Vadyslava Marsakova 1,2, Dmytro Tvardovskyi 2, Larysa Kudashkina 3, Lidia Chinarova 1 1 Odesski Narodowy Uniwersytet im. I.I. Mecznikowa (ONU), Odessa, Ukraina 2 Liceum Riszeljewski przy ONU, Odessa, Ukraina 3 Odesski Narodowy Uniwersytet Morski ( ONMU), Odessa, Ukraina

W wielu sytuacjach, gdy chodzi o długoterminowe zmiany parametrów gwiazd zmiennych, własne obserwacje zawodowych astronomów nie mogą udzielić niezbędnych informacji przez dość duży okres czasu. Najbardziej pełny obraz zmiennoci blasku gwiazd w ciągu kilku dziesięcioleci lub nawet stuleci (w niektórych przypadkach) dają obserwacji miłośników astronomii.

W naszych badaniach wykorzystujemy amatorskie obserwacje z baz danych AAVSO (American Association of Variable Stars Observers), AFOEV (Association Française des Observateurs d'Étoiles Variables) oraz VSOLJ (Variable Star Observers League in Japan) do rozwiązania następujących zadań: 1. Klasyfikacja zmian okresów gwiazd długookresowych typu Miry oraz analiza długoterminowych zmian amplitudy i innych parametrów; 2. Determinacja okresów pólregularnych gwiazd zmiennych; 3. Wyznaczanie charakterystyk zmian okresów u gwiazd zaćmieniowych, szczególnie ze względu na przepływ substancji w ciasnych układach podwójnych i obecność trzeciego ciała w systemie (Także dla badań zmian okresów gwiazd zaćmieniowych użyliśmy również minima z bazy danych BRNO); 4.Wyszukiwanie dodatkowych efektów i okresów, związanych z pulsacjami i akrecyjnymi efektami dla gwiazd symbiotycznych.

Methods Korzystamy z następujących metod: “Parabole asymptotyczne” oraz “Parabole kroczące” wygładzenie dla definicji cech maksima i minima Wielomian trygonometryczny dla definicji cech średniej fazowej krzywej blasku Falkowa analiza oraz “sinusy kroczące” dla badania stabilności okresów i krzywych blasku Andronov I.L., AsAp Suppl., 1997, V. 124, 207. Andronov I.L. ASP Conf. Ser. 2003, V. 229 P.391 Chinarova L.L. Odessa Astron. Publ V. 23. P. 25. Marsakova V.I., Andronov I.L. ASP Conf. Ser V P Andronov I.L., Marsakova V.I. Astrophysics V.49. P Kudashkina L.S., Andronov I.L., Odessa Astron. Publ., 1996, V. 9, 108.

1. Klasyfikacja zmian okresów gwiazd długookresowych typu Miry T Cep

1.1 Przełączanie bliskich wartości okresów z piłopodobnymi krzywymi O-C

R Boo O-C

R Cas O-C

X Cas  Cyg O-C

R Dra O-C

X Oph O-C

Przełączanie bliskich wartości okresów z piłopodobnymi krzywymi O-C Gwiazda Okres puls. Okres O-C Amplituda podstawowej fali O-C X Aur , T Her , RS Her R Boo , R Dra , X Oph  Cyg , R Cas Nie mamy zależności od okresu pulsacyjnego

1.2 Gładkie cykliczne zmiany z okresami około 17000–22000 dni

Są stowarzyszamymi zmianami kształtu krzywej zmian blasku Gładkie cykliczne zmiany z okresami około 17000–22000 dni

i T Cep Przekrój analizy korelacji Parametr Współczyn nik korelacji Przesunię cie, cykli OkresAsymetria 0,800 Wielkość ugięcia krzywej Amplituda0,850 Wielkość ugięcia krzywej Asymetria0,85-4 AmplitudaOkres0,93-3

U Cyg O-C

R UMa O-C

U UMi O-C

Gładkie cykliczne zmiany z okresami około 17000–22000 dni GwiazdaOkres O-C Amplituda podstawowej fali O-C W Lyr , 11900, V Cas , R UMA S UMi , U UMi , Z Sco , 7100, T Cam , T Cep , T Cas U Cyg

Przełączanie bliskich wartości okresów z piłopodobnymi krzywymi O-C Gwiazda Okres puls. Okres O-C Amplituda podstawowej fali O-C X Aur , T Her , RS Her R Boo , R Dra , X Oph  Cyg , R Cas Nie mamy zależności od okresu pulsacyjnego

1.3 Ciągłe zmiany okresu jednego znaku

Odchylenia od paraboli są piłopodobne

Zmiany jasności w ciągu wybuchu helu w powłoce Wood P.R., Zarro D.M. Astrophys. J., 1981, V. 247, P. 247.

