Девиз:  наблюдать, анализировать, открывать!                                       

                         Исследование затменной RZ Кассиопеи.

                                                            Вступление.

          Иногда в мире звездной переменности происходят процессы, порой не укладывающиеся   в принятые рамки понятий о них. К одним из таких объектов, по-видимому, можно отнести затменную переменную звезду RZ Кассиопеи.       Основная цель наблюдений состояла в получении плотных рядов наблюдений звезды, на основании которых можно было бы исследовать изменения периода вращения обеих компонентов вокруг общего центра масс системы. В результате визуальных наблюдений неожиданностью стало обнаружение аномальных изменений яркости звезды преимущественно в максимальной части кривой блеска.  Общий анализ визуальных и проведённых позднее фотографических наблюдений позволяет предположить  с высокой степенью уверенности наличие аномальных изменений яркости.   

                                               Справочные данные о RZ Кассиопеи.            

В Общем Каталоге Переменных Звёзд [3] (I том, ГАИШ, Москва 1969) приведены следующие данные о звезде. Экваториальные координаты на эпоху 1900: a=02 h 39 m 54 s, d=+69 °12.9¢, тип переменности ЕА (типа Алголя), фотографические пределы изменения яркости 6.38 - 7.89 , начальная эпоха 2437143.9886, период изменения яркости 1.1952472, продолжительность затмения 0.17 периода, спектральный класс А2V. В каталоге SAO звезда имеет обозначение SAO 12445 ,спектральный тип A0 и экваториальные координаты: a=02 h 48 55.46 s, d=+69 °38 ¢03.21². В каталоге GCVS указаны пределы изменения яркости в системе V 6.18-7.72 и период 1.195247. В каталоге «Bright Star catalog» (Group Membership) указано наклонение плоскости орбиты 82.14°, массы компонентов системы 1.8 и 0.6 солнечной, а также имеется  указание на возможное наличие двух тёмных компонентов в системе с периодами обращения 23 и 105 лет.

                                        Визуальные наблюдения. 

   В период с июня 1990 г. по апрель 2002 г. мною получено  1499   усредненных наблюдений яркости звезды, что составляет около 4000  индивидуальных визуальных оценок блеска звезды в пункте с географическими координатами +54°17.4¢, северной широты и 26°21.28¢ восточной долготы (г. Молодечно), а также +54°16.7 с.ш. и 26°16.6¢ восточной долготы (Молодечненский р-он). В первом пункте наблюдений наблюдения проводились в условиях незначительной засветки неба городскими огнями, тогда  как во втором пункте засветка полностью отсутствовала.   При визуальных наблюдениях использовались следующие инcтрументы:

n     монокуляр МП2 8 X 30;

n     зрительная труба 15  X 50;

n     малый школьный рефрактор 30  X 60;

Выбор инструмента в данный вечер зависел от погодных условий: при низкой прозрачности атмосферы  (дымка, наличие Луны) применялась зрительная труба и телескоп. Моменты наблюдений  с неуверенными оценками яркости отмечались.

             Основное внимание уделялось наблюдениям звезды во время хода затмений. 

         Для оценок яркости звезды использовались степенные интерполяционные методы Аргенландера, С.Блажко-Нейланда, Пикеринга [1] , а также графический интерполяционный метод В.Горанского [2].

             На рис.1 приведена карта окрестностей звезды и звёздные величины звёзд сравнения.

                                               Рис.1

          Учитывая  короткий период звезды  все моменты наблюдений приводились к центру Солнца, т.е. использовалась гелиоцентрическая поправка [1].

          Все гелиоцентрические моменты наблюдений звезды  были переведены в юлианскую систему летоисчисления (JD hel) с помощью таблиц из [1] , а позднее с помощью самодельной компьютерной программы учёта и накопления рядов наблюдений переменных звёзд. Все наблюдения были ²приведены ² к одному периоду при помощи расчёта фаз (доли периода, прошедшего  с момента ближайшего  минимума):           

                        E,j  = (Tn - T0) / P , где Tn - момент наблюдения, T0 - начальная эпоха, P - период изменения блеска,  E - порядковый номер минимума звезды , дробная часть которого j - фаза наблюдения.

