Фундаментальные проблемы астрофизики, космохимии, астрометрии, небесной механики, звездной астрономии, внегалактической астрономии, космогонии, космологии, внеатмосферной астрономии

Поиск и изучение переменных звезд

Земля и Вселенная №1/2007

С.В. Антипин,

кандидат физико-математических наук,

ГАИШ МГУ, ИНАСАН

В настоящее время разрабатываются новые грандиозные проекты поиска и исследования переменных звезд, в которых для изучения переменности блеска используются автоматические методы. Некоторые из таких проектов уже реализованы. Конечно, автоматические методы, как и любые другие, имеют не только преимущества, но и недостатки. И все же они позволили изучить тысячи переменных звезд и привели к открытию множества не известных ранее.

Применение ПЗС-матриц

Еще несколько лет назад на вопрос: «Каким методом было открыто большинство переменных звезд?» – не задумываясь ответил бы: «Разумеется, фотографическим!» Однако фотография, которой астрономия обязана многими открытиями, на рубеже тысячелетий сдала свои позиции. Появившиеся в 1980-х гг. прошлого века приборы с зарядовой связью (ПЗС-матрицы) значительно упростили не только получение и хранение снимков неба, но и их обработку (Земля и Вселенная, 2003, № 4). Сначала область применения ПЗС-матриц ограничивалась в основном фотометрическими исследованиями уже известных переменных звезд или некрупных протяженных объектов – галактик, компактных звездных скоплений. Матрицы первого поколения были малых размеров и состояли из небольшого количества элементов (пикселей). Это дало возможность получать изображения ограниченного участка неба, например окрестностей изучаемой переменной звезды. Немаловажно и то, что цена ПЗС-матриц была высока. Однако стремительное развитие технологий привело к значительному увеличению в них количества элементов и снижению стоимости этих приемников. Сейчас качественные матрицы формата 2048 × 2048 пикселей уже обыденность. Появились и компьютеры, способные работать с большими изображениями, а также дешевые и емкие носители информации. Благодаря доступности мощных компьютеров и больших ПЗС-приемников излучения проводят обзоры неба, подобные фотографическим обзорам XX в. Число переменных звезд, обнаруженных автоматическими методами, сравняется в ближайшее время с количеством таких звезд, открытых по фотографиям. А ведь это только начало пути.

Актуальны ли сейчас многочисленные открытия переменных звезд? Разумеется, да. Ведь зная лишь то, что звезда относится к переменным определенного типа, мы во многих случаях можем оценить такие основные физические параметры звезды, как масса, светимость, возраст, а у затменных переменных – параметры двойной системы. Чем больше переменных звезд мы откроем, тем лучше будем знать нашу звездную систему – Млечный Путь, получим возможность изучать ее строение и эволюцию. Наконец, среди тысяч новых переменных наверняка окажутся интересные для астрофизики двойные системы с перетеканием вещества от одной звезды к другой, а также те объекты, переменность блеска которых мы понимаем пока не до конца. Чтобы выявить хотя бы одну такую звезду, необходимо открыть и изучить тысячи переменных, каждая из которых по-своему интересна и уникальна. В последние годы в ходе выполнения двух проектов поиска и исследования переменных звезд (NSVS и ASAS-3) открыты новые подобные объекты и изучены свойства многих известных ранее.

