CC BY
65
УДК 524.33
С. А. Веселков, Е. Г. Лапухин, Н. Н. Самусь ВОСЕМЬ НОВЫХ ЗАТМЕННО-ДВОЙНЫХ СИСТЕМ В СОЗВЕЗДИИ КАССИОПЕИ
Несмотря на близость промышленных предприятий, культурных и спортивных сооружений, незамерзающий Енисей, оживленный проспект с его иллюминацией, в обсерватории Сибирского государственного аэрокосмического университета (СибГАУ) получен наблюдательный материал, по которому удалось открыть и исследовать восемь новых затменно-переменных звезд в созвездии Кассиопеи. Идентификационные номера звезд по каталогу ШЫ0-А2.0: 1425-379853, 1425-413000, 1425-243950, 1425-458499,1425-207145, 1425-238265, 1425-424072, 1425-364307. Для поиска использовалась методика, основанная на том, что переменные звезды выпадают из общей зависимости среднеквадратического отклонения фотометрических измерений блеска звезд.
Ключевые слова: переменная звезда, затменно-переменные системы, астрономия, фотометрия, наблюдения.
Переменные звезды - это звезды, видимый блеск которых изменяется в течение времени. Многочисленные известные типы переменных звезд могут быть объединены в два больших класса - физические переменные звезды и затменные двойные системы. У первых причиной изменения блеска являются физические процессы в недрах или на поверхности звезды. У вторых блеск меняется вследствие затмений одной звезды другой.
Исследуя изменение блеска звезд, можно определить характер переменности и в результате определить, к какому типу относится данная переменная звезда. Знание типа переменности во многих случаях позволяет на основе фотометрических наблюдений оценить основные физические параметры звезды: массу, светимость, возраст, а у затменных переменных - параметры двойной системы.
Таким образом, переменные звезды дают достаточно много информации. Чем больше переменных звезд мы откроем в разных направлениях и на разном расстоянии, тем лучше будем знать нашу Галактику -Млечный Путь. Среди тысяч новых переменных наверняка окажутся интересные для астрофизики двойные системы с перетеканием вещества от одной звезды к другой, а также объекты, причину переменности блеска которых мы понимаем пока не до конца.
Благодаря интенсивному развитию электронновычислительной техники, компьютерных технологий и методов обработки в последние десятилетия повысилась эффективность получения информации не только на основе новых наблюдений, но и по архивным данным. В обсерваториях мира накоплены сотни тысяч фотографий звездного неба (прямых и спектральных). Начата реализация проектов по оцифровке накопленных фототек. По оцифрованным фототекам производится поиск переменных звезд [1].
Во избежание недоразумений следует отметить, что слово «новая» в словосочетании «новая переменная звезда» относится к слову «переменная», а не к слову «звезда». Другими словами, когда говорится «обнаружена новая переменная звезда», то подразумевается, что «обнаружена переменность блеска у известной звезды, считавшейся ранее не переменной».
Поиск новых переменных звезд проводился в поле площадью 2,3 *2,3° с координатами центра кадра а = 00ь15т008, 5 = 54°4000" (12000,0) в созвездии Кассиопеи. Всего за период наблюдений, с конца августа по начало ноября 2010 года, было получено около 1 500 ПЗС-изображений в интегральном свете. Наблюдения проводились в обсерватории СибГАУ при помощи телескопа-рефлектора с апертурой 400 мм и фокусным расстоянием 915 мм. В качестве светоприемного устройства использовалась ПЗС-матрица БЫ МЬ 9 000. Масштаб изображения на матрице составляет 2,7"/пиксель.
Следует обратить особое внимание на обусловленное существующей инфраструктурой неблагоприятное расположение места наблюдений. Обсерватория расположена на крыше корпуса «П» СибГАУ. Тепловые потоки от здания и кондиционеров значительно ухудшают качество изображения. Находящиеся поблизости с корпусом промышленные предприятия, действующий стадион (на расстоянии ~700 м), незамерзающий Енисей (~1 000 м) и проспект Красноярский рабочий с оживленным движением и рекламной иллюминацией увеличивают световое и аэрозольное загрязнение. Это, в свою очередь, негативно сказывается на качестве фотометрии астрономических объектов [2].