Nałożenie effektów Thomas Karlsson (Swedish Variable Observations database): AFOEV+VSOLJ

?

1.4Małe nieregularne wahania okresu ( C 7) O-C

R Cyg (S2) O-C

Wniosek 1 Zmiany okresów gwiazd zmiennych typu Miry były podzielone na kilka rodzajów : Przełączanie bliskich wartości okresów z piłopodobnymi krzywymi O-C (amplituda jest mniejsza), Gładkie cykliczne zmiany z okresami około 17000– dni (amplituda powyżej, zmienia się kształt krzywej blasku), Ciągłe zmiany okresu jednego znaku, Małe nieregularne wahania okresu.

2. Zmienne pólregularne: definicja okresów, wielookresowość, klasyfikacja AF Cyg

μ Cep: Pólregularna typu SRC, okres około 730 dni według GCVS. Otrzymaliśmy wartość okresu P = (696.25±3.60) dni. Obserwacje wykonane białoruskim astronomem I. Sergej.

S Aql: zmianność typu Miry przed JD Wielookresowość. S Aql Zmianność S Aql : wygładzenie wielomianem trygonometrycznym (z dwoma okresami d (4 stopień), d (2 stopień)) frequency S(f) “semiregular” interval

Wielookresowość : S Aql Krzywa wygładzona faza „Sinusy kroczące” przesunięcie fazowe

Wielookresowość : Y Per Sinusy kroczące przesunięcie fazowe

GwiazdaP 1, (S)P 2, (S)Stosunek okresów GCVS klasyfikacja GCVS Klasa widmowa T Col226.1 (0.60) (0.11) (0.06)1.62MM3e-M6e DN Her225.3 (0.52) (0.18) (0.13)1.62MM6.5 EL Lyr235.8 (0.57) (0.31) (0.20) M S Tri249.5 (0.16) (0.08) (0.07) MM2e Y Per253 (0.32) (0.08) (0.04)1.70MC4,3e S Sex254.7 (0.32) (0.26) (0.20) 150 (0.15) MM2-M5e UZ Hya266.3 (0.59)153.8 (0.2)1.73MM4e AN Peg272.0 (0.6)156.0 (0.26)1.74MM5 S Aql146.7(0.48)245.2 (0.18)1.67SRaM3-M5.5e RU And234.3 (0.08) (0.07) 124,7 (0,03) 146,8 (0,02) SRaM5-M6e V Boo257.5(0.49) 260 (0.17) 151 (0.07)1.70 SRaM6e X Mon257.6 (0.37) (0.07) (0.06)1.71SRaM1e-M6ep RR Her236.7 (0.24) (0.05) (0.05)1.61SRbC5,7e-8,1e ST Her256.5 (0.07)150.8 (0.06) (0.06) SRbM6-M7 S Sct268.6 (0.03)151.3 (0.02)1.77SRbC6,4 Wielookresowość 250/150

O-C V Boo przesunięcie fazowe

S PER, SRC J.D. mm

Wniosek 2 Wielookresowość charakterystyczna dla zmiennych półregularnych, ale w mniejszym stopniu rownież dla niektorych Miryd Nadolbrzymy typu SRC mogą wykazywać zmienność typu Miry w pewnych odstępach czasu

Wyznaczanie charakterystyk zmian okresów u gwiazd zaćmieniowych (typów  Lyr, W UMa) BX And SX Aur BF Aur KR Cyg V382 Cyg V388 Cyg WZ Cyg U Peg BF Vir

Obserwacje AAVSO (CCD przez filtr R, V i wizualne obserwacje Christophera Stephana. KR Cyg Fazowa krzywa blasku

KR Cyg Krzywa O-C

Telescop: Celestron CGEPro 8" Camera: Moravian Instruments cooled integrating CCD camera G Obserwacje w ciągu astrostażu “Variable-2015” Obserwatorium na Lubomirze

Dopasowanie krzywej sinusoidą (okres około dni) z liniowym nachyleniem

Kalkulacja masy trzeciego składnika : i a 12 Plaszczyzna sfery niebeskiej

Zależność nachylenia orbity i od masy M 3 trzeciego składnika dla KR Cyg Minimalna masa M 3 trzeciego składnika 2,425 M 

Fazowa krzywa blasku V0382 Cyg Obserwacje z AAVSO: CCD obserwacje (przez filtr V) oraz obserwacje wizualnie wykonane przez Adama Derdzikowskiego.

