Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 4, стр. 284-292

1. ВВЕДЕНИЕ

Обнаружение парабол на $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ диаграммах позволяет вычислить скорости наблюдаемых эволюционных изменений периодов. Сравнение их с теоретическими скоростями, посчитанными для разных пересечений полосы нестабильности, позволяет идентифицировать номер пересечения, что, в перспективе, даст возможность построить зависимость период–светимость отдельно для каждого пересечения, что, в свою очередь, приведет к более точному определению расстояний цефеид.

В 1994 г. мы начали долговременный проект по изучению изменяемости периодов цефеид. Наш опыт показал, что когда интервал времени, охваченный $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ диаграммой, достигает столетия, более 90% изученных цефеид (во всем диапазоне встречающихся в Галактике периодов) показывают эволюционные изменения их периодов [1]. Поэтому при изучении изменяемости периодов цефеид следует охватить наблюдениями как можно больший интервал времени.

В данной работе мы исследуем поведение пульсаций цефеиды V811 Oph, период изменения блеска которой составляет ${{1.744}^{{\text{d}}}}$.

2. МЕТОДИКА И ИСПОЛЬЗУЕМЫЙ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ

Для изучения изменяемости периодов цефеид мы применяем общепринятую методику анализа $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ диаграмм, а самым точным методом определения остатков $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ является метод Герцшпрунга [2], машинная реализация которого описана в работе Бердникова [3]. Для подтверждения реальности обнаруженных изменений периода мы используем метод, описанный Ломбардом и Коэном [4].

Переменность V811 Oph открыли Бойс и Хурухата [5]. Гетц [6] классифицировал ее как звезду типа RR Лиры с периодом ${{0.38861}^{{\text{d}}}}$, однако в [7] ее отнесли к классическим цефеидам с периодом ${{1.7442}^{{\text{d}}}}$.

Для изучения стабильности периода V811 Oph мы использовали оценки блеска на оцифрованных старых фотографических пластинках университета Гарварда (проект DASCH [8]) (США) и ГАИШ МГУ [9] (РФ). Мы также использовали ПЗС наблюдения из обзоров NSVS [10], ASAS-3 [11], ASAS-SN [12] и ZTF [13], полученные в полосах, близких к V и g.

Хорошо известно, что для пульсирующих переменных максимумы блеска наступают позже с ростом эффективной длины волны фотометрической полосы. Поэтому, когда используются данные, полученные в разных полосах, надо выбрать основную (в нашем случае это V) и по одновременным наблюдениям определить величины сдвига моментов максимального блеска в других полосах. В эпоху фотографических наблюдений никто не наблюдал V811 Oph в системе V, поэтому мы вынуждены были провести ПЗС наблюдения в полосах V и B, величины в которой близки к фотографическим (PG).

3. НОВЫЙ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП КАВКАЗСКОЙ ГОРНОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ГАИШ МГУ

На Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ в 2019 г. установлен 60-см телескоп системы Ричи-Кретьена. Обсерватория расположена в 20 км от Кисловодска, на cклоне горы Шатджатмаз, 2100 м над уровнем моря.

Телескоп приобретен в рамках Программы развития МГУ. Комплекс телескопа включает в себя:

– Зеркальный телескоп RC-600 производства австрийской компании ASA, диаметр главного зеркала 600 мм, фокусное расстояние 4200 мм;

– Немецкая монтировка с двигателями прямого привода и абсолютными энкодерами ASA DDM160;

– Щелевой купол ScopeDome 5.5 m;

– Сдвоенное колесо фильтров FLI CenterLine для установки 8 светофильтров 50 × 50 мм;

– Комплект фотометрических фильтров производства Astrodon: фильтры $U$, $B$, $V$, ${{R}_{c}}$, ${{I}_{c}}$ [14], и фильтры $g{\text{'}}$, $r{\text{'}}$, $i{\text{'}}$ [15];

– Камера Andor iKon-L, 2048 × 2048 пикселов, размер пиксела 13.5 микрон.

