uzluga.ru
добавить свой файл
1
Ю.Н.Ефремов

AЗТ-2 и СЕ Кассиопеи

Мало кто теперь знает, что у нас на Воробьевых горах стоит телескоп, на котором московские астрономы получили когда-то важный результат, подтвержденный лишь через несколько лет на 5-м рефлекторе на Голубиной горе. Наш АЗТ-2 (Астрономический зеркальный телескоп), 70-см рефлектор, сейчас снова в рабочем состоянии, в отремонтированном здании с обновлённым куполом, - и это единственный телескоп в Москве, пригодный для серьезных ночных наблюдений. Используется он сейчас мало…

Этот телескоп – составная часть научного оборудования, которое тов. Сталин повелел изготовить для строящегося гигантского здания МГУ на Ленинских горах. Наши ученые должны иметь самые лучшие приборы. И не только. Дубовые столы в наших кабинетах (еще недавно сохранявшиеся и в 48 аудитории), как и еще наблюдаемые кожаные кресла – реликты сталинской заботы о науке. Впрочем, не только оборудование. После взрыва Бомбы в 1949 г. зарплаты ученых были резко увеличены - «профессора стали получать как генералы» - вспоминал проф. Д.Я.Мартынов. Что бы такое взорвать сейчас…





Башня АЗТ-2. Сентябрь 2011.

На переднем плане - невиданное растение


Но не будем больше отвлекаться. Мы опередили 5-м телескоп в начале 60-ых годов в едва ли не самой тогда актуальной проблеме – в изучении цефеид в скоплениях. Шкала расстояний во Вселенной стала опираться на эти цефеиды с конца 50-ых годов, когда были изучены несколько цефеид, входящих в рассеянные скопления, для которых UBV-фотометрия приводила к надежным расстояниям - наблюдаемая главная последовательность на диаграмме цвет- величина для скоплений совмещалась с положением ГП на диаграмме светимость – показатель цвета. Фотометрия цефеид и расстояния давали светимость цефеид в скоплениях, и тем самым нуль – пункт зависимости период – светимость и, следовательно, шкалу расстояний во всей Вселенной.

Важную роль цефеиды в скоплениях сыграли и в утверждении еще только разрабатывавшейся тогда теории звездной эволюции. Было их известно тогда лишь пять штук, и все они к 1961 г. были тщательно измерены с помощью фотоэлектрических фотометров. Была, правда, известна и шестая цефеида в скоплении - СЕ Кассиопеи, но она была двойной и измерить по отдельности блеск каждой компоненты этими фотометрами было невозможно.

Изучением СЕ Кассиопеи мы (ГАИШане) можем гордиться. Это наша звезда. Долгие годы СЕ Cas считалась полуправильной переменной, но в 1949 г. Г.А.Старикова на студенческой практике в Абастумани, наблюдая визуально на длиннофокусном 40-см рефракторе, увидела, что это – двойная звезда с расстоянием между компонентами в 2”.3 - и, продолжая глазомерные оценки блеска, установила, что обе звезды в паре являются цефеидами,

периоды которых составляют 5.1 и 4.4 суток. А в 1958 г. А.Сендидж установил, что СЕ Кассиопеи проецируется на скопление (NGC 7790), в котором одна цефеида (CF Cas) уже была известна.

Задачу раздельной фотометрии компонентов CE Cas на АЗТ-2 поставил П.Н.Холопов в 1963 г. Он разработал набор диафрагм для бленды телескопа, защищающих кассегреновский фокус от засветки московским небом - и сам активно наблюдал, хотя физически ему было много труднее, чем всем остальным. Всего в наблюдениях участвовало 9 человек; с 1963 по начало 1965 г. было получено более 200 пластинок, и из них на 65 пластинках, полученных за 14 ночей с разными экспозициями, изображения были пригодны для фотометрии на ирис-фотометре. Между прочим, по крайней мере в 1963-1965 гг. качество изображений в Москве в августе и сентябре (и иногда в марте – апреле) было едва ли не лучше, чем ныне в САО.

Я был активным наблюдателем, но не только. Я получил серию фотометрических разрезов на микрофотометре МФ-4 и показал, что диаметр диафрагмы ирис-фотометра, при котором снимались его отсчеты для данного компонента столь мал, что крылья фотометрического профиля другого компонента в нее не попадают (рис. на стр. 3).




Образец фотометрических разрезов компонентов СЕ Кассиопеи

Расстояние между компонентами составляет 2”.3; в кассегреновском фокусе АЗТ-2

40’ = 13 cm, 2400” = 13 cm и 2.4” = 1.3 mm.