Для экстремальных городских условий, в которых находится учебная обсерватория СибГАУ, эмпирическим путем была определена оптимальная экспозиция, которая составила 30 с. При увеличении экспозиции предельная звездная величина, фиксируемая на снимках, оставалась неизменной и составляла ~16т.
Полученные снимки подвергались первичной обработке (учет темновых токов и плоского поля) и затем тщательно отбирались на предмет удовлетворительного качества.
С учетом того, что один снимок имеет объем примерно 18 248 Кб, полный объем 1 500 изображений составляет ~26 Гб. Оперировать такими объемами информации довольно сложно, поэтому для ускорения поиска новых переменных звезд была сделана выборка 20 снимков с приблизительно равными временными интервалами между ними, охватывающая 5 ч непрерывных наблюдений. Естественно, что такая
выборка обеспечит хорошее фотометрическое покрытие кривой блеска лишь для переменных звезд с периодом, соизмеримым с длительностью серии наблюдений (в нашем случае - 5 ч). Поле 2,3*2,3° было разделено на 36 взаимно перекрывающихся площадок размером 23^23'. В каждой площадке поиск переменных звезд проводился отдельно.
Для поиска переменных звезд использовалась программа CMunipack [3]. На электронных изображениях программа отыскивает звезды и проводит их фотометрию в условных величинах. Для каждого изображения создается файл со списком звезд, упорядоченным по убыванию блеска; их координаты выражены в пикселах. Далее исследователь выбирает опорный кадр (reference frame), и программа осуществляет отождествление звезд, найденных на разных кадрах. При активировании функции «поиск переменных звезд» строится график зависимости среднеквадратичного уклонения инструментальной звездной величины от величины на опорном кадре и блеска звезды. Поскольку ошибка фотометрии для слабых звезд больше, чем для ярких, уклонения плавно растут в сторону слабых звезд, а возможные переменные звезды расположены вне общего распределения, поскольку их блеск отличается от кадра к кадру не только из-за ошибок, но и из-за реальной переменности. Объекты, расположенные вне общего распределения, исследователь анализирует поштучно, выявляя звезды с явной переменностью. Далее, проводится проверка, не являются ли обнаруженные переменные объекты уже известными и внесенными в каталоги. Для этого проводится сравнение с базами данных Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ [4]) и Международного регистра переменных звезд VSX (The International Variable Star Index [5]). Окончательная фотометрия найденных новых переменных звезд проводилась в программе MaxIm DL; для исследования их периодичности применялась программа «Эффект» В. П. Горанского [6].
В пределах рассматриваемой площадки в созвездии Кассиопеи, используя выборку снимков, описанную выше, мы обнаружили восемь новых переменных звезд (см. таблицу). В таблице указаны координаты J2000,0, идентификация переменных звезд с каталогом USNO-A2.0, найденные типы переменности, звездные величины в максимуме и минимуме блеска
(в инструментальной системе), эпоха минимума блеска и период изменения блеска.
Фазовые кривые блеска новых периодических переменных (см. таблицу) показаны на рис. 1-8. Все новые переменные звезды являются затменными.
Новая переменная звезда с идентификационным номером 1 425-379 853 по каталогу и8М0-Л2.0 является звездой типа Алголя (в Персея; тип ЕЛ по ОКПЗ). К этому типу относятся затменные двойные звезды со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами; кривая блеска позволяет фиксировать моменты начала и конца затмений (рис. 1). В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется не очень сильно, вследствие эффектов отражения, небольшой эллип-соидальности компонентов или физических изменений. Вторичный минимум у звезд с данным типом переменности наблюдается не всегда. Периоды изменения блеска переменных звезд типа ЕЛ заключены в очень широких пределах - от 0,2 и менее суток до 10 000 и более суток; амплитуды изменения блеска весьма различаются и могут достигать нескольких величин [7].