Автоматический обзор Северного неба

Проект NSVS (Northern Sky Variability Survey – обзор звездной переменности Северного неба) входит в эксперимент ROTSE-I (Robotic Optical Transient Search Experiment – эксперимент автоматического поиска оптических кратковременных явлений), цель которого – построение ранних (сразу после вспышки) кривых блеска гамма-вспышек в оптическом диапазоне спектра. Эксперимент проводился в Национальной лаборатории Лос-Аламоса (Нью-Мексико, США) с помощью инструмента, представляющего собой четыре телеобъектива, смонтированных на одной установке. Каждый объектив строил изображение участка неба размером 8.2^о × 8.2^о на ПЗС-матрице, состоявшей из 2 тыс. × 2 тыс. элементов. Обратим особое внимание на низкое угловое разрешение – 14.4" на пиксель (позднее поясним, к чему это приводит). Наблюдения проводились без фильтра, в широкой фотометрической полосе от 4.5 × 10³ до 10⁴ Å, то есть суммировалась часть спектра от синих до красных лучей и даже часть инфракрасного излучения. С 1 апреля 1999 г. по 30 марта 2000 г. в течение 275 ясных ночей астрономы снимали всю доступную часть неба (склонение более –38^o), а это 33 326 квадратных градусов, то есть три четверти небосвода. Для каждой из площадок размером 8^о × 8^о они получили и обработали от 100 до 500 ПЗС-изображений, то есть сотни раз оценили блеск более 14 млн. звезд от 8 до 15^m!

Автоматический телескоп ROTSE-I, состоящий из четырех телеобъективов,

смонтированных на общей экваториальной платформе.

С его помощью в 1999–2000 гг. осуществлялся обзор переменных звезд Северного неба.

Авторы проекта (П.Р. Возняк и другие) успели обработать только незначительную часть своих наблюдений. Они провели поиск и исследование переменных звезд на площади около 2 тыс. квадратных градусов. Даже на этом, относительно небольшом, участке неба, составляющем 5.6% от всей площади обзора, было обнаружено более 1300 новых переменных. Можно предположить, что общее число новых переменных звезд, пока еще не выявленных, но уже содержащихся в базе данных проекта, – 20 или даже 30 тысяч.

В поиске и исследовании переменных звезд по наблюдениям проекта NSVS, а также в обработке информации астрономам-профессионалам помогают любители астрономии. На интернет-странице проекта (http://skydot.lanl.gov/nsvs/nsvs.php) можно найти кривую блеска любой из 14 млн. наблюдавшихся звезд, скопировать модифицированные юлианские даты наблюдений (MJD = JD – 50000.5) и соответствующие им звездные величины объектов, а также приближенные экваториальные координаты. Располагая лишь компьютером с выходом в Интернет, даже без телескопа можно вести поиск и изучать новые переменные звезды. Астрономы-любители со всего мира открыли и исследовали подобным способом несколько сотен переменных звезд. Отрадно, что и российские любители астрономии не остались в стороне. Антон Хруслов, преподаватель музыки, астроном-любитель из Тулы, по наблюдениям NSVS обнаружил и изучил более сотни новых переменных звезд Северного неба. Он также исследовал не один десяток малоизученных переменных. Некоторые из найденных им объектов представляют большой интерес и для астрономов-профессионалов. Например, затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Жирафа примечательна дополнительной квазисинусоидальной переменностью, связанной с хромосферной активностью одного из компонентов системы. Из-за активности, подобной солнечной, но значительно более мощной, звезда излучает также в мягком рентгеновском диапазоне.

Фазовая кривая блеска затменной переменной звезды типа Алголя в созвездии Жирифа,

открытой астрономом-любителем А. Хрусловым по данным обзора NSVS.

Квазисинусоидальная переменность в максимумах связана с хромосферной активностью звезды.

Р – период изменения блеска звезды в сутках.

Автоматический обзор Южного неба

С лета 2000 г. в обсерватории Лас-Кампанас (Чили) проводится фотометрический обзор всего Южного и небольшой части (примерно до d= +30^o) Северного неба по проекту ASAS-3 (The All Sky Automated Survey – автоматический обзор всего неба). Его автор и исполнитель – Г. Пойманский, сотрудник Обсерватории Варшавского университета. Наблюдения проводятся в полосе V фотометрической системы Джонсона (желтая часть спектра). С помощью телеобъектива за одну экспозицию на матрице размером 2 тыс. × 2 тыс. элементов фиксируется участок неба 8.8^о × 8.8^о. Однако угловое разрешение наблюдений в этом проекте, как и в NSVS, тоже низкое – 15.5" на пиксель.

