Bulletin. Vol.80-2, p.251-262

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2025, том 80, № 2, страницы 251–262

ОРБИТАЛЬНЫЕ ПАРАМЕТРЫ, РАДИУС И КЛАССИФИКАЦИЯ СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНОЙ ЦЕФЕИДЫ TX DEL ПО ДАННЫМ GAIA DR3

¹Московский государственный университет имени М. В. Ломоносова, Москва, 119991 Россия
²Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
³Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия
^*E-mail: alex.rastorguev@gmail.com

УДК 524.333:[521.31+52-332]

Поступила в редакцию 12 февраля 2025 года; после доработки 26 февраля 2025 года; принята к публикации 3 марта 2025 года

Проведена ревизия орбитальных параметров спектрально-двойной цефеиды TX Del, часто относимой к подклассу BL Her переменных T2. Пульсационный радиус определен по двум рядам фотометрических наблюдений, в том числе Gaia DR3:

⟨ R ⟩ \approx 22.4 \pm 0.8 R_{⊙}

для полос B, V и

⟨ R ⟩ \approx 20.6 \pm 0.6 R_{⊙}

для полос BP, RP соответственно. Амплитуда изменений радиуса составляет около

2 R_{⊙}

. Новые оценки радиуса существенно меньше прежних, заключенных в интервале от

37 R_{⊙}

до

60 R_{⊙}

. По байесовскому расстоянию

⟨ D ⟩ \approx 1064 \pm 25 пк

оценены абсолютные величины TX Del, составляющие соответственно

⟨ M_{V} ⟩_{I} \approx - 1 .^{m} 31 \pm 0 .^{m} 04

⟨ M_{G} ⟩_{I} \approx - 1 .^{m} 40 \pm 0 .^{m} 03

. Абсолютная величина и средний радиус TX Del прекрасно согласуются с предсказаниями зависимостей «период–светимость» и «период–радиус» для цефеид T2 с периодом

P_{pls} \approx 6 .^{d} 1662

; TX Del примерно на

2 .^{m} 2

слабее классических цефеид с тем же периодом. Показано, что для углов наклона плоскости орбиты

20^{\circ} < i < 30^{\circ} - 35^{\circ}

спутник может быть массивнее главного компонента, что приводит к эволюционному сценарию с обменом масс. Современная степень заполнения сферы Роша составляет 37–55%. Рассчитанная на основе астрометрических данных Gaia DR3 и лучевой скорости орбита двойной системы TX Del ограничена тором

| z | < 0.42 кпк

с внутренним и внешним радиусами, равными соответственно 7.2 и 8.3 кпк, в то время как вертикальная скорость

| V_{z} | \leq 38 км с^{- 1}

; период галактовертикальных колебаний составляет около 77 млн лет. Тангенциальная скорость составляет 220–255 км с⁻¹. Высокая металличность и кинематические характеристики позволяют отнести TX Del к населению старого диска Галактики с вертикальной шкалой

H_{z} \approx 0.3 кпк

или толстого диска с

H_{z} \approx 0.85 кпк

. В то же время по пульсационным характеристикам (периоду, светимости и положению в полосе нестабильности) TX Del близка к цефеидам сферической составляющей с

[F e / H] < - 1

(в том числе цефеидам шаровых скоплений), находящимся на стадии эволюции после горизонтальной ветви. Для окончательного прояснения эволюционного статуса таких переменных требуются дополнительные эволюционные и пульсационные расчеты в более широком диапазоне периодов и светимостей.

Ключевые слова: звезды: двойные (включая кратные): тесные — звезды: эволюция — звезды: фундаментальные параметры — звезды: отдельные: TX Del — звезды: переменные: цефеиды

PDF

Финансирование Список литературы

Данная работа финансировалась за счет средств бюджета учреждений.

