4Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
2MASS J02463602+4127372 - НОВАЯ ПЕРЕМЕННАЯ ЗВЕЗДА, НАЙДЕННАЯ МЕТОДАМИ МАШИННОГО ОБУЧЕНИЯ
А.В.Халикова - м.н.с., Э.Р.Гайнуллина - к.ф.-м.н., с.н.с.
Астрономический институт Республики Узбекистан.
Узбекистан.
Известно, что переменные очень распространены среди звезд. Такие переменные звезды, как двойные и кратные системы являются источником информации об основных звездных параметрах (массах и радиусах звезд), которые являются ключом к пониманию механизмов формирования звёзд, звездных популяций, теории эволюции, "демографии" экзопланет, химической и динамической истории Галактики.
Переменные звезды можно обнаружить и исследовать, неоднократно наблюдая один и тот же участок неба, что может создать очень большой объем данных. Чтобы обнаружить, классифицировать и исследовать различные астрономические объекты в этих огромных потоках данных, необходимо применять быстрые и точные методы, способные управлять большими объемами данных, исключая человека из этого процесса. Методы и технологии искусственного интеллекта (машинное обучение) уже являются ключевыми инструментами, которые используются для выполнения таких задач. Мировой опыт показывает, что с помощью методов машинного обучения, астрономам открывается беспрецедентная возможность делать открытия, которые нельзя предсказать (это область методов, называемых обнаружением аномалий). Многочисленные методы машинного обучения в свою очередь создают проблему выбора, как методов, так и выбора описательных характеристик из данных (что требуют множество методов машинного обучения). Здесь назревает вопрос существования в необработанных данных характеристик, которых нет в тщательно отобранной статистике.
Мы применили разработанную нами новую методику представления кривых блеска (см. [5]) для кластерного анализа для архивных наблюдений обсерватории Майданак (МАО), с целью обнаружения новых переменных звезд.
Материалы и методы. Некоторые известные двойные затменные наблюдались на Майданакской Астрономической Обсерватории (МАО) в 20132014 гг. в рамках проектов АИ АН РУз ФА-Ф02-Ф028. Все наблюдения были
May 15, 2024
240
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
проведены на 60-ти сантиметровом телескопе Zeiss-600 с фокусным расстоянием 7200 мм, оснащенным ПЗС-камерой FLI Microline CCD, с чипом Kodak KAF-1001E, масштаб составляет 0.''687 на пиксель, поле зрения 11.'7 х 11.'7. Наблюдения были выполнены в фильтре Bessell R. Двойная звезда V873 Per наблюдалась в течение 22 ночей в 2013 г., 7 ночей в 2014 г. и дополнительно 16 ночей в 2015 г. Типичные экспозиции составляли 25-40 секунд. Предварительная обработка данных выполнена с помощью скриптов, написанных в программной оболочке IRAF, для дифференциальной фотометрии использовался пакет IRAF/DAOPHOT.
За неопределенности инструментальных звездных величин принимались стандартные ошибки IRAF. Мы не проводили цветовую поправку и не убирали линейные или параболические тренды. Дифференциальные звездные величины были получены, используя референтные звезды: 2MASS J02471801+4123073 и 2MASS J02470840+4120496, обе звезды примерно одинаковой звездной величины, равной 11 mag в фильтре V и не показывали какую-либо переменность в наших наблюдениях. Для нашего исследования кривые блеска всех фотометрируемых звезд поля V873 Per были подвергнуты кластерному анализу. Было обнаружено, что некоторые звезды могут быть ранее неизвестными переменными, в частности, звезда 2MASS J02463602+4127372.
