CC BY
1
УДК 524.33(083.6):520.82
КАТАЛОГ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД В ПЛОЩАДКАХ ШЭ 0009+501 И вКШ+708247 ПО ДАННЫМ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ОБЗОРНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ТРАНЗИТНЫХ ЭКЗОПЛАНЕТ
© 2024 О.Я.Яковлев1*, А. Ф. Валеев12, Г. Г. Валявин1, В. Н. Аитов1, Г. Ш. Митиани1, Т. А. Фатхуллин1, Г. М. Бескин1'3, А. В. Тавров4, О. И. Кораблев4, Г. А. Галазутдинов2'1, В. В. Власюк1, Э.В.Емельянов1, В. В. Сасюк3, А. В. Перков5,
5, Т. Е. Бурлакова1,2, С. Н. Фабрика1, И. И. Романюк1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, 298409 Россия 3Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия
4Институт космических исследований РАН, Москва, 117997 Россия 5АО «НПК «Системы прецизионного приборостроения», Москва, 111024 Россия Поступила в редакцию 13 ноября 2023 года; после доработки 1 декабря 2023 года; принята к публикации 7 декабря 2023 года
В ходе обзора экзопланет в САО РАН за 2.5 года были получены кривые блеска почти 50 тысяч звезд со звездными величинами т £ [11т5,19т5] в областях около 1 ?5 вокруг белых карликов WD 0009+501 и GRW+708247. В работе представлен каталог переменных звезд, которые были найдены в исследуемых площадках. В качестве основного метода поиска переменности использовался анализ периодограмм. В каталог включены 150 периодических переменных звезд, из них 113 ранее уже были известны, переменность остальных 37 обнаружена впервые. Проведена классификация этих звезд в зависимости от природы переменности на четыре затменно-переменных и три пульсирующих типа, а также на вращающиеся звезды. Представлены периоды и амплитуды переменности в диапазоне Р £ [0 ?036, 32 ? 14] и Дт е [0 т0064,1т45], определенные по исследуемым данным.
Ключевые слова: методы: наблюдательные — методики: фотометрические — звезды: переменные — двойные: затменные — экзопланеты
С. Ф. Бондарь
1. ВВЕДЕНИЕ
Обнаружение и изучение переменных звезд является сопутствующим направлением исследований в ходе поиска экзопланет транзитным методом (Deeg and Alonso, 2018), суть которого сводится к регистрации переменности блеска звезд. Шанс обнаружить новые экзопланеты тем выше, чем дольше проводятся наблюдения и чем больше исследуемое поле. В результате получаются кривые блеска десятков миллионов звезд (например, проект SuperWASP (Norton, 2018)), охватывающие интервал времени от нескольких месяцев до нескольких лет. По данным таких космических и наземных экзопланетных обзоров публикуются каталоги и изучаются переменные звезды различных типов.
Например, в ходе первичной миссии космического телескопа TESS в 2018—2020 гг. был
E-mail: [email protected]
опубликован каталог (Fetherolf et al., 2023), содержащий более 40 тысяч переменных звезд. В этом обзоре были исследованы кривые блеска приблизительно 200 тысяч ярких звезд m < 14m на временном интервале примерно 55 суток для четверти из них и 28 суток для остальных. По данным TESS также исследовались переменные звезды спектральных классов A—F (Skarka et al., 2022), короткопериодические пульсирующие горячие субкарлики (Baran et al., 2023) и затменные двойные системы (Green et al., 2023). По данным Антарктического обзорного телескопа (AST3-II) проекта CHESPA опубликован каталог 221 переменных звезд с m < 15m (Zhang et al., 2019).
В САО РАН проводятся фотометрические наблюдения в рамках проекта EXPLANATION (Valyavin et al., 2022a,b) на малых роботизированных телескопах. В настоящее время активно работают два из них, еще три установлены и подготавливаются к работе. С целью поиска кандидатов
в экзопланеты в течение 2.5 лет на одном из таких телескопов проводились наблюдения двух площадок размером примерно 1 ° 5. В результате этих наблюдений суммарно для почти 50 000 звезд получены фотометрические ряды максимальной длиной 23 и 56 суток (соответственно для первой и второй площадок).
С учетом геометрической вероятности обнаружения горячих юпитеров на уровне менее 10% (Deeg and Alonso, 2018), наилучшей достигаемой точности 3 а & 0m01, а также скважности и длительности наблюдений ожидается обнаружить по этим данным не более двадцати новых кандидатов в экзопланеты. При этом получены кривые блеска как минимум сотен переменных звезд, в том числе и неизвестных ранее, которые пригодны для исследования.
Однако детальное изучение переменных звезд не является первоочередной задачей проекта EXPLANATION. Поэтому настоящая работа посвящена описанию созданного каталога переменных звезд и их первичной классификации, а также представлению параметров кривых блеска для того, чтобы в дальнейшем эти звезды могли быть изучены другими научными группами.
Каталог опубликован в свободном доступе по ссылке (https://www.sao.ru/jet/VarStarsDB/)
и в дальнейшем будет обновляться. На момент создания он содержит информацию о 150 затменных, пульсирующих и вращающихся периодических переменных звездах: тип переменности, кривые блеска разного уровня обработки, их параметры (период, амплитуда) и фазовые кривые, а также информацию о них из других каталогов.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
В качестве центральных объектов площадок были выбраны белые карлики WD 0009+501 (EGGR-381) и GRW+708247 (LAWD-73), которые ранее изучались соавторами. На широте места наблюдения (<р & 44°) эти звезды являются незаходящими (¿i & 50°, 62 & 70°), что важно при экзопланетном обзоре для получения длинных фотометрических рядов.