С = 2 455 507.125 8 + 1,157 323 * Е
о.о о,£ 1.0 Фаза
Рис. 1. Фазовая кривая блеска переменной звезды типа ЕЛ (номер звезды по каталогу ивЙ0-Л2.0 1 425-379 853)
Звезды иБШ-А2.0 1 425-413 000 и 1 425-243 950, как оказалось, имеют переменность типа ЕВ (прототип в Лиры). Это затменные двойные с эллипсоидальными компонентами, обладающие кривыми блеска, звезды не позволяют фиксировать моменты начала или конца затмений (вследствие непрерывного изменения видимого суммарного блеска системы в промежутках между затмениями); наблюдается вторичный минимум, глубина которого существенно меньше глубины главного минимума (рис. 2).
Новые затменно-переменные системы в Кассиопее
№ USN0-A2.0 a (J 2000) 5 (J 2000) Тип Max Min Min II Эпоха (JD 24...) P, сут
1 1 425-379 853 00h16m 02s,53 53° 54' 20",0 EA 14m,30 < 15m,40 14m,50 55 507,125 8 1,157 923
2 1 425-413 000 00h 17m 30s,24 55° 11' 15",5 EB 13m,50 < 14m,15 13m,73 55 513,176 0 0,893 597
3 1 425-243 950 00h 00m 58s,70 55° 28' 50",3 EB 15m,00 15m,85 15m,25 55 402,056 3 0,518 207
4 1 425-458 499 00h19m 29s,89 53° 39' 58",5 EW 13m,25 13m,75 13m,70 55 507,142 2 0,379 904
5 1 425-207 145 00h 08m 23s,94 55° 28' 12",7 EW 14m,90 15m,25 15m,20 55 402,263 2 0,891 133
6 1 425-238 265 00h 09m 43s,95 54° 51' 32",2 EW 13m,15 13m,42 13m,42 55 401,961 3 0,568 957
7 1 425-424 072 00h 17m 58s,73 55° 37' 43",6 EW 14m,30 14m,75 14m,75 55 400,587 1 0,369 606
8 1 425-364 307 00h 15m 20s,91 53° 42' 49",6 EW 13m,30 <13m,80 13m,74 55 507,272 0 0,334 240
Звезды с переменностью типа ЕВ имеют периоды преимущественно больше 1а (глубина минимумов может быть почти одинаковой), компоненты обычно ранних спектральных классов В-А. При периодах меньше 1 минимумы разной глубины и компоненты по своему составу родственны затменным типа EW и состоят из звезд спектральных классов Б-в-К. Амплитуды изменения блеска обычно меньше 2 V [7].
Звезды по и8Ш-Л2.0: 1 425-458 499, 1 425-207 145, 1 425-238 265, 1 425-424 072 и 1 425-364 307 показывают переменность типа EW (прототип W Большой Медведицы). Это затменно-двойные с периодами
меньше 1а, состоящие из почти соприкасающихся эллипсоидальных компонентов и обладающие кривыми блеска, не позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений; глубины главного и вторичного минимумов почти одинаковы или различаются незначительно (рис. 3).
Амплитуды изменения блеска обычно меньше
0,8т V. Спектральные классы компонентов обычно Б-в или более поздние [7].
Новые переменные звезды имеют периоды, соизмеримые с интервалом наблюдений, из которого была произведена выборка ПЗС-изображений для поиска.
а б
Рис. 2. Фазовые кривые блеска переменных звезд типа ЕВ (номера звезд по каталогу иБК0-Л2.0: 1 425-413 000 (а) и 1 425-243 950 (б))
С = 2 455 507,142 2 + 0,379 904 * Е С = 2 455 402,263 2 + 0,891 133 * Е
о.о о,5 1.0 Фаза о о о,5 1 .о Фаза о.о о.5 фаза
в г д
Рис. 3. Фазовые кривые блеска переменных звезд типа EW (номера звезд по каталогу ШК0-Л2.0: 1 425-458 499 (а), 1 425-207 145 (б),
1 425-238 265(в), 1 425-424 072 (г), 1 425-364 307 (д))
Мы предполагаем использовать выборку снимков, охватывающую больший временной промежуток, для поиска переменных звезд с большими периодами в данном поле.