          Юлианские гелиоцентрические моменты минимумов определялись методом Погсона [4]  из индивидуальных кривых блеска полученных за ночь. Первоначально графики строились на миллиметровой бумаге, позднее в Exel.

          Графики (рис.2) построены с помощью компьютерной программы  частотного анализа «Эффект» (автор Горанский В.П.,ГАИШ). Для расчёта фаз использовалась формула E,j=2448116.3574+1.195262´E. Все «выпавшие» точки-наблюдения были проверены на правильность расчёта фаз, юлианских дат и яркости. Ошибок обнаружено не было. К сожалению, сомнительные по каким-либо параметрам наблюдения не отмечены (это незначительный недостаток программы).

         Рис.2 Изменения яркости RZ Кассиопеи в 1990-2002 гг.

 Из кривой блеска можно получить следующие  характеристики:

n    пределы изменения яркости 6.3±0.1 в максимуме и 7.7-7.8 в минимуме;

n    глубина вторичного минимума 0.05 зв. вел.;

n    длительность затмения 0.12 часть периода (3.4 ч.);

                                                Аномальные изменения яркости RZ Кассиопеи.

           Как видно из  рис.1 в 1990-1991 гг. не заметно     ослаблений яркости в максимальной части кривой, кроме некоторого, вероятно фиктивного, ослабления  яркости на фазе 0.85-0.86. В 1992 г. «появляется»  заметный, аномальный минимум на фазе примерно 0.2 с яркостью 7 зв. вел. и длительностью «микрозатмения» примерно 2.3-2.5 часа. В 1993-1994 гг. наблюдалось некоторое ослабление яркости до 6.6 зв. вел. на фазе 0.27-0.28 и длительностью около 5 часов. В 1996-1999 гг. не заметно каких-либо уверенных ослаблений яркости. В 2000-2002 гг. имеется несколько наблюдений, возможно, аномальных ослаблений  яркости на фазе 0.3. Кроме вышеперечисленных, вероятно, аномальных ослаблений  яркости наблюдались отдельные, вероятно фиктивные, ослабления яркости звезды, как в максимальной  части кривой, так и во время хода затмения.

          В таблице 1 приведены результаты наблюдений наиболее уверенных ослаблений яркости звезды (слабее 6.5 зв. величины), подтверждённые в течение вечера:                                                                                                                                     Таблица 1

                                                                      Исследование периода.

Первоначально для расчёта  фаз  иcпользовалась формула световых элементов из [5] Тmin = 2446588.5681+1.195247´E .Однако, минимумы соответствовали фазе 0.22, поэтому для дальнейших расчётов в качестве начальной эпохи решено было использовать первый наблюдавшийся минимум яркости JD hel=2448116.3595 . Именно с данными  световыми элементами были рассчитаны теоретические моменты минимумов С1 для 22 наиболее уверенных практических моментах минимумов за весь период наблюдений (таблица 2). Однако, просматривается монотонное увеличение остатков О-С1,свидетельствующее о необходимости уточнения начальной эпохи и периода. Методом наименьших квадратов на основании 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

По новой формуле вычислены теоретические  моменты минимумов С2. Как видно из таблицы, значения О-С колеблются около нуля.

                                                                                                                                                        Таблица 2

       О                                 С1                      Е                  О-С1                 С2                    О-С2

2448116.3595               2448116.3595        0                     0              2448116.3574      +0.0021

2448177.334                  2448177.3171        51             +0.0169         2448177.315        +0.019

2448183.294                  2448183.2933        56             +0.0007         2448183.292        +0.002

2448287.274                  2448287.2798        143           -0.0058          2448287.28          -0.006

2448410.386                  2448410.3903        246           -0.0043          2448410.392        -0.006

2448447.448                  2448447.4429        277           +0.0051         2448447.445        +0.003