Переменность EGGR-381 с периодом P & 8h и амплитудой mn & 0 m01 достоверно известна (Valeev et al., 2015; Antonyuk et al., 2019). С целью проверки возможности детектирования переменности с такой амплитудой, которая характерна и для максимальной глубины транзитов горячих юпитеров (Winn, 2010), этот белый карлик был выбран в качестве центрального объекта.
Переменность GRW +708247 изучалась в работе Valeev et al. (2017), однако не была подтверждена. Выбор этого объекта в качестве центрального
основан на предположении существования у него транзитной экзопланеты.
Наблюдения проведены на роботизированном телескопе Ричи—Кретьена «Астросиб-500» с главным зеркалом D = 50 см. Изображения получены в интегральном свете в масштабе 1'.'3/pixel с помощью размещенного в главном фокусе ПЗС-приемника с матрицей 4096 х 4096 пикселей размером 9 мкм. C 25/08/2020 по 21/01/2021 в течение 84 ночей с экспозицией 60 с наблюдалась площадка WD 0009+501 (mG = 14m2 (Gaia)), с 02/02/2021 до 31/12/2022 в течение 224 ночей с экспозицией 40 с — поле GRW+708247 (mG = 13 m 2).
Полученные изображения обработаны автоматически с помощью разработанного нами алгоритма с использованием стандартных процедур фотометрии: вычитание темнового кадра и (в случае второй площадки) деление на плоское поле (CCDPack, Warren-Smith et al., 2014), нахождение источников и их привязка на изображении к опорному каталогу (Astrometry.net, Lang et al., 2010), апертурная фотометрия (SExtractor, Bertin and Arnouts, 1999), кросс-идентификация источников и построение инструментальных кривых блеска с последующей их калибровкой (CCDPack, Price-Whelan et al., 2022).
В качестве опорного каталога по координатам принят Gaia DR3 (Prusti et al., 2016; Vallenari et al., 2023), по которому сформированы каталоги почти 40 000 и 13 000 звезд из наблюдаемых полей в диапазонах G e [14m5,19m5] и G e [11 m5,18m5] соответственно. В ходе двух обзоров получены фотометрические ряды для 35183 и 12 589 звезд длиной до 24 390 и 55 344 точек, которые в дальнейшем исследовались на переменность.
Из-за того, что фотометрические ряды по различным причинам имели неоднородное качество, описанные методы применялись для кривых блеска с дополнительной обработкой в различных сочетаниях, включающих следующие этапы: выравнивание медианного уровня за каждую ночь, удаление трендов, удаление интервалов, имеющих низкую точность из-за плохих погодных условий. Первые два действия применялись для обнаружения корот-копериодических переменных звезд или долгопе-риодических затменных (то есть с периодической переменностью, которая проявляется на отрезке длиной менее шести часов). Кроме того, в разных случаях для калибровки использовались от одной до двадцати опорных звезд, выбранных по различным критериям (см. Yakovlev et al., 2023).
Дополнительные сведения о наблюдениях и обработке данных можно найти в наших предыдущих публикациях (Valyavin et al., 2022a,b; Yakovlev et al., 2022; 2023).
Таблица 1. Используемые каталоги переменных звезд. Указано количество звезд в каталогах из рассматриваемых полей и количество подтвержденных из них по исследуемым данным
№ Название Количество Каталог/та блица Vizier
1 Gaia DR3 variables 911/101 I/358/vclassre [1]
2 VSX(AAVSO) 164/68 B/vsx/vsx [2]
3 ZTF 128/60 J/ApJS/249/18/table3 [3]
4 ASAS-SN 16/47 11/366/catalog [4]
5 ZTF (suspected) 218/2 J/ApJS/249/18/table2 [3]
6 GCVS 3/2 B/gcvs/gcvs_cat [5]
7 OGLE-V 0/0 J/АсА/62/219/list_var[6]
8 Zhang 0/0 J/ApJS/240/16/table4 [7]
[1] — Vallenari et al. (2023), [2] — Watson et al. (2009), [3] — Chen et al. (2020), [4] — Jayasinghe et al. (2018), [5] — Samus' et al. (2017), [6] — Soszynski et al. (2012), [7] —Zhang et al. (2019).
3. ПОИСК ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД
Для поиска переменных звезд использовался поэтапный подход, применяющийся многократно с различными методами исследования временных рядов на переменность и вариантами обработки кривых блеска. На каждом этапе вырабатывался критерий, по которому звезда либо считалась кандидатом в переменные и изучалась дальше, либо отсеивалась.
Первый метод исследования на переменность заключается в построении зависимости стандартного отклонения кривой блеска а от звездной величины m (Sokolovsky et al., 2016). При этом могут учитываться либо только отдельные ночи, либо вся кривая блеска. Отбираются те кривые, которые имеют отклонение выше ожидаемого для данной звездной величины. Далее они визуально проверяются на наличие переменности или, в случае отрицательного результата, исследуются дальше. Этот метод подходит для поиска короткопериодических или высокоамплитудных переменных.
Основной используемый метод поиска состоит в построении и последующем анализе периодограмм двухуровневой модели наименьших квадратов (Box Least Squares) (Kovacs et al., 2002; Price-Whelan et al., 2022) и периодограмм Ломба—Скаргла (Lomb, 1976; Scargle, 1982; VanderPlas, 2018; Price-Whelan et al., 2022). Первый алгоритм эффективнее для поиска затменно-переменных звезд типа Алголя и транзитов экзопланет, второй — для остальных объектов (с плавно меняющимися кривыми блеска). Среди полученных периодограмм отбираются те, которые имеют отношение сигнала максимальной мощности к шуму или к мощности других максимумов выше некоторого установленного порогового значения. Далее для отобранных объектов строятся фазовые кривые блеска наиболее математически значимых периодов или кратных им, после чего они визуально проверяются.