В результате проведенной работы получен наблюдательный материал, выбрана и апробирована на практике методика поиска переменных звезд в условиях города, выявлено и исследовано восемь новых переменных звезд: определены типы переменности, периоды изменения блеска, максимумы и минимумы, начальные эпохи. В дальнейшем методика, описанная выше, будет использоваться для поиска новых переменных звезд в обсерватории СибГАУ.
Библиографические ссылки
1. Новые переменные звезды на оцифрованных пластинках московской фототеки. Поле 66 Змееносца / Д. М. Колесникова, Л. А. Сат, К. В. Соколовский и др. Астрономический журнал. 2010. Т. 87, № 11. С. 1087-1105.
2. Миронов А. В. Прецезионная фотометрия [Электронный ресурс]. иКЬ: http://www.astronet.ru/ аЬ/тзя/1211924.
3. C-MUNIPACK, Package of software utilities for reducing astronomy CCD images intended on a observation of variable stars [Электронный ресурс]. URL: http://c-munipack.sourceforge.net/.
4. Общий каталог переменных звезд [Электронный
ресурс]. URL: http://www.sai.msu.ru/groups/cluster/
gcvs/cgi-bin/search.htm.
5. The International Variable Star Index [Электронный ресурс]. URL: http://www.aavso.org/ vsx/index.php.
6. Горанский В. П. WinEfK. Программа поиска периодов переменных звезд (методы Лафлера-Кинмана, Диминга, построения кривых блеска и т. д.) [Электронный ресурс]. URL: http://www.variablestars.ru/ FILES/winefk.rar.
7. Классификация переменных звезд в соответствии с IV изданием ОКПЗ [Электронный ресурс]. URL: http://variablestars.ru/index.php?option= com_content&view=article&id=72&Itemid=61#5.
8. Гофмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды : пер. с нем., М., 1990.
9. Самусь Н. Н. Переменные звезды : учеб. пособие [Электронный ресурс]. URL: http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/.
S. A. Veselkov, E. G. Lapukhin, N. N. Samus
EIGHT NEW ECLIPSING BINARY SYSTEMS IN CASSIOPEIA
Despite closely located industrial enterprises, cultural and sports facilities,the never-freezing Yenisei,a brisk avenue with its illumination, we were able to discover and study eight new eclipsing binary system in Cassiopeia using observations acquired at the new SibSAU observatory.
Keywords: variable star, eclipsing binaries system, astronomy, photometry, observation.
© Веселков С. А., Лапухин Е. Г., Самусь Н. Н., 2011
УДК. 621.454.2
А. Г. Воробьев, И. Н. Боровик, С. Ха
РАЗРАБОТКА ЖИДКОСТНОГО РАКЕТНОГО ДВИГАТЕЛЯ МАЛОЙ ТЯГИ, РАБОТАЮЩЕГО НА ПЕРЕКИСИ ВОДОРОДА И КЕРОСИНЕ
Дается описание конструкции жидкостного ракетного двигателя (ЖРД) малой тяги, работающего на перекиси водорода и керосине. Приведены основные технические характеристики, представлены результаты гидравлических испытаний.
Ключевые слова: ЖРД малых тяг, перекись водорода.
Использование высококонцентрированной перекиси водорода (ВПВ) в ракетных двигателях как монотоплива началось в 30-х гг. 20 в. в Германии. Это направление активно используется до настоящего времени в двигателях РД-107, РД-108 и их последующих модификациях на ракетоносителях (РН) «Восток», «Союз» и другие. Дальнейшие разработки ракетных двигателей различного назначения с использованием ВПВ как монотоплива, а также двух-
компонентного топлива ВПВ + керосин продолжаются в настоящее время [4; 5].
К новым задачам относится разработка ЖРД тягой 500 Н, работающего на компонентах ВПВ и керосине, которая осуществлялась по контракту между Московским авиационным институтом (МАИ) и Чунгнам-ским национальным университетом (Южная Корея). Решение этой задачи базировалось на опыте создания в МАИ на кафедре «Ракетные двигатели» жидкостного ракетного двигателя (ЖРДМТ) с тягой 200 Н [1-3].