Установка для наблюдений переменных звезд по проекту ASAS-3:

телеобъектив с фильтром и ПЗС-матрицей AP-10 на штативе с часовым механизмом.

Результаты наблюдений, то есть юлианская дата и звездная величина в полосе V нескольких миллионов звезд от 8 до 15^m, желающие могут найти на сайте проекта ASAS (http://www.astrouw.edu.pl/~gp/asas/asas.html). Здесь же размещен каталог более 50 тыс. переменных звезд, обнаруженных автором обзора. Часть звезд отождествлена с ранее известными переменными, но и число новых переменных – около 35 тыс. – весьма впечатляет.

Обратим внимание на следующий любопытный факт: в базе данных проекта среди миллионов наблюдавшихся звезд есть известные переменные, не отождествленные автором проекта ASAS-3. Среди них встречаются даже объекты с очень большой амплитудой изменения блеска. Например, по фотометрии, приведенной на упомянутом выше сайте, можно построить фазовую кривую блеска мириды HO Парусов. Но в списке 50 тыс. обнаруженных переменных этой звезды нет. Таких объектов немало. В их числе должны быть и новые переменные. Возможно, некоторые переменные оказались не обнаруженными из-за несовершенства применявшихся алгоритмов поиска звездной переменности.

Достоинства и недостатки двух обзоров

Главный результат проектов NSVS и ASAS-3 очевиден. Это увеличение вдвое числа известных переменных звезд Галактики – не в данный момент, но в недалеком будущем, когда обработка полученной информации завершится. Плюс легкий, свободный доступ к базам данных, содержащим наблюдения миллионов звезд, причем не только переменных, но и тех, что мы пока таковыми не считаем.

Раньше, когда исследователь публиковал информацию о найденной им переменной, мы могли лишь поверить (или не поверить) ему на слово. Теперь появилась возможность независимой проверки информации об известных переменных звездах ярче 14^m. Сведения о типе переменности звезды, содержащиеся в Общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ, http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/), сегодня можно уточнить, подтвердить, исправить. Можно даже заново открыть переменную, считавшуюся утерянной вследствие того, что в сообщении об открытии были приведены ошибочные координаты.

Увы, у проектов ASAS-3 и NSVS есть и недостатки. Один из них уже был упомянут: в базе данных ASAS-3 содержатся не открытые на данный момент переменные звезды. Этот недостаток временный, поскольку обработка наблюдений продолжается.

Другой, также исправимый, недостаток – следствие автоматической обработки полученных результатов. Авторы проекта, один или несколько человек, не способны быстро просмотреть и классифицировать десятки тысяч переменных, это делает компьютер. А программа может быть несовершенной. Например, переменная ASAS 203153-0834.6, исходя из официального сайта проекта, отнесена к контактным затменным переменным типа EW (затменные типа W Большой Медведицы). Действительно, форма кривой блеска этому соответствует. Но по величине периода и по цвету звезда должна быть классифицирована как полуправильная пульсирующая звезда, относящаяся, вероятно, к типу RV Тельца.

Пример неверной классификации звезд в обзоре ASAS-3.

Переменная звезда, фазовая кривая блеска которой представлена на рисунке,

отнесена Г. Пойманским, автором проекта, к контактным затменным переменным.

На самом деле это пульсирующая полуправильная звезда.

Есть и недостаток, касающийся только проекта NSVS. Наблюдения проводились в течение лишь одного года. Этот интервал времени мал для уверенного определения периодов изменения блеска долгопериодических переменных, например мирид (Земля и Вселенная, 2005, № 4).