Небольшое количество переменных звезд было обнаружено случайным образом в ходе отладки алгоритмов создания кривых блеска и их калибровки, а также в процессе выбора опорных звезд. После чего также для них строились периодограммы с целью определения периода и построения фазовых кривых с последующей проверкой.
4. ОТОЖДЕСТВЛЕНИЕ С ДРУГИМИ КАТАЛОГАМИ
После того, как используемые алгоритмы перестали давать новый результат, звезды из исследуемых площадок были отождествлены с известными переменными звездами (и кандидатами) других опубликованных каталогов. Всего рассматривалось восемь каталогов переменных звезд, перечисленных в таблице 1, а также каталог экзо-планет1). Из них в двух (последние в таблице 1) не было найдено записей по заданным координатам и диапазону звездных величин, так же, как и в каталоге экзопланет.
В выбранных каталогах в рассматриваемых площадках всего известно 1068 переменных звезд в статусе подтвержденных или кандидатов, из них 717 в первом поле, 351 — во втором. Большинство (911) являются кандидатами по каталогу переменных звезд GaiaDR3 (№ 1 в таблице 1). Из них только у ncat = 113 по нашим данным переменность была подтверждена (87 в площадке WD 0009+501 и 26 — в GRW +708247).
С помощью описанных методов (см. раздел 3) всего было найдено 123 переменные звезды, из которых ns = 86 уже входили в другие каталоги, а остальные 37 — нет. К этим 123 звездам мы добавили оставшиеся ncat — ns = 27 звезд и получили
!)NASA Exoplanet Archive:
https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/
51°00'
50°40'
с^ о о с^
О
о
20'
00'
49°40'
0ь16т 14т 12т 10т 08т
(Ь)
71°20' 00'
§ 70°40' 00
2
^
о си
о
20' 00'
Рис. 1. Положение переменных звезд каталога на изображениях в площадках ШЭ 0009+501 (а) и ОИШ+708247 (Ь).
ЯКОВЛЕВ и др. _(а)
13* 35. 1 7 96 98 97 о :. •, . 19 . - 1(?2 ' : : 106 95 25°:
' 1 17 о 100 •: ' б р"48 С105 " ' 86 • 87 • а136 : - , -О82 . .":■ . о • л-. 132 22 . о • • 9 у у". .о ^ 1148 93 : -1.59> 92 ■'" Р: -." О 1 1 137
■;о28''; ;■■ ■ ,90; )46Я':/У;/;.' л^ТЧ^'-- 146 125 — ,39 /65 ^ ^ о 12 . .•,©'••• -2а7 23 127■ ■ 4 121 ..64 Н °.п3 2<? в Т4 . , " ' 135 ■ . ;с.Т>.: 52 Д. Г>45 - 1 о 1-у:;-,: „81 • • 134 ° .; О У" >' "в ; 116 47 ) - 99
53 . О "о." -» •-:■•• 133 о. 84 41 129 • пС^ 110 68 9 ® 70«. . 114 °71 14 : °о.18 „63° - $ 3 "4013013г?3' 91 13 76. 631 ■ 5 -л"®:.. 88 : " 77 " : . О г 103 о ■ О. ■
1 ■ С . 7 39 80 . ■ -': ■.■ ,о75 5. . 4■^ ■ • ' • ■ .78" ' •:'.•' О - *: " . -."■У ш, ■ 23 24 104 . 26 о
■ °49г I .......,
143 58 ■ • О 16 ■ 0" . : • • •. - • . о • ••• , . 50 6 .59 ' л
32 38 ООО • • -V - 5 56 о 0149 . ° 140 • р ♦ ©141 119 • . . . ♦ о -
• - 142 . . о», ' 122 . . . • • ° • . 57 • ' о . 108 . :
. о 51 62 . ' . о V'". о15^ 14 . О Р О 120 61° ' . 109 О . .: • . . • • 4
145
_^__:_-_*_1__1_:_* ■•'*'•_:_-1__л.__I_
19ь05т 00т 18ь55т
ЯА (12000)
> n
H
о ©
s
GO
S
4 m
n ^
5 E= m
5 ti ti m
H
m X tr
CD
0.00 0.25 0.50 0.75 1.00 Phase
£
I 1 &
(b)
1.0
0.5
rJkJ
Phase
Phase
0.00 0.25 0.50 0.75 1.00 Phase
1.02 1.00 0.98 1150
1152 1154 1156
Hours
1158
1160
(d)
0.00 0.25 0.50 0.75 1.00 0.00 0.25 0.50 0.75 1.00
1.1
1.0
0.9 0.00
0.25 0.50 0.75 1.00 Phase
0.00 0.25 0.50 0.75 Phase
1.00
0.4 0.6
Phase
Рис. 2. Примеры фазовых кривых блеска переменных звезд: затменные типа (a) — Алголь (EA), (b) — в Лиры (EB), (c) — W Большой Медведицы (EW), (d) — звезды с кандидатами в экзопланеты (EP|BD|EA); пульсирующие типа (e) — RR Лиры (RR), (f) — S Щита или y Золотой Рыбы, или SX Феникса (DSCT|GDOR|SXPHE), (g) — долгопериодические (LPV); (h) — вращающиеся (rot).
А
Л
о
П
га
X)
га
га X Я сг
З CÖ
га w Д ш П
О
В
к
А
X
W
о о о
CD +
СЛ
о
S
G
хз
+
о 00 ю
GO GO
2
0.5
0.1
0.05
0.01
1
2
ЯКОВЛЕВ и др.
