Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://astroschool.chat.ru/br_bf.doc Дата изменения: Sat Jan 28 18:43:45 2012 Дата индексирования: Mon Oct 1 19:37:32 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п р п р п р п

Виталий Бреус
«Фотометрические исследования симбиотической переменной BF Cygni»
научный руководитель кандидат физико-математических наук
Кудашкина Лариса Сергеевна
(2001-2002)

Симбиотическая двойная звезда, по современным представлениям, состоит из
гиганта спектрального класса М (реже G или К) с радиусом около 100 радиусов
Солнца и из горячего субкарлика или белого карлика с радиусом меньше 0,5
солнечного и эффективной температурой до 105 К.
Время обращения составляет от одного до нескольких лет при среднем
расстоянии около 200 - 1000 радиусов Солнца (1 - 5 а. е.). Оба объекта
окружены одной или несколькими общими газовыми оболочками или дисками.
Источником газовой оболочки является красный гигант, отдающий вещество
посредством звездного ветра или пульсаций.
Симбиотические звезды - это очень разнородные объекты. Различают несколько
их подтипов.
Симбиотической медленной Новой или повторной Новой мы называем звезду,
у которой преобладает переменность горячего компонента (нерегулярность
скорости аккреции, ядерные взрывы на поверхности белого карлика) Например:
RS Oph, RT Ser, RR Tel, T CrB.
Симбиотической миридой мы называем такую звезду, у которой преобладает
переменность холодного компонента (полуправильная или переменность типа
Миры) Примеры: R Aqr, UV Aur. Сама Мира тоже есть симбиотическая система с
аккрецирующим белым карликом Мирой B = VZ Ceti, хотя и является довольно
широкой парой.
Третий тип - симбиотические системы с жестким рентгеновским
излучением. Известен только один объект, отнесенный к этому типу - V2116
Oph, который отождествлён с жестким рентгеновским пульсаром 3U1728-24 =GX
1+4. Возможно, в этой системе в качестве горячего компонента выступает
нейтронная звезда.
Параметры системы BF Cyg из разных источников:
Белый карлик:
V 0,55 М(
V Темп аккреции — 2 .10-8 М(/год
V Teff =60 000 K
V L=3 000 L(
(Sion & Ready, 1992)
V Туманность 370 R(
V Eorb = 0.3
(Pereira & Landaberry, 1996)
Холодный компонент:
V Гигант М5III М—8-10М(
V i=55є
V Расстояние между звёздами 4.4.1013см
(Боярчук, 1969)

В данной работе был применён метод Нейланда-Блажко. Наблюдения
проводились по пластинкам семикамерного астрографа стеклотеки Одесской
Астрономической Обсерватории ОНУ им. И.И. Мечникова с 1954 по 1989г.
Использовалась карта окрестностей Wachmann A. A. Hamburg A. B. 6 nov
1961.
Также было обработано 844 наблюдения AFOEV (Французская ассоциация
наблюдателей ПЗ).
Для определения периода изменения блеска звёзд была использована
программа Fo, разработанная д-ром физ. - мат. наук, профессором кафедры
астрономии физического факультета ОНУ Андроновым И. Л.
Для перевода Юлианских дат в фазы я составил собственную программу -
Period Translator
Поиск периода изменения блеска звезды BF Лебедя проводился по наблюдениям
AFOEV. Однако результаты были неудовлетворительными, т.к. все найденные
значения (а их было несколько) не подходили для построения средней кривой.
Только после исключения из массива данных, соответствующих самой яркой
части - «вспышке» в результате применения программы FO был найден период
изменения блеска звёзды, который составляет 755.24 дня ± 1.13. Он может
соответствовать пульсационному периоду красного гиганта системы BF Cygni.
Подтверждаются данные ОКПЗ, т.е. "орбитальный период 750d и неправильные
изменения блеска, на которые накладываются полуправильные колебания с
циклопом 755d"
На графиках мы видим среднюю кривую блеска с периодом 755d для общей
кривой (вверху) и для той части, где отсутствует момент «вспышки».
[pic]
[pic]
Интересно поведение звезды во время «вспышки», т.е. в течение 2 020 дней,
что составляет — 2.7 периода. Средний блеск системы "до" и "после"
поярчания составляет всего 15% от блеска в момент вспышки. Светимость
двойной системы увеличилась в 6 раз.
Зависимость наблюдений в фотовизуальных лучах от фотографических
показала, что до JD 2443000 коэффициент корелляции был 0.82, т.е. точки
ложились — на одну прямую, а после этой даты коэффициент корелляции стал
0.68. Разброс точек возрос. Через 4 000 дней после этого произошло
возрастание блеска.