Список литературы

1. E. B. Amôres, R.M. Jesus, A. Moitinho, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 508 (2), 1788 (2021). DOI:10.1093/mnras/stab2248
2. S. M. Andrievsky, V. V. Kovtyukh, R. E. Luck, et al., Astron. and Astrophys. 381, 32 (2002). DOI:10.1051/0004-6361:20011488
3. S. M. Andrievsky, J. R. D. Lépine, S. A. Korotin, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 428 (4), 3252 (2013). DOI:10.1093/mnras/sts270
4. A. Arellano Ferro and P. Rosenzweig, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 315 (2), 296 (2000). DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03390.x
5. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau, et al., Astron. J. 161 (3), id. 147 (2021). DOI:10.3847/1538-3881/abd806
6. Z. Balog and J. Vinko, Information Bulletin on Variable Stars 4150, 1 (1995).
7. Z. Balog, J. Vinko, and G. Kaszas, Astron. J. 113, 1833 (1997). DOI:10.1086/118394
8. L. A. Balona, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 178, 231 (1977). DOI:10.1093/mnras/178.2.231
9. T. G. Barnes and D. S. Evans, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 174, 489 (1976). DOI:10.1093/mnras/174.3.489
10. L. N. Berdnikov and O. V. Vozyakova, Astronomy Letters 21 (3), 308 (1995).
11. O. Bienaymé, A. C. Robin, and B. Famaey, Astron. and Astrophys. 581, id. A123 (2015). DOI:10.1051/0004-6361/201526516
12. E. Bohm-Vitense and C. Proffitt, Astrophys. J. 296, 175 (1985). DOI:10.1086/163433
13. G. Bono, V. F. Braga, G. Fiorentino, et al., Astron. and Astrophys. 644, id. A96 (2020). DOI:10.1051/0004-6361/202038191
14. A. G. A. Brown et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 616, id. A1 (2018). DOI:10.1051/0004-6361/201833051
15. A. G. A. Brown et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 649, A1 (2021). DOI:10.1051/0004-6361/202039657
16. G. Clementini, V. Ripepi, S. Leccia, et al., Astron. and Astrophys. 595, id. A133 (2016). DOI:10.1051/0004-6361/201629583
17. B. C. Cogan, Astrophys. J. 162, 139 (1970). DOI:10.1086/150639
18. J. P. Cox, D. S. King, and R. F. Stellingwerf, Astrophys. J. 171, 93 (1972). DOI:10.1086/151262
19. S. Das, S. M. Kanbur, R. Smolec, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 501 (1), 875 (2021). DOI:10.1093/mnras/staa3694
20. S. Das, L. Molnár, S. M. Kanbur, et al., Astron. and Astrophys. 684, id. A170 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202348280
21. J. F. Dean, A. W. J. Cousins, R. A. Bywater, and P. R. Warren, Memoirs of the Royal Astron. Soc. 83, 69 (1977).
22. S. Demers andW. E. Harris, Astron. J. 79, 627 (1974). DOI:10.1086/111586
23. O. Demircan and G. Kahraman, Astrophys. and Space Sci. 181 (2), 313 (1991). DOI:10.1007/BF00639097
24. R. Diethelm, Astron. and Astrophys. Suppl. 64, 261 (1986).
25. A. Dotter, Astrophys. J. Suppl. 222 (1), article id. 8 (2016). DOI:10.3847/0067-0049/222/1/8
26. P. P. Eggleton, Astrophys. J. 268, 368 (1983). DOI:10.1086/160960
27. J. G. Fernández-Trincado, D. Minniti, E. R. Garro, and S. Villanova, Astron. and Astrophys. 657, id. A84 (2022). DOI:10.1051/0004-6361/202142222
28. Gaia Collab., VizieR On-line Data Catalog: I/358 (2022).
29. G. A. Galazutdinov, Astronomy Letters 21 (5), 691 (1995).
30. N. A. Gorynya, T. R. Irsmambetova, A. S. Rastorgouev, and N. N. Samus, Soviet Astronomy Letters 18, 316 (1992).
31. N. A. Gorynya, N. N. Samus’, A. S. Rastorguev, and M. E. Sachkov, Astronomy Letters 22 (2), 175 (1996).
32. N. A. Gorynya, N. N. Samus’, M. E. Sachkov, et al., Astronomy Letters 24 (6), 815 (1998).
33. G. M. Green, E. Schlafly, C. Zucker, et al., Astrophys. J. 887 (1), article id. 93 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab5362
34. M. A. T. Groenewegen, Astron. and Astrophys. 635, id. A33 (2020). DOI:10.1051/0004-6361/201937060
35. M. A. T. Groenewegen andM. I. Jurkovic, Astron. and Astrophys. 604, id. A29 (2017). DOI:10.1051/0004-6361/201730946
36. P. Guthnick and R. Prager, Astronomische Nachrichten 260, 393 (1936). DOI:10.1002/asna.19362602202
37. H. C. Harris, Astron. J. 90, 756 (1985). DOI:10.1086/113783
38. H. C. Harris and D. L. Welch, Bulletin of the American Astronomical Society, 20, 1022 (1988).
39. H. C. Harris and D. L. Welch, Astron. J. 98, 981 (1989). DOI:10.1086/115190
40. K. Hart, B. J. Shappee, D. Hey, et al., arXiv e-prints astro/ph:2304.03791 (2023). DOI:10.48550/arXiv.2304.03791
41. C. Hoffmeister, Astronomische Nachrichten 255, 401 (1935). DOI:10.1002/asna.19352552202
42. G. R. Ivanov, Y. N. Efremov, and N. S. Nikolov, Peremennye Zvezdy 21, 861 (1983).
43. C. D. Laney, ASP Conf. Ser., 83, 367 (1995).