Hours 10 25 50
100
500
1000
iii-1—
• EA ■ EW
EB|EW
* EP|BD|EA ▼ RR
a DGS « LPV + rot
♦ EW|rot|DGS|RR
Щ
4 x ♦ f ♦
X ♦ ♦
Л
5
1
0.05 0.1 0.5 1.0 5.0 10.0 30.0
Period, days
Рис. 3. Переменные звезды каталога в плоскости «период — амплитуда» с классификацией по типам: затменные EA, EW, EB|EW, EP|BD|EA; пульсирующие RR, DSCT|GDOR|SXPHE (обозначены DGS), LPV; вращающиеся rot, а также группа неоднозначно определенных типов EW|rot|DGS|RR (описание см. в тексте).
суммарно 150 переменных звезд нашего каталога (рис. 1).
Поиск переменных звезд не имел системного характера, поэтому грубо оценить эффективность используемого подхода можно как отношение ns/ncat = 76%. При такой оценке не учитываются звезды, которые были ранее неизвестны или обнаружены случайным образом, а также лож-ноотрицательные переменные из других каталогов (ложно не подтвердились по исследуемым нами данным).
5. КЛАССИФИКАЦИЯ
Классификация проведена согласно «Общему каталогу переменных звезд» (ОКПЗ) (Samus' et al., 2017) и «Международному каталогу переменных звезд» 2). Найденные переменные звезды в исследуемом поле разделены на три основных класса (рис. 2): затменные (a)—(d), пульсирующие (e)—(g), вращающиеся (h). Затменные и пульсирующие классы подразделены на четыре и три типа соответственно.
Среди затменно-переменных звезд (E) выделены три общепринятых типа: Алголь (EA), в Лиры (EB), W Большой Медведицы (EW) и отдельно — звезды с кандидатами в экзопланеты (EP|BD|EA). В случае подтверждения наличия транзитной эк-зопланеты у этой звезды ее можно будет отнести к типу EP. Иначе, если затмевающий компонент
2)The International Variable Star Index (VSX): https://www.
aavso.org/vsx/index.php
является коричневым карликом, то к типу БЭ (выделен только в системе УБХ), либо к ЕА, если второй компонент является звездой.
В классе пульсирующих переменных звезд выделяется три группы: ЙЙ Лиры (ЙЙ); 5 Щита или 7 Золотой Рыбы, или БХ Феникса (0БСТ|000Р|БХРНЕ); долгопериодические (ЬРУ) с периодом более трех суток.
Каталоги УБХ, АБАБ-БЫ и 2ТР также используют такую классификацию по типам (кроме четвертого типа затменных). В Оа1а класс затмен-ных (Е) не подразделяется на типы, присутствуют типы ЙЙ Лиры (ЙЙ) и солнечный (БЬ), а также не разделяются типы 5 Щита, 7 Золотой Рыбы и БХ Феникса (0БСТ|С00Р|БХРНЕ). Кроме того, во всех каталогах выделяется тип ЙБ Гончих Псов (ЙБ), к которому отнесены восемь звезд с номерами 15, 95, 102, 104, 129, 133, 146, 149 из нашего каталога. Полученные нами кривые блеска не подтверждают принадлежность их к этому типу (см. кривые блеска в Дополнительных материалах).
Из 113 переменных звезд, которые содержатся в других каталогах, 111 были уже классифицированы, оставшиеся две из каталога № 5 (таблица 1) — нет. На основании этих сведений и полученных наблюдательных данных (форма, период и амплитуда фазовой кривой) принималось решение о том, к каком типу отнести звезду. В случае несовпадений данных различных каталогов предпочтение отдавалось УБХ, АБАБ-БЫ и 2ТЁ вследствие того, что классификация Оа1а (в отличие от них) проводилась полностью автоматически. Применение
автоматического классификатора (Kim and Bailer- Для всех звезд каталога определены периоды P
Jones, 2016) реализованного с использованием и амплитуды переменности Am, представленные в машинного обучения, не принесло значимого результата. таблице 2 и на рис. 3.
Таблица 2. Параметры звезд представленного в этой статье каталога и их переменности: порядковый номер в каталоге, ID по каталогу GaiaDR3, координаты RA и Dec, видимая звездная величина G (Vallenari et al., 2023), амплитуда (Amp) и период (P) переменности кривой блеска, класс (Class) и тип (Type) по каталогу, класс/тип по другим каталогам (Type cats). В последнем столбце тип указан для известных по другим каталогам звезд (кроме звезд № 90, № 140, которые не были классифицированы). Используется сокращенная запись (DSCT|GDOR|SXPHE) — DGS
№ Gaia DR3 source id RA Dec G Amp P, days Class Type Type cats
1 395274812445302016 2.229875 50.453245 15.5 0.2474 14.637 E EA
2 395223478994996608 2.640593 50.327162 14.9 0.4955 9.0833 E EA E
3 395221314331486848 2.811233 50.332251 14.19 0.1795 2.7317 E EA E
4 395193856599122560 3.313128 49.913861 17.49 0.5043 2.4922 E EA E
5 395272579062402816 2.441462 50.430547 14.66 0.1733 6.262 E EA E
6 2265877140230153600 283.630864 71.075051 15.59 0.2949 4.2783 E EA EA
7 394444818601580928 3.555535 49.846449 15.73 0.2622 3.2512 E EA E
8 393778308397569920 1.931906 50.286905 14.45 0.5203 1.5537 E EA EA