Кассета Ричи для Кассегреновского фокуса АЗТ-2

213 - окуляр, 204 и 205 – гидировочные винты


Серьезная проблема стала очевидной при обработке измерений. Для редукции в систему B, V необходимо было иметь на пластинке хотя бы одну звезду с блеском и показателем цвета, близким к таковым у компонентов СЕ Кассиопеи. Такая звезда была в нашем поле только одна - переменная звезда СF Кассиопеи, третья цефеида в этом удивительном (слишком бедном для трех цефеид!) скоплении NGC 7790 – и я предложил использовать эту переменную звезду в качестве фотометрического стандарта. Вполне здравая идея, однако. Фотоэлектрическая кривая ее блеска была уже получена и наша задача состояла в том, чтобы не ошибиться в ее фазе на момент наших наблюдений. Для этого надо иметь надежные элементы звезды - период и эпоху начального максимума. К счастью, (нормальные) цефеиды - строго периодические переменные, но надо было убедиться, что CF Cas нормальна и элементы ее точны. Для этого на 40-см астрографе в Крыму был заложен новый центр в Кассиопее ( весьма полезный и для других целей), который я снимал каждую весну; элементы CF Cas были проверены и уточнены (оказалось, между прочим, что элементы, определенные раннее известными русско-американскими переменщиками Сергеем Гапошкиным и Цецилией Пейн-Гапошкин содержат существенную ошибку!).





АЗТ-2 в апреле 2011 г.

Наши результаты (кривые блеска и средние величины) были опубликованы в 1965 г.:

Астрономический Циркуляр № 326, 1965, апреля 26

Предварительные результаты фотографической фотометрии в системе B, V

компонентов двойной цефеиды СЕ Кассиопеи в NGC 7790.


Через четыре года Сендидж и Тамманн опубликовали в Astroph. J. результаты раздельной фотометрии, проведенной по 56 пластинкам полученным на 5-м рефлекторе на Маунт Паломар. Наши и их средние величины в системе В совпали с точностью до 0.01, а в системе V - до 0.1. Они замечают по этому поводу, что «мы имели схожие трудности для желтых пластинок». Еще бы. Вероятно, это был первый и последний случай в истории астрономии, когда в качестве звезды сравнения использовалась переменная звезда! У наших американских коллег, использовавших и фотоэлектрические наблюдения окрестных звезд (для СЕ Кассиопеи они получали при этом суммарный блеск компонентов), в этом не было необходимости.

Вот что они писали:





Наши кривые блеска и средние величины, а также результаты Сендиджа и Таманна приведены на стр. 6..


Полностью наши измерения были опубликованы лишь в 1983 г. в бюллетене «Переменные звезды». Там воспроизведены те же кривые блеска, что и в АЦ 1965 (см. стр. 6). Новые наблюдения так и не были получены – впрочем, после работы Сендиджа и Таммана надобность в них фактически отпала.

Между прочим, эта тонкая наблюдательная работа отсутствует в ADS (как АЦ, так и ПЗ). Более того, странным образом нет ее и в приведенном в ADS списке работ, которые цитируют Сендидж и Тамманном - но в Аp J в их статье в списке литературы наша заметка, конечно, есть! Что сиё значит, не знаю. Впрочем, эта наша заметка упоминается в моей статье о цефеидах в томе «Пульсирующие звезды» - но в списке литературы опять же её нет! (Кстати- не кстати, но à propo - по выходу в свет всех четырех томов известной когда-то монографии о переменных звездах Б.В. Кукаркин пришел к нам с П.Н. Холоповым посоветоваться – он хотел выдвинуть ее на Гос. премию. Я был достаточно глуп, чтобы его отговорить. А почему, не могу сейчас понять…



ПЗ 1983 – те же кривые блеска, что и в АЦ 1965

Холопов и Ефремов, ПЗ 22, №1, сент. 1983, с. 93

Sandage & Tammann , ApJ, 157, 683, 1969



Можно ли считать СЕ Кассиопеи физической двойной звездой - трудно сказать, Сендидж и Тамман (1969) оценили ее возможный период не менее, чем в 200 тысяч лет. Во всяком случае, в бедном скоплении мы имеем аж три цефеиды. Дело по-видимому в том, что цефеиды с периодом в 4-5 дней имеют как раз такой возраст, при котором левый конец петель эволюционного трека массивных звезд попадает в полосу нестабильности - а эволюция в этой поворотной точке идет медленнее.

Тесное соседство в скоплении двух звезд практически одинаковой массы наводит на мысль, нет ли у соседних звезд в возникающем скоплении общей тенденции рождаться с близкими массами. Давно хотел это проверить – надо просто сопоставить звездные величины звезд ГП (освобожденные от поглощения) и их взаимные расстояния – для большого числа молодых скоплений. Хорошо бы кто-нибудь занялся этим…

.



Черная кривая - АЗТ-2, синеватая - 200-дюймовый рефлектор.