Тарасенко Елена.
Исследование изменения периода и амплитуды у полуправильной пульсирующей звезды S Per.

Характер изменения периода и амплитуды может служить основой дополнительной классификации всех полуправильных переменных звзд, поэтому информация об изменении периодов у каждой конкретной звезды является ценным научным результатом.

Звезду S Per наблюдают астрономы-любители, что дат возможность получить кривую блеска за продолжительный период времени и изучить изменения амплитуды и периода.

Кривая изменения блеска. В результате обработки ряда наблюдений исследователь получает таблицу пар чисел: моментов наблюдений t, выраженных в днях юлианского периода, и блеска переменной звезды в степенях s или звездных величинах m. Эта таблица служит основанием для построения графика, который гораздо нагляднее таблицы. На его горизонтальной оси откладываются моменты времени, а на вертикальной . блеск так, чтобы он возрастал снизу вверх, потому что с ослаблением блеска звездные величины увеличиваются.

Для отсчета времени используются Юлианские даты (JD), т. е. непрерывный счет дней, в котором сутки начинаются от Гринвичского полдня (полдня на нулевом меридиане Земли).

Сглаженная кривая блеска. Метод наименьших квадратов. Чтобы уменьшить разброс наблюдаемых данных, через них необходимо провести сглаживающую кривую.

Для этого часто используется метод наименьших квадратов. Пусть нам дан набор данных x_i, y_i. Основной идеей метода является то, чтобы подобрать такую функцию y_c(x_i), чтобы сумма квадратов отклонений наблюдаемых точек от сглаженной кривой была минимальной.

Также в работе была использована программа И.Л. Андронова для построения сглаживающей кривой методом "скользящих парабол" [5]

В этом методе для каждой точки момента t_i, выбираемого с некоторым шагом значение y_c вычисляется следующим образом. Данные в некотором интервале времени [t_i.Δ t, t_i+Δ t] сглаживаются параболой (по методу наименьших квадратов) и для сглаживающей кривой берется значение y_c в точке t_i. Такие сглаживающие значения вычисляются для множества точек t_i с требуемой точностью. Параметр Δ t определяется из условия минимизации суммы квадратов отклонений от сглаживающей кривой, перебирая значения Δ t в реалистичных пределах.

Согласно .Общему каталогу переменных звзд. [8] S Per . это сверхгигант спектрального класса М3, переменный с периодом около 822 дней, относящийся к группе SRc, для которой характерны почти неправильные волнообразные изменения блеска с малой амплитудой, прерываемые интервалами практического постоянства блеска.

Нами были использованы визуальные любительские наблюдения, взятые из баз данных AFOEV и VSOLS (Французская и Японская ассоциации наблюдателей переменных звзд). Для звезды S Per использовано 7814 наблюдений, которые охватывают 80-летний интервал. Кривая блеска этих приведена на рис. 1.

Данные были аппроксимированы (сглажены) методом .скользящих парабол. [5], сглаживающая кривая также приведена на рис. 2. С помощью этого метода были получены моменты и звздные величины максимумов и минимумов звезды. Эти данные приведены в таблице 1

Подсчитаны амплитуды и периоды для каждого цикла, они приведены в таблице 2. Их изменения со временем показаны на рис. 3 и рис. 4. Максимальные и минимальные значения амплитуды и периода, а также их отношения приведены в таблице 3.

Период у этой звезды изменяется более чем в 2 раза, изменения периода хаотические с большим разбросом. Амплитуда изменяется в 7 раз и в некоторых циклах достигает 3-4^m.

Как видно из кривой блеска, в конце наблюдательного интервала (последние 5 циклов) переменность становится похожей на переменность типа Миры Кита. На протяжении этих циклов период составляет 794^d, и амплитуда 3,06^m (средние арифметические значения).

Используя любительские данные, исследованы изменения периода и амплитуды полуправильной переменной звезды S Per на протяжении 80-летнего интервала времени, что является вкладом в исследование переменных звезд.

По нашим исследованиям, поведение этой звезды нетипично для класса SRc: у не нет участков постоянства блеска, кривая блеска приблизительно соответствует одному среднему значению периодов отдельных циклов и, как видно из графика кривой блеска, могут различаться в 2 раза. Амплитуда, в некоторых интервалах, достигает 3-4 звездных величин, что значительно выше чем для типичных полуправильных звезд.

В конце наблюдательного интервала она показывает кривую блеска, типичную для мирид. Поскольку эволюционная связь между миридами и полуправильными переменными звздами не выяснена до конца, этот факт может представлять значительный научный интерес.

1. Цесевич В.П. Маяки Вселенной, 1968 г.
2. Моше Д. Астрономия. / Перевод с англ. Н.В. Мамуны и М.Ю. Шевченко, 1985 г.
3. Паренаго П.П. Курс звздной астрономии, 1954 г.
4. Цесевич  В.П. Переменные звзды и их наблюдение, 1980 г.
5. Андронов И.Л. Сглаживание экспериментальных данных методом скользящих парабол. / Кинематика и физика небесных тел, 1990 г., Т. 6, . 6, с. 87.96.
6. Пульсирующие звзды. / Под ред. Б.В. Кукаркина, 1970 г.
7. Климишин И.А. Элементарная астрономия, 1991 г.
8. Общий каталог переменных звзд./ Под ред. П.Н. Холопова, 1985 г.
9. Гоффмейстер К., Рихтер Г., Вентцель В. Переменные звезды. / Перевод с нем. / Под ред. Н. Н. Самуся, 1990 г.