9 395355008075442688 2.617854 50.861803 17.38 0.2136 1.7904 E EA E
10 395224264969539584 2.685054 50.347333 18.36 0.3398 3.1711 E EA
11 395324324828879488 1.969409 50.98153 17.42 0.2946 2.5649 E EA
12 394459077892981376 3.898685 49.962845 19.02 0.3256 2.5376 E EA
13 2262905160300329728 284.364162 71.226466 16.35 0.195 1.1925 E EA E
14 395201621900114176 3.183671 50.043319 17.56 0.2122 0.59583 E EA EA
15 395312779956817280 2.304452 50.967816 14.58 0.1071 2.9384 E EA RS
16 2262840868933718528 286.225297 71.046513 18.14 0.4766 8.6833 E EA
17 395336625615598720 3.1509 50.657034 14.97 0.176 2.7536 E EA
18 395204095801255040 3.132701 50.022202 14.5 0.3738 1.2299 E EA EA
19 395370160720961920 3.287777 51.039151 16.3 0.3349 7.3475 E EA
20 395249798555153408 2.603089 50.523399 17.05 0.3363 12.1167 E EA
21 393761880145088000 2.228665 50.05279 18.34 0.6297 13.2123 E EA
22 395334594088690304 3.370551 50.682601 18.55 0.4249 16.9 E EA
23 393752328136796800 2.406077 49.940379 18.64 0.3012 1.2083 E EA
24 393755042556557056 2.286177 49.930757 13.63 0.3099 2.1447 E EA EA
25 395406685123553664 2.286832 51.019033 15.12 0.0818 3.2694 E EA
26 393727387266077696 2.19181 49.745241 15.34 0.1105 2.2769 E EA
27 395374043371349248 3.189686 51.15151 18.73 0.3199 0.56202 E EA E
28 394593527545967360 4.226079 50.586942 17.54 0.1532 1.4426 E EA
29 393699452798541824 2.778971 49.7272 16.05 0.3496 0.55594 E EA E
30 394463579019096064 4.19349 50.059788 17.37 0.4854 0.57854 E EA E
31 393764358343856512 2.275185 50.182619 15.61 0.1513 0.90478 E EA E
32 2262828709882555264 286.889657 71.016243 16.11 0.2438 0.70438 E EA E
33 394607271444400384 3.919518 50.885796 15.44 0.521 9.9208 E EA
34 395217118142344064 2.571486 50.254179 17.94 0.3451 3.7876 E EA E
35 394982067472137984 4.250933 51.009383 13.71 0.1632 3.4781 E EA E
ЯКОВЛЕВ и др. Таблица 2. (Продолжение)
№ Ста ОКЗзоигсе1с1 ИА Эес С Атр Р, ёауэ СНаээ Туре Туре са1э
36 395246534380053760 2.95904 50.469869 16.83 0.3598 0.66768 Е ЕА Е
37 395297008837063936 2.530646 50.562157 17.2 0.6133 1.7258 Е ЕА
38 2262822525129532160 286.921449 70.802437 15.47 0.5173 9.3771 Е ЕА ЕА
39 395239868590825472 3.129905 50.455905 18.87 0.1254 2.0982 Е ЕР ЕШ ЕА
40 395220833295162112 2.794095 50.272619 17.84 0.0567 2.6426 Е ЕР ЕШ ЕА
41 395229079633073024 3.324483 50.262183 14.92 0.059 8.2629 Е ЕР ЕШ ЕА
42 395249244499720320 2.625306 50.464983 18.82 0.1341 1.0869 Е ЕР ЕШ ЕА
43 394576102863768832 3.749979 50.390906 18.71 0.2248 2.6875 Е ЕР ЕШ ЕА Е
44 394564111315029120 3.826784 50.374682 16.69 0.0817 8.3411 Е ЕР ЕШ ЕА
45 395281753112434304 2.111531 50.473281 14.26 0.0547 1.9162 Е ЕР ЕШ ЕА
46 394573186584164096 4.004353 50.540019 16.97 0.124 0.782 Е ЕР ЕШ ЕА
47 395282813962513536 1.998838 50.522187 17.98 0.0758 2.0685 Е ЕР ЕШ ЕА
48 394596585565904000 4.138275 50.686119 18.26 0.121 4.0696 Е ЕР ЕШ ЕА
49 394436915861885568 3.683293 49.647688 15.33 0.2216 2.0604 Е ЕР ЕШ ЕА Е
50 2262876259464278656 284.434002 71.083422 18.58 0.2777 4.9208 Е ЕР ЕШ ЕА
51 2262779919053939584 286.615606 70.313854 16.02 0.2341 2.7021 Е ЕР ЕШ ЕА
52 395289415334015360 1.998741 50.621772 14.57 0.1895 0.61417 Е ЕВ ЕШ ЕШ
53 394560336042255744 4.206689 50.262103 14.12 0.3498 0.64812 Е ЕВ ЕШ ЕШ ЕВ
54 2262857950020261120 285.117959 70.807093 11.48 0.0906 0.62848 Е ЕВ ЕШ ЕВ
55 2262810705379457664 285.709715 70.777887 17.04 0.1268 0.35058 Е ЕВ ЕШ ЕШ
56 2262870147726923776 284.150449 70.883421 16.28 0.2287 0.30588 Е ЕВ ЕШ ЕШ
57 2262479546221314176 284.127211 70.44319 14.09 0.2806 2.8346 Е ЕВ ЕШ ЕА
58 2262888972567506560 285.050036 71.123747 16.67 0.4579 0.4188 Е ЕВ ЕШ ЕШ
59 2265875456603234176 283.65437 71.059045 14.78 0.1665 0.41025 Е ЕВ ЕШ ЕВ ЕШ
60 2262449309651289984 283.539658 70.216066 16.37 0.4483 0.56233 Е ЕВ ЕШ ЕШ
61 2262432469083531264 284.324296 70.036215 11.85 0.3043 0.46382 Е ЕВ ЕШ ЕШ
62 2262403130163052928 286.4915 70.207661 11.81 0.3228 0.52179 Е ЕВ ЕШ ЕШ
63 395243716881546496 2.931151 50.305563 17.04 0.0793 0.2851 Е ЕШ ЕШ
64 395224303628713216 2.674422 50.362957 14.26 0.3848 0.31012 Е ЕШ ЕШ
65 394486183430499072 3.450808 50.374492 17.87 0.1228 0.32992 Е ЕШ ЕШ
66 395218462473241088 2.795403 50.182924 16.29 0.2688 0.72295 Е ЕШ ЕШ
67 395255704130776960 2.898425 50.714223 14.95 0.4146 0.28675 Е ЕШ ЕШ
68 394477391633388032 3.432817 50.183615 16.81 0.3125 0.3223 Е ЕШ ЕШ
69 395257632575459456 2.728605 50.685036 16.09 0.2382 0.41575 Е ЕШ ЕШ
70 395226120393665920 3.33176 50.111913 18.04 0.2969 0.2901 Е ЕШ ЕШ