2448465.373                  2448465.3716        292           +0.0014         2448465.374        -0.001

2448538.253                  2448538.2817        353           -0.0287          2448538.285        -0.032

2448796.458                 2448796.455          569          +0.003           2448796.461        -0.003

2448802.4395               2448802.4313        574          +0.0082          2448802.437        +0.0025

2448814.3905                2448814.3837        584          +0.00675        2448814.39          +0.0005

2448833.526                  2448833.5077        600          +0.0183          2448833.514        +0.012

2449003.25                    2449003.2327        742          +0.01723        2449003.241        +0.009

2449034.317                  2449034.3092        768          +0.0078          2449034.318        -0.001

2449120.3833               2449120.3669        840          +0.0163        2449120.377        +0.0063

2449303.2499               2449303.2397        993          +0.0101          2449303.252        -0.0021

2450142.335                 2450142.303          1695        +0.032          2450142.326        +0.009

2450161.442                 2450161.426          1711        +0.016          2450161.45          -0.008

2450320.417                 2450320.394          1844                    +0.023            2450320.42          -0.003

2450326.397                 2450326.371          1849        +0.026          2450326.396        -0.001

2451256.3029               2451256.2733        2627        +0.0296          2451256.3107      -0.0078

2452364.3151                2452364.2673        3554        +0.0478          2452364.3151      -0.0034

На рис.3 показано изменение параметра  O-C в зависимости от порядковых номеров минимумов E.

 Предельные значения отклонений разностей O-C не превышают  ± 30 минут. В среднем это значение не превышает ± 15 минут на протяжении 12  лет  наблюдений. Единственное исключение составляет момент наблюдения с E=353 , когда O-C составило -43 мин.  Ошибкой наблюдений данное отклонение считать, по-видимому, нельзя, т.к. на индивидуальной кривой (рис.4) отчётливо виден ход затмения - погодные условия  были  удовлетворительные, а наблюдения велись в 8-кратный монокуляр. Возможно, в данном случае  имело место кратковременное нестационарное явление в системе (например, выброс вещества, либо перераспределение массы), как это иногда происходит у затменных звёзд [4].

 На рисунке показаны лишь наиболее точные значения O-C за 12 лет наблюдений. Вертикальная  линия показывает разброс ±5 минут относительно момента наблюдаемого  минимума яркости. В [4] упоминается, что точность визуальных наблюдений достаточна для определения момента экстремума блеска с точностью до 5 минут. Поведение остатков O-C  ,по-видимому, лучше объяснить отрезками. На интервале JD=2448116 - 2448538 период уменьшался,затем  начал увеличиваться, и достиг прежнего значения около JD=2448796. К сожалению, на данном интервале недостаточно наблюдательных данных для уверенного заключения  об изменении периода. Возможно, что  с 1992 по 2002 г. период звезды практически не изменялся или монотонно уменьшался. На данном интервале существуют три «окна» (см. Рис.3) , в которых «поведение» звезды остаётся неизвестным.

 Рис.4 Индивидуальная кривая RZ Кассиопеи  для JD=2448538.

На рис.5 показан общий график всех полностью и частично пронаблюдённых затмений RZ Кассиопеи за весь период наблюдений.

          Разброс точек-наблюдений по фазе в 0.03 периода может служить косвенным доказательством наличия  небольших колебаний периода звезды, учитывая проведённые расчёты по уточнению световых  элементов звезды.

                                                            Фотографические  наблюдения.

           В январе 1998 г. в Минске, по архивным фотонегативам звёздного неба (Минская Плёночная Патрульная Фототека Брюханова И.С.) , были проведены наблюдения звезды  с помощью микроскопа МБС-1  с целью подтверждения (опровержения) возможных аномальных ослаблений  яркости звезды в максимальной  части кривой, обнаруженных визуально в 1992-1994 гг.  Всего было получено 660 оценок яркости, причём яркость звезды оценивалась на каждом дубль-кадре (дубль-кадры  применялись для исключения  случайных дефектов чёрно-белой 36-мм  плёнки одного полива). Для оценок использовались степенные, интерполяционные  методы, как и при визуальных наблюдениях). Фазы рассчитывались по формуле Тmin = 2448116.3574+1.195262´E. Для каждого момента фотонаблюдения (экспозиция около 60-90 сек.) рассчитывалась гелиоцентрическая поправка (как и для визуальных наблюдений).

