Національний Технічний Університет України «Київський Політехнічний Інститут»
Фізико-Технічний Інститут
Фізико-Технічний Інститут
Н.О. Маслова, 10 клас, Одеська Маріїнська гімназія
Науковий керівник: Н.А. Віріна
Педагогічний керівник: Н.В. Жало rozklad_os_1415_3
Цефеїди є пульсуючими зорями-гігантами або надгігантами спектральних класів F-G, які періодично змінюють радіус, температуру та світність. Цефеїди є досить яскравими об’єктами, що дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, в тому числі і далеко за межами нашої Галактики. Вивчення цефеїд відіграє величезну роль в астрономії, адже дає змогу вимірювати відстані до різноманітних об’єктів, уточнювати постійну Хаббла та інші критерії відстані. При аналізі космологічних даних використовується відмінна особливість цефеїд, яка полягає у чіткій залежності період-світність. Таким чином, дуже важливе значення має доповнення і оновлення даних щодо цього типу змінних зір.
Мета роботи: дослідження розподілу відомих цефеїд у нашій Галактиці та її супутниках – Магелланових Хмарах. В ході роботи ставилися наступні задачі:
Змінна зоря V480 Aql у різних каталогах класифікується як зоря типу DCEP (класична цефеїда), LB (повільна нерегулярна змінна) або IS (швидка нерегулярна змінна). З метою уточнення класифікації V480 Aql автором роботи були проведені спостереження на телескопі T5 Takahashi Epsilon 250мм обсерваторії iTelescope.net, який розташований у Нью-Мексиці, США, в рамках грантової програми влітку 2013 р. і навесні 2014 р. Вони були доповнені архівними спостереженнями, зібраними у 2012 р. на американському телескопі BSM Takahashi FS-60CB (60мм) Томом Крайчі (Tom Krajci). Спостереження проводились у фільтрах V, R та I. Фотометрія була зроблена у програмі MaxIm DL, а період знайдений у програмі Peranso методом Лафлера-Кінмана. Він співпадає зі вказаним у каталозі VSX (AAVSO). За отриманими даними з фотометрії були обчислені показники кольору V-R та R-I, які дозволяють визначити зміну температури і спектрального класу впродовж періоду. Виявилось, що V480 Aql – нетипова цефеїда, оскільки відноситься до пізнього спектрального класу М і демонструє амплітуду коливання температури у 500 К.
Для побудови тривимірної моделі розподілу цефеїд, були враховані усі цефеїди, приведені у каталозі GCVS, загалом більше 500 об’єктів. Було виявлено, що не всі вказані періоди є вірними, тому для 18 зір за допомогою методу Лафлера-Кінмана були уточнені значення періодів.
Використовуючи дані про відстані до 31 цефеїди (Andrievsky et al. 2012), були уточнені коефіцієнти формули, що пов’язує період зміни блиску з середньою зоряною величиною.
За допомогою отриманої формули була побудована тривимірна модель розподілу цефеїд, врахованих у каталозі GCVS. На результуючій діаграмі більшість цефеїд розташувалась у вигляді диску, що відповідає площині Галактики. Однак крім цього диску спостерігаються також групи точок, не належних йому, координати яких знаходяться у Великій (ВМХ) та Малій (ММХ) Магелланових Хмарах. Виявилося, що у ММХ відомо більше цефеїд ніж у ВМХ. Крім того, примітним є те, що цефеїди ММХ, подібно до нашої Галактики, розташовані в одній площині. Тим не менш, для ВМХ ця властивість не спостерігається.
Таким чином, у ході виконання роботи були отримані та проаналізовані спостереження змінної зорі V480 Aql, з’ясовано що вона є цефеїдою, оскільки має притаманні цьому типу зір період, форму кривої блиску та характер коливання температури, а також знаходиться у площині Галактики. Тим не менш, середня температура V480 Aql суттєво нижча за типові температури цефеїд, що може бути пов’язаним з недостатньо надійними показниками кольору зір порівняння. Крім того, у роботі проаналізовані дані про періоди зареєстрованих у каталозі GCVS цефеїд, деякі з періодів уточнені. Також уточнена емпірична формула, за допомогою якої можна обчислити відстань до цефеїди. Завдяки цьому була побудована 3D модель розподілу цефеїд у нашій Галактиці та в Магелланових Хмарах, що дозволило виявити закономірність в розподілі цефеїд Малої Магелланової Хмари.
Перелік посилань:
1. S. M. Andrievsky, R. E. Luck, V. V. Kovtyukh and J. R. D. Reddenings of Cepheids, 2012, Lepine Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 124, No. 919, p. 934-938.
2. C. L. Watson AAVSO International Variable Star Index VSX, 2006, The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science, p. 47
3. C.-C. Ngeow, S. M. Kanbur Period-colour and amplitude-colour relations in classical Cepheid variables – IV. The multiphase relations., 2012, Mon. Not. R. Astron. Soc., Vol 369, p. 723-733