71 395202760072882176 3.279247 50.087632 18.95 0.3409 0.26754 Е ЕШ ЕШ
72 395296768318905600 2.462304 50.526814 16.84 0.1767 0.38444 Е ЕШ ЕШ
73 395210628452927872 2.741097 50.076362 16.06 0.1279 0.46338 Е ЕШ ЕШ
74 395298898622664064 2.494746 50.612826 17.42 0.3679 0.257 Е ЕШ Е
75 395198048487250688 3.131944 49.970174 17.34 0.1247 0.23115 Е ЕШ ЕШ
76 395263022752784128 2.419259 50.216812 16.66 0.3918 0.26683 Е ЕШ ЕШ
77 395261442204729728 2.491278 50.140583 17.52 0.4941 0.26022 Е ЕШ ЕШ
Таблица 2. (Продолжение)
№ Gaia DR3sourceid RA Dec G Amp P, days Class Type Type cats
78 395195918183399808 3.103369 49.882752 18.31 0.4639 0.29029 E EW EW
79 395367961697722112 3.282224 50.947198 17.68 0.3196 0.38972 E EW EW
80 394450144360969856 3.48227 49.944036 15.69 0.3574 0.36708 E EW EW
81 395269040009279872 2.192487 50.36224 17.38 0.5288 0.29467 E EW E
82 394598578430693888 3.847475 50.679567 16.49 0.2243 0.25467 E EW EW
83 395195819405788672 3.130853 49.855421 14.31 0.0551 0.51785 E EW E
84 394467049352650112 3.846734 50.143194 17.26 0.4344 0.2656 E EW EW
85 394468526820932736 3.874893 50.163183 18.39 0.4101 0.39592 E EW EW
86 394617471990323200 3.634264 50.926918 17.72 0.0729 0.26667 E EW
87 394600743094163712 3.889721 50.76947 17.52 0.2986 0.30575 E EW
88 393765075598535296 2.137554 50.177131 17.17 0.3209 0.33595 E EW E
89 395362842095742848 2.733725 51.04038 17.45 0.1705 0.36989 E EW EW
90 394568170062469120 4.126014 50.427404 14.13 0.0695 0.37697 E EW
91 393777380684644480 2.010245 50.267208 15.85 0.2478 0.81986 E EW EW
92 395310546574009344 2.256365 50.884473 16.91 0.2639 0.39831 E EW E
93 395403798905544576 2.457903 51.016252 17.16 0.3246 0.27028 E EW EW
94 395190905963218944 3.318667 49.730356 15.87 0.3473 0.43539 E EW E
95 395403867625020672 2.444296 51.015019 14.59 0.0809 0.35445 E EW RS
96 394620053267032320 3.777182 50.981245 17.69 0.5855 0.26704 E EW EW
97 395376757790700032 3.306434 51.127022 14.64 0.0444 0.4281 E EW
98 394625134212185344 3.452258 51.102212 16.96 0.0954 0.26598 E EW EWS
99 393778892513106432 1.920853 50.338218 16.39 0.1408 0.28455 E EW EW
100 394596791724300800 4.115014 50.732622 15.73 0.1644 0.33442 E EW EW
101 394625306010871296 3.530354 51.098191 17.93 0.5471 0.27852 E EW EW
102 395365414774910848 2.749469 51.141326 17.84 0.1511 0.3513 E EW RS ECL
103 393768167977177216 2.051434 50.02236 19.11 0.259 0.29374 E EW EW
104 393752980972608768 2.234195 49.833612 16.49 0.0499 0.87398 E EW RS
105 394608950775225216 4.009876 50.955858 17.12 0.1904 0.22908 E EW EW
106 395407715915683072 2.230459 51.06545 15.9 0.1567 0.52698 E EW E
107 394984880672072576 4.07643 51.057003 17.3 0.323 0.35015 E EW EW
108 2262463706381878016 285.023464 70.339249 14.98 0.1041 0.25361 E EW EW
109 2265362053392441344 282.858106 70.260736 14.78 0.3658 0.35933 E EW EW
110 395230552801419136 3.135785 50.225591 13.58 0.0454 0.11625 Puls DGS
111 395228422497640192 3.370289 50.236349 13.8 0.0366 0.1 Puls DGS DGS
112 395225231341646336 2.586567 50.368908 14.16 0.0218 0.05 Puls DGS DGS
113 395216637105570048 2.53896 50.215033 13.64 0.0276 0.070833 Puls DGS DGS
114 394475639286763776 3.460441 50.100083 17.05 0.2232 0.151833 Puls DGS DGS
115 393709314043417472 2.70691 49.874564 13.65 0.0233 0.123908 Puls DGS DGS
116 395289621492439936 1.937173 50.621697 14.03 0.0218 0.035417 Puls DGS DGS
117 394602048764259840 4.172585 50.762445 14.36 0.0355 0.079167 Puls DGS DGS
118 2262857606422311040 285.228549 70.782716 14.11 0.0444 0.046808 Puls DGS DGS
119 2265495266098115200 283.000759 70.881247 12.41 0.0298 0.05 Puls DGS DGS
Таблица 2. (Продолжение)
№ Gaia DR3 source id RA Dec G Amp P, days Class Type Type cats
120 2262444052611330432 283.972003 70.085719 13.59 0.028 0.05 Puls DGS DGS
121 395244159258089472 2.868577 50.372147 17.89 1.0186 1.2504 Puls RR RR
122 2262481401647182208 284.258035 70.542965 15.96 1.4526 0.97982 Puls RR RR
123 395234439752169344 3.05832 50.420052 14.25 0.0072 0.33412 E Puls Rot rot
124 395233031002910848 3.074812 50.355225 15.54 0.0068 0.67725 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR DGS
125 395241513558355968 3.145331 50.510285 18.58 0.1117 0.58417 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR
126 395247148555693952 2.826295 50.482282 18.72 0.1076 1.3228 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR
127 395247285994643456 2.784514 50.477077 17.78 0.0666 0.23762 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
