Результаты наблюдений некоторых ярких переменных звёзд.

         Представляю итоги визуальных наблюдений ярких переменных звёзд дельта Цефея, бета Персея, бета Лиры, эта Орла, RZ Кассиопеи, альфа Геркулеса, Х Геркулеса, Дельта Б. Медведицы. Наблюдения правильных переменных были проведены с целью проверки стабильности периода изменения яркости. При необходимости производил уточнение световых элементов методом наименьших квадратов [1].Элементы изменения яркости взяты из [2]. Для полуправильных звёзд цель наблюдений состояла в поиске циклов изменения яркости и уточнение её пределов изменения. Для обработки наблюдений использовалась бельгийская программа анализа периодического сигнала Peranso. Для аппроксимации остатков О-С использовалась Excel.
         Наблюдения проводились в г. Молодечно (Минская обл., Беларусь) невооружённым глазом и с монокуляром МП 8 *30.

         Наблюдения дельты Цефея проанализированы на интервале 1988-2003 гг. Для расчёта фаз использовалась формула из [2]. Остатки О-С (рис.1) могут аппроксимироваться полиноминальной функцией:

                       5               4              3               2
О-С = -5E-14х + 7E-10х - 4E-06x + 0.0091x - 11.764x + 6025 , где х – порядковый номер максимума. Можно предположить что период изменяется циклически. Это может быть связано с перестройкой внутренней структуры звезды.

          Наблюдения беты Персея на интервале 1988-2003 показывают монотонное уменьшение периода, аппроксимируемое линейной функцией: 

                                                 O-C = -6E-06x - 0.0284,
где х – порядковый номер минимума. 

Анализ остатков О-С беты Лиры на интервале 1988-2003 гг. (элементы из [3]) показывает плавное изменение периода, которое может аппроксимироваться параболой:

                                                                   2
                                             O-C = 2E-05x - 0.0013x + 0.0387,
где х – порядковый номер минимума. Для E=291 получено O-C=-0,12. Здесь, возможно, имеет место ошибочное наблюдение. Но исключать резкого изменения периода также нельзя. Вероятно, в системе происходит перетекание вещества с одного компонента на другой. 

      Анализ наблюдений еты Орла на интервале 1988-2003 гг. показывает плавное изменение остатков О-С, которые могут аппроксимироваться функцией:

                       2
O-C = -5E-06x + 0.0182x - 17.726
х – порядковый номер максимума. Такие изменения периода ,как и в случае дельты Цефея, могут указывать на перестройку внутренней структуры вещества звезды, сопровождающиеся изменением периода пульсаций.

Первоначально для расчёта фаз RZ Кассиопеи иcпользовалась формула световых элементов из [5]:

                                                 Тmin = 2446588.5681+1.195247* E , 

которая нуждалась в коррекции. В качестве начальной эпохи решено было использовать первый наблюдавшийся минимум яркости JD hel=2448116.3595 . Методом наименьших квадратов на основании 22 точных практических моментов минимумов были получены поправки к начальной эпохе -0.0020727 и периоду +0.000014907 .Новая формула приняла следующий вид:

                                                  Тmin = 2448116.3574+1.195262* E 

             Анализ кривой блеска звезды на протяжении периода наблюдений показал наличие аномальных ослаблений яркости звезды в максимальной части кривой длительностью от 2 до 5 часов. Для подтверждения факта существования аномальных ослаблений яркости были проведены фотографические наблюдения звезды по материалам Минской патрульной плёночной фототеки. Всего было получено 660 значений яркости по данным 1990-1995 гг. Сравнение визуальных и фотографических данных не показывает уверенного соответствия. Возможная причина - несовпадение по времени моментов фотографических наблюдений и визуальных интервалов ослабления яркости. В местоположении ослаблений на кривой блеска не заметно никакой локализации, т.е. скорее всего ослабления носят случайный характер. Вероятно, некоторое изменение периода в промежутке JD 2448470 - 2448950 может быть связано с аномальными ослаблениями яркости. После JD 2448950 наблюдается монотонное, медленное уменьшение периода.

           У полуправильной альфа Геркулеса на интервале JD= 2447650-2448542 (1989-1991) найден цикл колебаний яркости около 116 суток. Пределы изменения яркости – 3,2-3,9 зв.вел.

           У полуправильной Х Геркулеса найден цикл около 100 суток на интервале JD2447620-2449304. Пределы изменения яркости 6,3 – 7,4 зв.вел., что согласуется с данными из [1] (5,8-7,2). Найденный цикл согласуется с циклом 95 суток из [1] .

         У дельта Б.Медведицы циклических колебаний не найдено на интервале JD 2450140-2452910. Пределы изменения яркости – 3.4-3.8 , что может указывать на постоянство яркости. Патрулирование звезды проводилось с целью обнаружить ослабление блеска, замеченное Брюхановым И.С., В.Аскирко, Д.Бабинович, Ю.Стригельский, Ю.Белецкий в 1995 до 4,3 зв.вел.[4]. 

          Предлагаю всем наблюдателям переменных звёзд присоединиться к патрульным наблюдениям звезды, т.к. есть предположение [4] что это затменная переменная с периодом около 3-х лет. 

          Благодарю Дениса Денисенко и Ивана Брюханова за консультации.

                                                                                                        Иван Сергей

                                           Источники и литература:

1.В.П.Цесевич “Переменные звёзды и их наблюдение”4-e издание ОКПЗ (электронная версия).

2.Куликовский Справочник любителя астрономии 

3.Бюллетень “Небо и Человек” № 5 1995 г.

4.И.Л. Андронов, Л.С. Кудашкина «Инструкция для визуальных наблюдений переменных звёзд»(Одесса, 1986 ,ОГУ).