Результаты и их обсуждение. Звезда 2MASS J02463602+4127372 = TYC 2853-72-1 = GSC 02853-00072 (R.A = 02h:46m:36.04s, DEC=+41°:27':37.03") является членом рассеянного скопления NGC 1039 и имеет звездную величину V = 11.7 mag. Она присутствует в каталоге
подозреваемых переменных звезд ATLAS [4], где авторы нашли период переменности 30.03 дней полученный с помощью Фурье анализа и 0.4 дней из анализа Lomb-Scargle. Звезда классифицирована как имеющая сомнительную переменность. В каталоге подозреваемых переменных ZTF она не обнаружена. В базе данных Simbad
Uchinchi renessansyosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current
ChaLes.hnnoeon.andPru.en
спектральный класс звезды указан, как F4, индекс переменности Welsh-Stetson = 0.48, V-I = 0.6 [2]. В работе [3] температура звезды оценивается как 6385 К, расстояние D = 0.466749 кпк, светимость L = 3.362 светимости Солнца, радиус R = 1.5 радиуса Солнца и масса M = 1.21 масс Солнца, металличность [Fe/H] = -0.138, звезда главной последовательности (см. Рисунок 1).
Кривые блеска МАО оказались слишком шумные и не показали периодической
переменности, с другой стороны данные космического телескопа TESS показывают
низкоамплитудную переменность с амплитудой меньше <0.01 mag. Мы выполнили частотный анализ с помощью программы FAMIAS [7] основанный на Фурье алгоритмах и определили частоты, которые превышали доверительный порог отношения сигнал/шум больше 4. Период, полученный из данных МАО равен 1.31 дня. Мы также выполнили частотный анализ данных проекта SWASP [1] и получили частоты: fl = 0.933, f2 = 0.899, f3 =0.1338. Анализ миссии TESS [6] показал частоты: f1 = 0.0813, f2 = 0.2525, f3 = 0.1227. Кривая блеска звезды по данным TESS показана на рисунке 2. Положение звезды на диаграмме Петерсона, т.е. отношение большого и малого периода из полученных обертонов по данным SWASP такое: f2/f1=0.96, f3/f1= 0.14, для TESS f1/f2 = 0.32, f3/f2 = 0.49.
Если судить по значениям массы, периода, и низкой металличности, то звезду можно было бы отнести к редкому классу аномальных цефеид типа BL Волопаса, но, так как она является членом плоской составляющей Галактики, из-за низкоамплитудных колебаний и не совсем регулярному поведению звезду следует отнести к полуправильным переменным, похожим на RU Cam.
REFERENCES
Butters O.W., West R.G., Anderson D.R., Collier Cameron A., Clarkson W.I., Enoch B., Haswell C.A., Hellier C., Horne K., Joshi Y., Kane S.R., Lister T.A., Maxted P.F.L., Parley N., Pollacco D., Smalley B., Street R.A., Todd I., Wheatley P.J., Wilson D.M. The first WASP public data release//áp, 2010, Т. 520, C. L10.
242
May 15, 2024
Uchinchi renessans yosh olimlari: zamonaviy vazifalar,
innovatsiya va istiqbol Young Scientists of the Third Renaissance: Current Challenges, Innovations and Prospects
2. Droege T.F., Richmond M.W., Sallman M.P., Creager R.P. TASS Mark IV Photometric Survey of the Northern Sky//\pasp, 2006, T. 118, N 850, C. 1666-1678.
3. Gaia Collaboration VizieR Online Data Catalog: Gaia DR3 Part 1. Main source (Gaia Collaboration, 2022)//VizieR Online Data Catalog, 2022, C. I/355
4. Jedicke R., Tonry J., Veres P., Farnocchia D., Spoto F., Rest A., Wainscoat R.J., Lee E. ATLAS: Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System//AAS/Division for Planetary Sciences Meeting Abstracts #44 : AAS/Division for Planetary Sciences Meeting Abstracts. - 2012. - T. 44. - C. 210.12
5. Khalikova A.V., Gaynullina E.R., Serebryanskiy A.V. Hunting for overlooked eccentric eclipsing binaries from ASAS-3 survey//New Astronomy, 2022, T. 97, C. 101875
6. Ricker G.R., Winn J.N., Vanderspek R., Latham D.W., Bakos Gaspar.A., Villasenor J., h gp. Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)//Space Telescopes and Instrumentation 2014: Optical, Infrared, and Millimeter Wave : Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series/ peg. Jr. Oschmann Jacobus M. h gp. - 2014. - T. 9143. - C. 914320
7. Zima W. FAMIAS - A userfriendly new software tool for the mode identification of photometric and spectroscopic times series//Communications in Asteroseismology, 2008, T. 157, C. 387.
243
May 15, 2024