128 395247698311551744 2.828034 50.535027 18.73 0.1332 0.48083 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
129 395229487649686144 3.257887 50.272096 18.82 0.1033 0.35838 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR RS
130 395219248447600640 2.743739 50.244472 17.76 0.0438 0.66455 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR
131 395222169025392000 2.665364 50.269477 19.1 0.1996 0.34583 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
132 395341225518297600 3.346583 50.765682 18.34 0.0773 0.31328 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW DGS
133 394481613585244928 3.720843 50.307102 17.01 0.0713 0.30537 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR RS DGS
134 395265363517361024 2.367273 50.322496 17.14 0.1571 1.5315 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR SL
135 395278347196623488 2.198794 50.603909 18.42 0.1772 0.24125 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR E
136 394599196905954432 3.882717 50.732298 14.15 0.0292 1.1489 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR DGS
137 395289788989565440 1.929221 50.659614 18.31 0.1173 0.31408 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
138 394984743233106048 4.069788 51.040912 17.98 0.1049 0.30345 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
139 394429769036291840 4.011307 49.742144 13.54 0.1844 0.54952 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EWIRR
140 2262865337363426688 284.555622 70.751203 14.37 0.0347 1.1425 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR
141 2262491773992539008 283.966466 70.67798 18.13 0.1338 0.41142 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
142 2262485486160392832 283.983567 70.610705 17.84 0.0761 0.82792 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR BY
143 2262828946104484608 286.792306 71.022917 16.84 0.1056 0.23058 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
144 2262444739806093696 283.857291 70.092501 17.02 0.0686 0.2715 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR EW
145 2262430136917524352 284.348247 69.940137 19.99 0.2302 0.24 E Puls Rot EW|rot|DGS|RR
146 394576622557648128 3.61672 50.394126 14.57 0.1848 32.14 Puls LPV RS
147 394475845441467648 3.441362 50.133345 19.4 0.0807 3.2917 Puls LPV
148 395350644388701312 2.792577 50.775497 16.24 0.057 13.78 Puls LPV SL
149 2262855201241187968 284.889344 70.810036 16.7 0.0853 16.8125 Puls LPV BY|RS
150 2262438898650595840 284.492419 70.112149 13.78 0.1333 6.275 Puls LPV BY
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В результате исследования кривых блеска звезд в площадках WD 0009+501 и GRW+708247 с использованием алгоритмов поиска переменности и данных из каталогов переменных звезд составлен каталог из 150 звезд. Он содержит 109 затменно-переменных звезд (класса E), из которых большинство (47) относятся к типу EW, 38 — к EA, 11 — к EB|EW и 13 — к звездам с кандидатами в экзопланеты EP|BD|EA. Как пульсирующие (Puls) классифицированы 18 переменных звезд, из которых к типу RR относится 2, к (DSCT|GDOR|SXPHE) — 11 и к LPV — 5. Одна
звезда (WD 0009+501) отнесена к вращающемуся типу (rot), остальные 22 — к неоднозначно определенному типу EW|rot|DGS|RR.
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ИНФОРМАЦИЯ
В дополнительных материалах, представленных онлайн, приведены кривые блеска исследованных нами объектов.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и выс-
шего образования Российской Федерации. Обновление приборной базы осуществляется в рамках национального проекта «Наука и университеты».
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Анализ переменных объектов выполнен при поддержке гранта Российского научного фонда № 23-62-10013.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы данной работы заявляют, что у них нет конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. K. Antonyuk, G. G. Valyavin, A. F. Valeev,
et al., Astrophysical Bulletin 74 (2) (2019). D0I:10.1134/ S1990341322040186
2. A. S. Baran, V. Van Grootel, R. H. 0stensen,
et al., Astron. and Astrophys. 669, A48 (2023). DOI: 10.1051/0004-6361/202244888
3. E. Bertin and S. Arnouts, Astron. and Astrophys.
Suppl. 117 2,393(1996). D0I:10.1051/aas:1996164
4. X. Chen, S. Wang, L. Deng, et al., Astrophys. J.
Suppl. 249 (1), id. 18 (2020). D0I:10.3847/1538-4365/ab9cae
5. H. J. Deeg and R. Alonso, Handbook
of Exoplanets (Springer International Publishing, Cham, 2018), pp. 633-657. D0I:10.1007/978-3-319-55333-7_117