          На общем графике (рис.5) изменения блеска звезды за 1990-1995 гг. разброс значений блеска в максимальной части кривой  достигает «ширины» 0.7 зв.вел. (5.8 - 6.5) с более насыщенной  наблюдениями полосой 0.3 зв.вел. (6.2 - 6.5), что можно объяснить, вероятно, ошибками наблюдений.

    Рис.5 Изменение яркости RZ Кассиопеи в 1990-1995 гг. по фотографическим наблюдениям.

                                                           Сравнение фотографических и визуальных данных.

 В таблице 3 приведён список фотографических ослаблений яркости слабее 6.45 зв.вел., подтверждённых дубль-кадром. Для  сравнения приведены ближайшие визуальные наблюдения. Знаком «+» отмечены  моменты ослаблений, попадающие на интервалы фаз визуальных наблюдений.

                                                                                                                      Таблица 3

     Фотографические наблюдения                                         Визуальные наблюдения

Номер кадра             JD hel...         Mag(fot)     Фаза              JD hel ...           Mag (vis)    Фаза         Примечание

     562                2448515.3333      6.59             0.80                              Нету данных                        +

     563                  2448515.3361      6.46             0.80                                      - \\ -

     595                  2448535.4215      6.52             0.60                                      - \\ -                                        +

     596                  2448535.4236      6.53             0.61                                - \\ -

     897                  2448648.3088      7.21             0.05                                       - \\ -

     898                  2448648.3119      7.21             0.05                                 - \\ -                                 

     1243                2448774.4602      6.45             0.59                                        - \\ -                           +

     1244                2448774.4616      6.55             0.59                                  - \\ -        

     1324                2448795.4309      6.88:            0.14                                  - \\ -                                 +

     1325                2448795.4323      7.23             0.14                                  - \\ -

     1472                2448816.4184      6.58             0.70                                  - \\ -

     1473                2448816.4229      6.45             0.70                                        - \\ -

     1529                2448826.4974      6.58             0.13              2448826.4515      6.3          0.09                        +

     1530                2448826.5002      6.52             0.13              2448826.4723      6.26        0.11

     3615                2449302.4222      6.50             0.30                                Нету данных

     3616                2449302.4262      6.45             0.31                                        - \\ -

     5481                2449936.4150      6.51             0.73                                        - \\ -                           +

     5482                2449936.4171      6.57             0.73                                        - \\ -

  Любопытно, что на фазе 0.05 фотояркость звезды примерно на 0.6 зв.вел. слабее обычной яркости (6.6 зв.вел. по визуальным данным) для этой  фазы, а на фазе 0.14 фотояркость около 7 зв.величины ! Все эти данные подтверждены дубль-кадром, но, к сожалению, параллельных визуальных наблюдений в данные моменты проведено не было.                                                                                                

           В таблице 4 приведены моменты визуальных ослаблений  яркости и соответствующие  им фотографические наблюдения. Обозначения в таблице : Dm - условная глубина ослабления  яркости, причём за  нуль-пункт шкалы принято среднее значение яркости; DТ - разница между визуальным моментом ослабления яркости и ближайшим фотографическим моментом наблюдения (в часах либо долях часа). Знаком « : » помечены неуверенные данные.

Таблица 4

      Визуальные наблюдения                                                             Фотографические наблюдения

      JD hel...          MAG (vis)     Фаза         Dm                   JD hel ...         MAG (fot)      Фаза           Dm         DT

2448801.3928         6.87              0.126      0.37               2448801.4240         6.25            0.152          0.05        - 45  мин.

