Публикации
Раздел: PZ: main journal
|
Вводится исправление html/pdf версии 84-го Списка обозначений переменных звезд, опубликованного в Peremennye Zvezdy/Variable Stars в 2021 г. Из-за технической ошибки в Таблице 1 были пропущены три переменных звезды шарового скопления NGC 4833. Ошибки в базе данных Общего каталога переменных звезд не было.
Оптический транзиент MASTER OT J095321.02+202721.2, открытый в 2014, не был классифицирован или подтвержден в качестве сверхновой. В работе представлена кривая блеска объекта, позволяющая классифицировать его как сверхновую типа II-L с абсолютной величиной в максимуме блеска M_R около -19.4 mag.
Представлен анализ новых фотометрических и спектральных данных для малоизученной звезды с неуверенным типом переменности (BY Dra или EW) ZTF J021857.72+585950.1. Наблюдения выполнены с 0.6-м и 2.5-м телескопами Кавказской горной обсерватории и 1.25-м телескопом Крымской астрономической станции ГАИШ МГУ им. М.В. Ломоносова в 2019 - 2024 гг. Найден период 0.279 d; показано, что изменения блеска вызываются вращением запятненной, хромосферно активной звезды типа BY Dra, что согласуется с классификацией AAVSO. На основе полученных нами спектров низкого разрешения звезда классифицирована как K1V. Найдены вариации профиля линии Halpha как от ночи к ночи, так и в течение одной ночи. Получены также оценки межзвездного поглощения A_V = 0.27 mag и расстояния до звезды d = 154 пк.
Представлены результаты анализа кривой блеска для старой Новой V728 Sco. Объект является системой с большим наклонением орбиты и периодом 3.32 ч. Кривые блеска V728 Sco по фотометрическим наблюдениям C. Tappert и др, проведенным в 2012 г., аппроксимированы синтетическими кривыми блеска, определены параметры системы. Поиск параметров системы, дающих синтетическую кривую блеска, наиболее точно воспроизводящую наблюдения, был проведен методом Нелдера - Мида. Для активного и спокойного состояний определен вклад в суммарный поток со стороны компонентов системы - белого карлика, красного карлика, аккреционного диска с горячим пятном на боковой поверхности и горячей линии в рамках комбинированной модели, разработанной Т.С. Хрузиной в 2011 г..
Представлены высокоточные фотометрические наблюдения яркой Новой V1112 Per на ранних стадиях после вспышки. Определен момент максимума блеска звезды. На основе эмпирических формул получена оценка межзвездного поглощения света. Наши данные позволили определить массу белого карлика M_(wd) = 0.82+/-0.07 M_(Sun) и расстояние до звезды d = 5.2 +/- 0.4 kpc. Зарегистрирована быстрая переменность на ранних этапах.
По архивным наблюдениям астрономической обсерватории на горе Майданак в полях V0873 Per и CV Boo найдено шесть двойных звезд или кандидатов в двойные звезды. (1) 2MASS J02465266+4125290 - разделенная затменная двойная с периодом P=5.9436+/-0.0027 d. (2) TYC 2853-60-1 - разделенная затменная двойная с периодом P=1.79+/-0.01 d. (3) 2MASS J02475840+4116103 - эллипсоидальная двойная система с периодом P=0.30744+/-0.00005 d. (4) 2MASS J02464361+4120282 - двойная звезда и переменная типа BY Dra с периодом вращения P=12.18+/-0.06 d. (5) 2MASS J02465622+4117392 - эллипсоидальная двойная система с периодом P=4.022+/-0.009 d. (6) 2MASS J15273711+3703070 - эллипсоидальная двойная система и/или двойная система типа RS CVn с периодом P=0.3307+/-0.0002 d. У трех из этих звезд наблюдается хромосферная активность.