6. T. Fetherolf, J. Pepper, E. Simpson, et al., Astrophys. J.
Suppl. 268 (1), id. 4 (2023). D0I:10.3847/1538-4365/acdee5
7. M. J. Green, D. Maoz, T. Mazeh, et al., Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 522 (1), 29 (2023). D01:10.1093/ mnras/stad915
8. T. Jayasinghe, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, et al.,
Monthly Notices Royal Astron. Soc. 477 (3), 3145 (2018). D01:10.1093/mnras/sty838
9. D.-W Kim and C. A. L. Bailer-Jones, Astron. and
Astrophys. 587, id. A18 (2016). D0I:10.1051/0004-6361/201527188
10. G. Kovacs, S. Zucker, and T. Mazeh, Astron. and Astrophys. 391, 369 (2002). D0I:10.1051/0004-6361:20020802
11. D. Lang, D. Hogg, K. Mierle, et al., Astron. J. 139 (5), 1782 (2010). D01:10.1088/0004-6256/139/5/1782
12. N. R. Lomb, Astrophysics and Space Science, 39 (2), 447 ( 1976). D01:10.1007/BF00648343
13. A. J. Norton, Research Notes of the AAS 2 (4), article id. 216(2018). D0I:10.3847/2515-5172/aaf291
14. A. M. Price-Whelan et al. (Astropy Collab.), Astrophys. J. 935 (2), id. 167 (2022). DOI: 10.3847/l538-4357/ac7c74
15. T. Prusti et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 595, id. A1 (2016). D01:10.1051/0004-6361/201629272
16. N. N. Samus', E. V. Kazarovets, O. V. Durlevich, et al., Astronomy Reports 61 (1), 80 (2017). D0I:10.1134/ S1063772917010085
17. J. D. Scargle, Astrophys. J. 263, 835 (1982). DOI: 10.1086/160554
18. M. Skarka, J. Zak, M. Fedurco, et al., Astron. and Astrophys. 666, id. A142 (2022). D0I:10.1051/0004-6361/202244037
19. K. V. Sokolovsky, P. Gavras, A. Karampelas, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 464 (1), 274 (2016). DOI: 10.1093/mnras/stw2262
20. I. Soszynski, A. Udalski, R. Poleski, et al., Acta Astronomica 62 (3), 219 (2012). DOI:10.48550/arXiv. 1210.1219
21. A. Valeev, K. Antonyuk, N. Pit, et al., Astrophysical Bulletin 70 (3), 318 (2015). DOI:10.1134/ S1990341315030104
22. A. Valeev, K. A. Antonyuk, N. V. Pit, et al., Astrophysical Bulletin 72 (1), 44 (2017). DOI:10.1134/S1990341317030051
23. A. Vallenari et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 674, id. A1 (2023). DOI:10.1051/0004-6361/202243940
24. G. Valyavin, G. Beskin, A. Valeev, et al., Photonics 9 (12), 950 (2022a). DOI:10.3390/photonics9120950
25. G. Valyavin, G. Beskin, A. Valeev, et al., Astrophysical Bulletin 77 (4), 495 (2022b). DOI:10.1134/S 1990341322040186
26. J. T. VanderPlas, Astrophys. J. Suppl. 236 (1), article id. 16(2018). DOI: 10.3847/1538-4365/aab766
27. R. Warren-Smith, P. Draper, M. Taylor, and A. Allan Astrophysics Source Code Library, ascl:1403.021 (2014).
28. C. Watson, A. Henden, and A. Price, VizieR Online Data Catalog: B/vsx(2009).
29. J. N. Winn, arXiv e-prints astro/ph:1001.2010v5 (2010). DOI:10.48550/arXiv. 1001.2010
30. O. Yakovlev, A. Valeev, G. Valyavin, et al., Front. Astron. Space Sci. 9, id. 903429 (2022). DOI: 10.3389/fspas.2022.903429
31. O. Yakovlev, A. Valeev, G. Valyavin, et al., Astrophysical Bulletin 78 (1), 79 (2023). DOI:10.1134/S1990341323010108
32. H. Zhang, Z. Yu, E. Liang, et al., Astrophys. J. Suppl. 240 (2), article id. 16 (2019). DOI:10.3847/1538-4365/aaec0c
140
HKOB,EB h gp.
Catalog of Variable Stars in the WD 0009+501 and GRW +708247 Fields Based on Photometric Survey Data on Transiting Explanets
O. Ya. Yakovlev1, A. F. Valeev12, G. G. Valyavin1, V. N. Aitov1, G. Sh. Mitiani1, T. A. Fathullin1, G. M. Beskin13, A. V. Tavrov4, O. I. Korablev4, G. A. Galazutdinov21, V. V. Vlasyuk1, E. V. Emelianov1, V. V. Sasyuk3, A. V. Perkov5, S. F. Bondar51, T. E. Burlakova12, S. N. Fabrika1,1.1. Romanyuk1
1Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 2Crimean Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nauchny, 298409 Russia 3Kazan (Volga Region) Federal University, Kazan, 420008 Russia 4Space Research Institute, Russian Academy of Sciences, Moscow, 117997 Russia 5Research and Production Corporation "Precision Systems and Instruments", Moscow, 111024 Russia
The light curves for almost 50 thousand stars with magnitudes m e [11m5,19 m5] have been obtained over 2.5 years at SAO RAS in the process of conducting an exoplanet survey in roughly 1 ◦ 5-sized fields around the white dwarfs WD 0009+501 and GRW +708247. In this paper we present a catalog of variable stars that have been found in the considered regions. Periodogram analysis was used as the main variation search method. The catalog includes 150 periodic variable stars: 113 of them have been known previously, and for the remaining 37 variations have been discovered for the first time. These stars were classified according to the nature of the variations into four eclipsing variable and three pulsating types, as well as rotating stars. We present the periods and variation amplitudes in the range of P e [0d036,32 d 14] and Am e [0 m0064,1m45], determined from the investigated data.
Keywords: methods: observational—techniques: photometric—stars: variable—binary: eclipsing—exoplanets