Fazowa krzywa blasku SX Aur DAT –Adam DerdzikowskiSET – Christopher Stephan

Dopasowanie krzywej O-C za pomocą paraboli oraz sinusoidy z okresem dni

Paraboliczny kształt krzywej O-C może być skutkiem przeplywu masy w układzie podwójnym. O-C curve of the bet Lyr

BF Aur

SX Aur

BX And

U Peg

BF Vir

GwiazdaEfemeryda Okres orbitalny trzeciego składnika w dniach Szybkość transferu masy w masach Slońca na rok Minimalna masa trzeciego skladnika w masach Slońca BX And(52500,3454±0,0007)+(0, ±5*10 -8 )*E75 080±975-0,2820 KR Cyg(25700,4320±0,0006)+(0, ±7*10 -8 )E29 800±8690-2,4250 WZ Cyg(40825,6081±0,0007)+(0, ±)E +(1±0,4)* E ±177(8,9±3,5)* ,0172 V0382 Cyg(36814, ,0015)+(1, ,9*10 -7 )E+(3±0,1)* E ±52(6,1±0,2)* ,0270 V0388 Cyg(41953,337±0,003)+(0, ± 2*10 -7 )E+(4,8±0,2)* E ±124(1,49±0,06)* ,1610 U Peg (47070,52000±0,0005)+(0, ±3*10 -8 )E+(4,8±0,2)* E 2 +(42±1)* E ±546(-1,82±0,08)* ,0093 BF Vir(46070,70745±0,003)+(0, ±1,5*10 -7 )E+(32±8)* E ±497(3,2±0,8)* ,1840

Wnioski 3 Okresy zostały zaktualizowane i uzyskano parametry ich zmian z czasem. Otrzymano zależności między masą trzeciego składnika i nachyleniem orbity, jak i najmniejszą możliwą masą trzeciego składnika. Zostało wykonane porównanie obliczonych i obserwowanych krzywych O-C. Dla BF Vir można przypuszczać, że trzeci składnik ma eliptyczną oraz asymetrycznie zorientowaną orbitę. W innych przypadkach orbity są kołowe lub dokładność danych jest niewystarczająca do rozróżniania cyklicznych wahań. W przypadku parabolicznego kształtu krzywej O-C (ciągłe zwiększanie lub zmniejszanie okresu), obliczona prędkość przeplywu masy z jednego składnika na inny.

М 1,2 = 2-3 М  P orb od 200 dni do 10 lat Gwiazdy symbiotyczne Symbiotyczne nowe – wybuch do 6-10 m Symbiotyczne klasyczne – wybuch do 3 m

Gwiazda symbiotyczna UV Aur AFOEV oraz VSOLJ Oryginalne obserwacje Dopasowanie Parabolami kroczącymi Model wieleokresowych wahań Dopasowanie kroczącymi Sinusami Zmiany średnej jasności, amplitudy, fazy Zmianność fotometrychna z okresem P=388 d - pulsacje czerwonego olbrzyma.

Eliptyczna orbita Zwiększenie tempa akrecji przy zbliżeniu gwiazd Modulowanie średnim blysku z okresem (6800 ± 46d) Gwiazda symbiotyczna UV Aur Okres zmian średnej jasności ± 46 d Okres fotometrychny P ph = 393 d ±0.1 d Domniemany okres orbitalny P orb = d

okres P orb = 953 d Do wybuchu gwiazda została sklasyfikowana jako zaćmieniowa typu Algola. Wybuch trwa ponad 20 lat do chwili obecnej. Ponieważ faza po wybuchu stabilna, zmiany jasności związane są nie z pulsacjami, tylko z ruchem orbitalnym (zaćmienia). Nowa gwiazda symbiotyczna V1329 Cyg 1900г – 1997г. Dopasowanie kroczącymi Sinusami Zmiany średnej jasności, amplitudy, fazy

migotanie (min.) pulsowanie czerwonego olbrzyma z P=100d, zmiany jasności P orb = 747d, obecność trzeciego składnika (?) – czerwonego olbrzyma z Porb ~ 7 razy większą, system jest otoczony warstwą pyłu. (Mikołajewski et al., większość efektów jest potwierdzone naszymi badaniami) Gwiazda symbiotyczna klasyczna CH Cyg

Gwiazda symbiotyczna RX Pup mag Vis JD PS PS PS /2=289 Mikołajewska J., Brandi E., Hack W., Whitelock P. A., Barba R., et al., 1999, MNRAS 305, 190: P=578 d „Astrophisica Nova” Częstochowa, 8-9 maja 2015

JD Mikołajewska J., Brandi E.. Hack W., Whitelock P. A., Barba R. et al. 1999, MNRAS 305, 190 AAVSO J H K L Vis „Astrophisica Nova” Częstochowa, 8-9 maja 2015

Wniosek generalny Bardzo dziękujemy miłośnikom astronomii za pożyteczne obserwacje!

Thank You for attention! Dziękuję za uwagę! Thank You for attention! Dziękuję za uwagę!