Маленькая, но активная: астрономы исследуют контактную двойную V717 Андромеды

Астрономы из Австралии и Сербии провели многополосную фотометрию (BVR) и длительный период-анализ архивных обзоров для переменной V717 Андромеды.

Что такое "контактные двойные" и почему нам до них есть дело

Контактные двойные — это пары, в которых обе звезды заполняют свои ропш-лощины (Roche lobes) и разделяют общую внешнюю оболочку. Из-за перемешивания в этой "общей атмосфере" температуры компонент выравниваются, а свет кривой блеска выглядит характерно "двугорбой". Классический подкласс — системы типа W UMa (EW). Они важны сразу по трём причинам:

• Эволюция углового момента. Магнитные ветры и приливы ведут к потере углового момента, сжатие орбиты может завершиться слиянием (однажды это наблюдалось — V1309 Sco). Потому нас интересуют границы стабильности.

• Тест физики конвекции и магнитной активности. У контактных часто сильная хромосфера и корона; маркеры — от асимметрий кривой блеска до спектральных линий Ca II IRT.

• Космическая "метрология". Их массовые/радиусные соотношения и периоды — лаборатория для проверки моделей эволюции маломассивных звёзд и предсказаний о критических (q).

Что именно узнали о V717 Андромеды

Инструменты. Новые собственные наблюдения получены 1 сентября 2024 г. на 1,4-метровом телескопе "Миланкович" (Астрономическая станция Видоевица, Сербия) с ПЗС-камерой Andor iKon-L 936, в фильтрах B, V, R. Затем команда совместила их с данными крупных обзоров (Catalina, ASAS-SN, ZTF и др.) и обработала в AstroImageJ; геометрия системы выведена кодом Wilson-Devinney.

Активность без "эффекта О'Коннелла": как так

Эффект О'Коннелла — это неравенство максимумов на фазах 0,25 и 0,75, часто трактуемое как следствие звёздных пятен и активности. У V717 Анд заметен лишь слабый намёк в B-диапазоне, поэтому авторы не вводят "пятнистые" модели (они могут исказить геометрию), но показывают иные маркеры активности - заполнение ядер линий Ca II IRT (λ 8542 и 8663 Å) в спектрах LAMOST: глубина ядер обратно коррелирует с уровнем хромосферной активности. Вывод: система хромосферно активна, даже если "классического" О'Коннелла почти нет.

Почему это важно? Потому что О'Коннелл — не универсальный индикатор, он "живёт своей жизнью" и может меняться от цикла к циклу; надёжнее иметь независимый спектральный датчик (Ca II IRT), валидация которого на гигантских выборках дана, например, Gaia DR3 + eROSITA.

Крайний (q) и границы слияния

Теория предсказывает, что контактные при достаточно малом (q) становятся неустойчивыми и склонны к динамическому ин-спиралу и слиянию. Но "критическое (q)" — не универсальная константа: оно зависит от возраста, внутренней структуры (металличности), распределения момента инерции. Современные расчёты дают семейство критических значений, а не "магическое число". На фоне таких работ (q approx 0{,}197) у V717 Анд лежит далеко от уровня неустойчивости и согласуется с тем, что система стабильна.

Исторические параллели: от V UMa до V1309 Sco

• W UMa-системы известны более века — по сути, это "гастро-сообщества" из двух звёзд, которые делят одну "кухню".

• V1309 Sco (2011) — редкий случай, где фотометрический мониторинг застал падение периода перед слиянием, после чего вспыхнула "красная новая". Этот "эталон слияния" и есть фон для всякого разговора о стабильности контактных. На этом фоне "ровная" периодика V717 Анд — ещё один кирпичик в статистике долгоживущих контактов. (arXiv)

Можно ли увидеть V717 Андромеды "своими глазами"

Яркость и период. В V-диапазоне система колеблется около V ≈ 14,3 с амплитудой ~0,4 mag; период ~7,6 часа позволяет снять полный цикл за ночь при удачной погоде. Нужен 20-25-сантиметровый телескоп и ПЗС/CMOS-камера с фильтром V (или хотя бы "зелёным"). Следите за фазами 0,25 и 0,75 — там яснее всего проявляются любые асимметрии.

Где проверять эпhemerиду и класс. Сводные параметры и кривые блеска удобно сравнивать с арXiv-статьёй (ниже) и записями в переменных каталогах (VSX/AAVSO, VizieR). Для V717 Анд свежие числа пока надёжнее брать из препринта: именно там приведены современные массы, радиусы, наклонение и расстояние.

Бережно к геометрии. Если у вас "не сходится" модель без пятен — помните, пятна часто лишь маскируют геометрию: авторы сознательно их избегали, чтобы не испортить абсолютные параметры.

FAQ

Что такое "контактная двойная"?
Это пара звёзд на очень тесной орбите, разделяющая общую оболочку. Температуры выравниваются, поэтому компоненты выглядят "похожими" по цвету, хотя массы различаются.

Что означает "низкое соотношение масс" (q)?
(q = M₂/M₁). У V717 Анд (q approx 0{,}197): вторичный компонент примерно в пять раз легче первичного. Для контактов это уже "крайняя" зона, но всё ещё стабильная для данной системы.

Почему отсутствие сильного эффекта О'Коннелла — не проблема?
Потому что активность можно видеть по Ca II IRT: заполнение ядер линий — прямой маркер хромосферы, валидированный на миллионах звёзд (Gaia DR3 + eROSITA). У V717 Анд эти признаки есть, даже если фотометрическая асимметрия мала.

Как далеко находится система?
Около 862 пк (≈ 2810-2815 св. лет) по Gaia с учётом поглощения.

Есть ли риск слияния в ближайшем будущем?
Согласно обновлённым критериям неустойчивости для контактных двойных, нет: при (q sim 0{,}197) система находится в зоне стабильности.