2449069.2510         6.52              0.226      0.32               2448801.4254         6.32            0.152          0.13

2449069.2739         6.56              0.245      0.36  

2449069.2961         6.57              0.263      0.37               2449069.6038         6.52:           0.521          0.32        - 7.9 ч.

2449069.3135         6.39              0.278      0.19               2449069.6051         6.25:           0.522          0.05    

2449073.3241         6.52              0.633      0.32               2449073.2990         5.84            0.612         -0.24        + 0.6 ч.

                                                                                   2449073.3806         6.26            0.681          0.06

2449109.3323         6.53              0.76        0.33               2449109.4994         6.25:           0.899          0.05        - 4 ч.

2449116.4757         6.45              0.736      0.25               2449116.4389         6.24            0.70            0.04        + 1.2 ч.

2449116.4909         6.50              0.749      0.30               2449116.4403         6.28            0.706          0.08      

2449117.3368         6.49              0.456      0.29               2449117.4889         5.83            0.584         -0.23        - 3.6 ч.

2449392.3654         6.49              0.555      0.29               2449392.3521         6.28:           0.544          0.08        + 16 мин.

                                                                                   2449392.3542         6.45:           0.546          0.25

2450181.3113         6.4                0.616      0.2                 2450181.3307         6.44            0.63            0.24

          Как видно из таблицы, совпали  по времени  с разбежкой в 1 минуту фотомомент ослабления JD=2450181.3307 (6.44 зв.вел., дубль-кадр отсутствует ) и визуальный момент  JD=2450181.3300 (6.38). Указанный (уверенный) фотографический момент единственный. Не подтверждение остальных визуальных ослаблений яркости можно объяснить не совпадением   по времени соответствующих фотографических моментов. Возможные ослабления яркости могут иметь кратковременный характер ( предположительно от нескольких минут до нескольких  часов). В местоположении ослаблений на кривой блеска не заметно никакой локализации, т.е. скорее  всего ослабления носят случайный характер.  

                                               Краткие итоги и основные выводы. 

1.   Уверенно определены пределы  изменения яркости RZ Кассиопеи , длительность затмения, глубина вторичного минимума. 

2.   Анализ фотографических и визуальных наблюдений позволяет предположить  с высокой степенью уверенности  наличие аномальных, кратковременных и непредсказуемых ослаблений  яркости в максимальной кривой блеска, а возможно и в ходе затмения.

3.   Уточнены световые элементы звезды (период изменения блеска и начальная эпоха).

4.   У звезды замечены небольшие, непериодичекие изменения периода до 1992 г. По-видимому,с 1992 по 2002 гг. период звезды  монотонно уменьшался.    

5.   Непериодические деформации кривой блеска могут быть связны  с изменением периода звезды. На такую возможность для затменных звёзд указывал К.Гоффмейстер [4].

                                                              Заключение. 

          Для окончательного решения вопроса  о существовании  ослаблений яркости в максимальной части кривой, а также во время хода  затмения, необходимы фотоэлектрические наблюдения, либо фотонаблюдения звезды на профессиональных фотопластинках ,а также дальнейшие коллективные наблюдения опытных исследователей переменных звёзд. Были бы желательны параллельные наблюдения за звездой любыми методами, а  также  на космических  орбитальных станциях. Учитывая неправильный характер изменения периода звезды необходимы дальнейшие плотные ряды наблюдений ,  что особенно актуально в свете наличия аномальных изменений яркости .             

                                 Ссылки и используемая литература.

[1].Цесевич В.П. «Переменные звёзды и их наблюдение» (Москва, 1980 г.)

[2].Самусь Н.Н. «Наблюдение переменных звёзд простейшими средствами.» («Астрономический Календарь»1989 г.)

[3]. Общий Каталог Переменных Звёзд (I том, ГАИШ ,Москва 1969)

[4].К.Гоффмейстер, Г. Рихтер, В.Венцель «Переменные звёзды» (1990).

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

Адрес: Иван Сергей, ул.Мира 40- 2 ,222310, г.Молодечно, Беларусь, e-mail: seriv@rambler.ru