В рабочем режиме приемник охлаждается до $ - 60{\kern 1pt} \ldots {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 75^\circ {\text{C}}$. При типичных условиях работы чтение полученных изображений производится на частоте 1 Мгц, при этом шум чтения составляет 6.4 электрона.

Поле зрения фотометрического телескопа с установленной камерой составляет 22 × 22 минуты дуги, масштаб – 0.67 угловой секунды на пиксел. Размер типичного FWHM звездных изображений в зависимости от состояния атмосферы [16] составляет от 0.95 до 2.0 угловых секунд.

Наблюдения на телескопе проводятся в полуавтоматическом режиме или в режиме удаленного управления.

Мы наблюдали V811 Oph с 14 мая по 29 июля 2019 г. (интервал JD 2458618–694). Было получено 624 кадра в фильтрах BVI_c фотометрической системы Крона-Казинса [14]. В этот период размер изображения составлял 1.3–2.2 угловой секунды.

Для перевода извлеченной PSF-фотометрии в стандартную систему мы использовали вторичные стандарты в полях недалеко расположенных переменных V534 Oph и ASAS182611+1212.6, когда они оказывались на близких воздушных массах с V811 Oph. Вынос за атмосферу производился со средними коэффициентами экстикции ${{0.28}^{{\text{m}}}}$, ${{0.17}^{{\text{m}}}}$ и ${{0.09}^{{\text{m}}}}$ для фильтров $B$, $V$ и ${{I}_{c}}$ соответственно [17]. Заатмосферные инструментальные величины $b$, ${v}$ и $i$ переводились в стандартную систему Крона-Казинса BVI_c [14] по формулам:

где осредненные коэффициенты трансформации $\zeta $ получились следующими: ${{\zeta }_{B}}\, = \, - {\kern 1pt} 0.017$, ${{\zeta }_{V}}\, = \, - {\kern 1pt} 0.032$, ${{\zeta }_{I}} = - 0.040$ (с ошибками 0.003), а нуль-пункты $\mu $ определялись для каждого кадра индивидуально.

Перевод инструментальных величин в стандартную систему требует нескольких итераций. Во время первой итерации показатели цвета $B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V$ и $V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{I}_{c}}$ звезд неизвестны, и они приравниваются нулю. После каждой итерации вычисляются показатели цвета, и, когда их изменения становятся менее ${{0.001}^{{\text{m}}}}$, процесс вычислений останавливается.

В результате обработки всех фотометрических ночей был получен каталог положений и звездных величин всех объектов на лучших ПЗС кадрах. Из этого каталога были выбраны постоянные звезды, которые использовались затем в качестве звезд сравнения для получения дифференциальной фотометрии всех звезд на всех ПЗС кадрах, в том числе и полученных не в фотометрические ночи.

Результаты обработки всех наблюдений V811 Oph помещены в табл. 1. Здесь приведен лишь фрагмент таблицы, а полностью она представлена в электронном виде (http://cdsarc.ustrasbg.fr/viz-bin/Cat). Полученные кривые изменения блеска в фильтрах $B$, $V$ и ${{I}_{c}}$ приведены на рис. 1, для построения которого использовались определенные нами текущие элементы:

Рассеяние точек на кривых блеска говорит о том, что ошибки наблюдений менее ${{0.01}^{{\text{m}}}}$.

4. ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ

Сведения о количестве использованных наблюдений приведены в табл. 2. Самая старая фотопластинка с изображением V811 Oph, хранящаяся в Гарварде, была получена в 1895 г., а последние ПЗС наблюдения были сделаны в 2019 г. Следовательно, наши данные охватывают временной интервал 124 года.

Результаты обработки сезонных кривых V811 Oph приведены в табл. 3. В первой и второй колонке даны моменты максимального блеска и ошибки их определения, в третьей – тип используемых наблюдений, в четвертой и пятой – номер эпохи $E$ и значение остатка $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$, а в шестой и седьмой – число наблюдений $N$ и источник данных. Данные табл. 3 изображены на $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ диаграмме (рис. 2) пустыми и заполненными квадратиками для фотографических наблюдений Гарварда и ГАИШ соответственно и кружками для остальных наблюдений с вертикальными черточками, указывающими пределы ошибок определения остатков $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$.