Выведены зависимости период - металличность - светимость в среднем инфракрасном диапазоне в полосах WISE W1 и W2 на основе величин W1 и W2, рассчитанных на основе усредненных по интенсивности величин Gaia G_(BP) и G_(RP) и известной металличности [Fe/H] для ~5000 переменных типа RR Лиры поля и ~700 переменных в 24 шаровых скоплениях: = -0.486(+/-0.004)-2.418(+/-0.021)log P_F + 0.25) + 0.166(+/- 0.007) ([Fe/H] + 1.6) и = -0.464(+/-0.004) -2.449(+/-0.021) (log P_F + 0.25) + 0.170(+/-0.007) ([Fe/H] + 1.6). Наклоны по периоду основаны на зависимостях период - звездная величина для звезд типа RR Лиры в шаровых скоплениях, а нуль-пункты и наклоны по металличности - на тригонометрических параллаксах переменных поля из Gaia DR3, исправленных за систематические ошибки. Разброс выведенных зависимостей зависит от звездной величины и меняется от ~0.02 mag для ярких звезд до ~0.17 mag для звезд типа RR Лиры в БМО. Найдено, что зависимости период - звездная величина для средних по интенсивности величин W1 и W2, преобразованных из величин Gaia, имеют практически такой же наклон для ~12000 звезд типа RR лиры в БМО: = 18.039(+/-0.002)- 2.414(+/-0.020)(log P_F + 0.25) +/- 0.166 и = 18.061(+/-0.002) - 2.448(+/-0.020) (log P_F + 0.25) +/- 0.168. Расстояния до шаровых скоплений, основанные на выведенных зависимостях период - металличность - светимость в среднем инфракрасном диапазоне, в среднем превосходят на множитель 1.016+/-0.010 расстояния, выведенные Баумгардтом и Васильевым по тригонометрическим параллаксам индивидуальных членов скоплений или же полностью совместимы с ними (множитель 0.994+/-0.016$ или 0.992+/-0.016), если при сравнении учитывать возможные систематические ошибки параллаксов, которые в данном случае оказались на уровне (5.4 - 5.6)+/-2.8 микросекунд дуги в том смысле, что параллаксы Баумгардта и Васильева оказываются слегка завышенными. Наши фотометрические расстояния меньше на множитель ~1.028+/-0.010 и ~1.024+/-0.016, соответственно, чем кинематические расстояния, вычисленные с использованием дисперсионных профилей собственных движений Gaia EDR3 или КТ им. Э. Хаббла.
Недавно опубликованный в рамках Gaia DR3 и охватывающий все небо список кандидатов в затменные двойные, содержащий 2184477 источников, и список вероятных членов рассеянных скоплений (Hunt and Reffert 2024) использованы, чтобы выявить затменные двойные звезды - члены звездных скоплений и сравнить их общие характеристики с наблюдаемыми у затменных двойных поля Галактики. Найдено заметное различие распределений по орбитальным частотам, связанное с динамической эволюцией орбит двойных звезд в рассеянных скоплениях. Напротив, распределения по отношению глубин минимумов в скоплениях и в поле Галактики сходны, что говорит в пользу универсальности алгоритма образования пар при формировании двойных звезд.
Фотометрические наблюдения SN 2012ch и SN 2012fs выявили кривые блеска, типичные для SN II-P. Мы оценили межзвездное поглощение света для обеих сверхновых, сравнивая их кривые изменения показателей цвета с аналогичными кривыми для хорошо изученных сверхновых II-P. Абсолютные величины на стадии плато составляют M_R=-17.1 для SN 2012ch и M_R=-16.9 для SN 2012fs, что близко к средним значениям для объектов этого класса. Выполнено моделирование кривых блеска SN 2012ch с помощью кода STELLA, оптимальная модель имеет следующие параметры: полная масса 19 масс Солнца, радиус 900 радиусов Солнца, энергия взрыва 1.5 x 10^(51) эрг; масса (56)Ni составляет 0.07 масс Солнца.
На основе кривых блеска TESS получена оценка скорости движения линии апсид в затменной двойной системе V1437 Cas: d(omega)/dt=0.252+/-0.025 градусов/год. В имеющихся кривых блеска TESS присутствуют 4 очень глубоких минимума неизвестной природы. |
