной точкой. Солнце расположено на главной последовательности чуть правее и ниже нашей переменной показано чёрной точкой на диаграмме. Cудя по расположению на диаграмме «Г-Р» можно с уверенностью сказать об отсутствии физической переменности главного компонента затменно-переменной системы V566 Oph Эту переменную я выбрал для наблюдений ещё по причине близкого расположения к ней звёзд сравнения, это даёт возможность значительно сократить погрешности в оценках блеска. Малый круг на карте соответствует полю -2градуса, а большой 7градусов формат для искателя Поисковая карта окрестностей для переменной V566 Oph приведена на рисунке справа.

Переменная звезда V566 Oph, оценивалась как визуально при помощи телескопа «Мицар», так и при помощи сдвоенного визуального фотометра основанного на совмещении полей от двух зрительных труб в одно при этом достигалось максимальное приближение звёзд сравнения к переменной. В результате этого точность оценок возрастала на порядок по сравнению с классическим визуальным способом оценок Об этом приспособлении, есть заметка, на нашем сайте в разделе « наши статьи». Фотометр состоит из двух зрительных труб от малого школьного рефрактора диаметры объективов составляют 60мм а фокусное расстояние 600мм. Этим фотометром приходилось оценивать только яркие переменные звезды, несмотря на диаметры объективов 60мм проницающая его способность оказалась ниже теоретической до 8m5. График блеска переменной звезды V566 Oph, приведен на рисунке слева.

Переменная RT And

Переменная RT And. Первоначально об этой переменной узнал по книге П.Г. Куликовского «Справочник астронома любителя” ещё в 1996году, в этой книге публиковалась карта окрестностей к ней и ко многим звездам, которые я в последствии изучал. По «Общему каталогу переменных звёзд» ОКПЗ RT And относится к типу блеск 9m34-10m24. Системы сходны по своим физическим характеристикам с контактными типа W Uma, но не являются контактными Ra=23ч09м Dec=+52045м Ме=2441141,88902+0,628929. В примечании ОКПЗ к этой переменной написано “Наблюдается физическая переменность блеска, от ночи к ночи от года к году меняется асимметрия минимума- 2. Возможно изменение периода или положения минимума-1” На диаграмме «Г-Р» переменная помечена красной точкой. Видно, что переменная находится немного в стороне от главной последовательности. Интересно или она скатилась с Главной последовательности или наоборот, собирается только её занять. Как нам известно, переменная, если не лежит на полосе Главной последовательности значит, она испытывает некоторую нестабильность. Целью моей работы было изучение нестабильности и проверка периода переменности. Как видно, на рисунке справа выше (Карта окрестностей RT And с полем-2градуса, и звёздами сравнения к ней) все звёзды сравнения входят в круг, с полем зрения 2градуса это поле соответствует окуляру с фокусным расстоянием 42мм, которые входят в комплект к телескопам «Мицар». Правда, звёзды сравнения несколько окрашены. Так в максимуме она немного слабее звезды-8m96, имеющей оранжевую окраску. В минимуме можно оценивать со звездой блеска 10m12 которая имеет голубоватый оттенок блеска. Поэтому надо вносит поправку на окраску звёзд при оценках блеска этой переменной.

График блеска переменной RT And (см. изображение слева). По графику видно, что минимума-1 и минимум-2 не всегда наблюдаются, с чем это связанно можно только догадываться, возможно, не верно определён период переменности или какими то физическими особенностями, происходящими в недрах звезды. Нужны дальнейшие наблюдения желательно совместные.

Переменная SW Lac

SW Lac Переменная наблюдалось мною в 2000году, было получено порядка 75 оценок блеска. Первоначально картой окрестностей пользовался из книги П.Г. Куликовского “Справочник астронома-любителя”. Приведу краткое описание этой переменной из «Общего каталога переменных звёзд». Блеск 9m53-10m08 тип означает контактные системы типа W Uma с эллипсоидальными компонентами классов F0-K. Главные из которых являются членами Главной последовательности, а спутники располагаются левее и ниже её на диаграмме MV. Ra= 22ч51 Dec=+37040м Спектр G8V5P+G8VP Min 2=9m31.Форма кривой блеска глубины минимумов и высоты максимумов меняются. Ме=2445275,3477+0,32072 На диаграмме «Г-Р» на рисунке слева, переменная отстоит немного в стороне выше и правее от Главной последовательности, что не согласуется с классификацией . Карта окрестностей для SW Lac со звёздами сравнения, на рисунке справа. Кружок соответствует полю-20. Когда я начал наблюдать эту переменную, ещё в 2000году в то время у меня не было хороших карт окрестностей, как сейчас пользовался только картами из книги П.Г. Куликовского «Справочник любителя –астрономии», которые к сожалению не лишены недостатков. Звёзды сравнения, почему-то подбирались на значительном расстоянии от самой переменной, а ближайшие игнорировались, хотя по яркости они подходили для оценок. Поэтому пришлось оценивать переменную по степенной шкале звёзд сравнения. После нескольких дней наблюдений бросается в глаза различия моментов минимумов от вычисленных. В дальнейшем приходилось не обращать внимания на эфемериду и делать индивидуальную кривую блеска.

График блеска SW Lac. По моим наблюдениям переменная оказалась почти на одну звёздную величину слабее от значений указанных в ОКПЗ. В среднем блеск испытывает колебания от 9m30-10m85 По данным старого ОКПЗ блеск переменной 8m51-9m40. Почему столь разные оценки переменной по амплитуде однозначно сказать не берусь, возможно, это параллактическая ошибка моего зрения, ведь звёзды сравнения расположены на краю поля, далеко от переменной. По итогам моих наблюдений интерес несомненно остаётся, почему у переменной столь заметное отклонение в периоде?

Привожу для сравнения рисунок из книги «Взаимодействующие двойные звёзды» Д.Е. Прингла. На рисунке слева видны остатки (О-С) в том числе и для SW Lac форма линии напоминает синусоиду эта форма присуща переменным которые имеют ещё одного спутника невидимого для наблюдателя. Система описывает в пространстве движения вокруг центра масс при этом, то удаляясь от нас то приближаясь. Для подтверждения выводов нужны более длительные ряды наблюдений с участием нескольких наблюдателей.