Наблюдения в фильтрах $g{\text{'}}$ и $r{\text{'}}$ из [13] были переведены в величины $B$ и $V$ по формулам из [18], и результаты их обработки включены в табл. 3.

По моментам максимального блеска из табл. 3 получены квадратичные элементы изменения блеска цефеиды V811 Oph:

линейная часть которых использована для вычислений остатков $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ в пятом столбце табл. 3. Элементы (3) использовались для проведения параболы на верхней части рис. 2, на нижней части которого показаны отклонения от этой параболы.

По фотоэлектрическим и ПЗС наблюдениям было найдено, что максимумы в фильтрах $B$ и $g{\text{'}}$ наступают раньше, чем в фильтре $V$, на ${{0.0038}^{{\text{d}}}}$ и ${{0.0093}^{{\text{d}}}}$ соответственно. Эти поправки учитывались при построении рис. 2 и определении элементов (3), которые, таким образом, относятся к системе $V$.

Для подтверждения реальности изменений периода пульсаций мы используем метод, опубликованный Ломбардом и Коэном [4]. Для этого мы вычислили разности ${{D}_{i}}$ последовательных остатков $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ из табл. 2: ${{D}_{i}} = {{(O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C)}_{{i + 1}}} - {{(O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C)}_{i}}$ и построили график зависимости ${{D}_{i}}$ от $E_{i}^{'} = ({{E}_{i}} + {{E}_{{i + 1}}}){\text{/}}2$ (рис. 3). Разности${{D}_{i}}$, которые имеют смысл отличий истинного периода от среднего периода в интервале эпох ${{E}_{i}}{\kern 1pt} \div {\kern 1pt} {{E}_{{i + 1}}}$, показывают уменьшение периода со временем (аппроксимация прямой линией):

Квадратичный член элементов (3) дает возможность вычислить скорость эволюционного уменьшения периода $dP{\text{/}}dt = - 0.00375\,( \pm 0.00177)$ с/год, что соответствует теоретическим расчетам для второго пересечения полосы нестабильности [1, 19], если V811 Oph является классической цефеидой типа DCEP [7, 9]. Однако на восходящей ветви кривой блеска (рис. 1) заметен горбик, что не типично для классических цефеид.

Следует отметить, что полученные здесь результаты основаны на конкретных стандартных кривых. Поэтому мы приводим их в табл. 4 с тем, чтобы их можно было использовать в будущих исследованиях, а также для установления связи с нашими данными, если будут использоваться другие стандартные кривые. Таблица 4 содержит звездные величины V811 Oph для фаз от 0 до 0.995 с шагом 0.005 в системе $g{\text{'}}BV$; эти стандартные кривые, графически изображенные на рис. 4, построены по нашим ($BV$) и ZTF ($g{\text{'}}$) [13] наблюдениям.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Для изучения изменяемости периода V811 Oph использовались 579 оценок блеска на старых фотопластинках университета Гарварда (США) и ГАИШ МГУ, а также 422 ПЗС снимка в фильтрах $BV$, полученных на новом 60-см телескопе Кавказской Горной Обсерватории ГАИШ МГУ; кроме того, было собрано 5077 опубликованных наблюдений. Все имеющиеся данные были обработаны методом Герцшпрунга [2], и были определены 46 моментов максимального блеска для построения $O{\kern 1pt} - {\kern 1pt} C$ диаграммы, охватывающей временной интервал 124 года. Это позволило определить квадратичные элементы изменения блеска (3) и вычислить скорость эволюционного уменьшения периода $dP{\text{/}}dt = - 0.00375\;( \pm 0.00177)$ с/год, что согласуется с результатами теоретических расчетов для второго пересечения полосы нестабильности [1, 19]. Тест на стабильность пульсаций, предложенный Ломбардом и Коэном [4], подтвердил реальность уменьшения периода.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы выражают благодарность за помощь при наладке комплекса оборудования телескопа RC-600 специалистам ГАИШ МГУ В.А. Сенику и И.А. Горбунову.