Главный недостаток обоих проектов ^_ плохое угловое разрешение наблюдений: 14–15" на пиксель. Это означает, что в большинстве случаев оптические двойные звезды с расстоянием между компонентами до 30", а иногда и более, не разрешаются на отдельные компоненты. Например, две звезды в созвездии Лисички, угловое расстояние между которыми приблизительно 30", программа обработки ПЗС-кадров проекта NSVS принимает за один объект NSVS11254575 и приписывает этой «звезде» координаты «центра тяжести» общего изображения. Наблюдения показывают, что блеск объекта меняется, поэтому «звезда» относится к затменным двойным типа Алголя с периодом 29.361 сут и амплитудой переменности 0.3^m. Какая же из двух звезд на самом деле меняет блеск и как? По данным проекта NSVS ответить на этот вопрос невозможно. Если мы обратимся к глазомерным оценкам блеска звезды по негативам Московского архива снимков неба, то выясним что одна из компонент действительно относится к переменным типа Алголя, а амплитуда главного затмения составляет более 2^m! Заметное отличие от результатов обзора NSVS, не правда ли? И подобных случаев не так уж мало.

Иллюстрация проблемы недостаточного разрешения наблюдений в обзоре NSVS:

а) карта окрестности звезды NSVS 11254670 (2¢ × 2¢).

Звезды (1 и 2) на ПЗС кадрах обзора сливаются в одно изображение (отмечено крестом);

б) фазовая кривая блеска общего изображения по фотометрии обзора NSVS;

в) фазовая кривая блеска звезды 1 по фотографическим наблюдениям

(глазомерные оценки блеска звезды по негативам Московского архива снимков неба).

А теперь представим, что одна из сливающихся звезд – мирида. В этом случае недооценка истинного масштаба переменности приведет к ошибочной классификации. Мирида с амплитудой изменения блеска в несколько звездных величин «превратится» в красную полуправильную переменную с гораздо меньшей амплитудой.

Надеемся, что и эти недостатки – временные, ведь мы находимся в начале нового этапа астрономических наблюдений и еще только учимся использовать технические возможности, которые преподносит нам третье тысячелетие.

Исследования переменных звезд в будущем

Сегодня разрабатываются обширные и детальные обзоры неба, которые сделают возможной многоцветную фотометрию близких компонент оптически двойных звезд, не разрешенных в обзорах ASAS и NSVS. Один из таких проектов – грандиозный космический эксперимент «GAIA», или «Гея» (Земля) Европейского космического агентства. Даже перечисление задач, которые предполагается решить в течение пятилетней работы космического аппарата, поражает воображение. Это подробное исследование строения и эволюции нашей Галактики и Магеллановых Облаков, определение возраста звезд, изучение белых и коричневых карликов, двойных звездных систем, переменных и сверхновых звезд, квазаров, поиск новых комет, астероидов и транснептуновых объектов, а также внесолнечных планетных систем. Для достижения поставленных целей на борту спутника будут установлены три телескопа, с помощью которых ученые получат астрометрические, спектральные и фотометрические данные о миллиарде звезд ярче 20^m! Астрометрический эксперимент позволит определить расстояния до 20 млн. звезд Галактики с точностью лучше 1% и до 220 млн. звезд – лучше 10%! Для каждой из миллиарда звезд программы предполагается сделать несколько сотен оценок блеска, чтобы найти и изучить десятки или даже сотни тысяч новых переменных звезд не только в нашей звездной системе, но и в ближайших галактиках. Запуск КА по проекту «GAIA» планируется на 2010–2012 гг. Надеемся, ничто не помешает выполнению этого выдающегося и весьма дорогостоящего проекта.

Сможем ли мы сказать, что после миссии «GAIA» будем знать о переменных звездах все? Нет. Очень многое, но не все. Звезды живут, в ходе эволюции становятся переменными, а потом вновь перестают менять свой блеск. Поэтому даже если сегодня нам кажется, что мы знаем о переменных все, завтра или послезавтра появится что-то новое, неизведанное. Путь исследователя бесконечен.