44. T. Maas, S. Giridhar, andD. L. Lambert, Astrophys. J. 666 (1), 378 (2007). DOI:10.1086/520081
45. E. E. Mamajek, A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence, (online at https://www.pas.rochester.edu/~emamajek/EEM_dwarf_UBVIJHK_colors_Teff.txt, last updated April 16, 2022).
46. M. Marconi and M. Di Criscienzo, Astron. and Astrophys. 467 (1), 223 (2007). DOI:10.1051/0004-6361:20066646
47. D. H. McNamara, Astron. J. 109, 1751 (1995). DOI:10.1086/117405
48. M. Meakes, G. Wallerstein, and J. F. Opalko, Astron. J. 101, 1795 (1991). DOI:10.1086/115806
49. T. J.Moffett and T. G. Barnes, III, Astrophys. J. Suppl. 55, 389 (1984). DOI:10.1086/190960
50. J. R. Percy and J. X. Hoss, Journal American Association of Variable Star Observers 29 (1), 14 (2000).
51. M. Petit, Annales d’Astrophysique 23, 710 (1960).
52. A. S. Rastorguev and A. K. Dambis, Astrophysical Bulletin 66 (1), 47 (2011). DOI:10.1134/S1990341311010032
53. T. Prusti et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 595, id. A1 (2016). DOI:10.1051/0004-6361/201629272
54. A. S. Rastorguev, M. V. Zabolotskikh, and N. A. Gorynya, Astronomy Reports 68 (12), 1457 (2024a).
55. A. S. Rastorguev, M. V. Zabolotskikh, and N. A. Gorynya, Astrophysical Bulletin 79 (4), 629 (2024b). DOI:10.1134/S1990341324600625
56. A. S. Rastorguev, M. V. Zabolotskikh, Y. A. Lazovik, et al., Astrophysical Bulletin 77 (2), 144 (2022). DOI:10.1134/S1990341322020079
57. V. Ripepi, R. Molinaro, I. Musella, et al., Astron. and Astrophys. 625, A14 (2019). DOI:10.1051/0004-6361/201834506
58. A. C. Robin, C. Reylé, S. Derrière, and S. Picaud, Astron. and Astrophys. 409, 523 (2003). DOI:10.1051/0004-6361:20031117
59. A. C. Robin, C. Reylé, J. Fliri, et al., Astron. and Astrophys. 569, A13 (2014). DOI:10.1051/0004-6361/201423415
60. M. E. Sachkov, A. S. Rastorguev, N. N. Samus’, and N. A. Gorynya, Astronomy Letters 24 (3), 377 (1998).
61. E. G. Schmidt, D. Rogalla, and L. Thacker-Lynn, Astron. J. 141 (2), 53 (2011). DOI:10.1088/0004-6256/141/2/53
62. I. Soszyński, A. Udalski, M. K. Szymański, et al., Acta Astronomica 67 (2), 103 (2017a). DOI:10.32023/0001-5237/67.2.1
63. I. Soszyński, A. Udalski, M. K. Szymański, et al., Acta Astronomica 67 (4), 297 (2017b). DOI:10.32023/0001-5237/67.4.1
64. I. Soszyński, A. Udalski, M. K. Szymański, et al., Acta Astronomica 68 (2), 89 (2018). DOI:10.32023/0001-5237/68.2.1
65. L. Szabados, Commmunications of the Konkoly Observatory Hungary 76, 1 (1980).
66. L. Szabados, Commmunications of the Konkoly Observatory Hungary 96, 123 (1991).
67. A. A. Tokovinin, Sov. Astron. 31, 98 (1987).
68. A. Udalski, M. K. Szymański, and G. Szymański, Acta Astronomica 65 (1), 1 (2015). DOI:10.48550/arXiv.1504.05966
69. A. Vallenari et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 674, id. A1 (2023). DOI:10.1051/0004-6361/202243940
70. J. Vinko, N. Remage Evans, L. L. Kiss, and L. Szabados, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 296 (4), 824 (1998). DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01389.x
71. G. Wallerstein and E. M. Farrell, Astron. J. 156 (6), article id. 299 (2018). DOI:10.3847/1538-3881/aaee6d
72. T. Walraven, A. B. Muller, and P. T. Oosterhoff, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 14, 81 (1958).
73. S. Wang and X. Chen, Astrophys. J. 877 (2), article id. 116 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab1c61
74. P. Wielgórski, G. Pietrzyński, B. Pilecki, et al., Astrophys. J. 927 (1), id. 89 (2022). DOI:10.3847/1538-4357/ac470c

Orbital Parameters, Radius and Classification of the Spectroscopic Binary Cepheid TX Del Based on Gaia DR3 Data

¹Lomonosov Moscow State University, Moscow, 119991 Russia
²Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, 119234 Russia
³Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences, Moscow, 119017 Russia
^*E-mail: alex.rastorguev@gmail.com

A revision of the orbital parameters of the spectroscopic binary Cepheid TX Del, often classified as a BL Her subtype of T2 variables, has been carried out. The pulsation radius is determined from two series of photometric observations, including Gaia DR3:

⟨ R ⟩ \approx 22.4 \pm 0.8 R_{⊙}

for the (B, V) bands and

⟨ R ⟩ \approx 20.6 \pm 0.6 R_{⊙}

for the (BP, RP) bands, respectively. The amplitude of the radius variations is about

2 R_{⊙}

. The new radius estimates are significantly smaller than the previous estimates, which were in the range of 37 to 60

R_{⊙}

. Using the Bayesian distance,

⟨ D ⟩ \approx 1064 \pm 25 pc

, the absolute values of TX Del are estimated to be

⟨ M_{V} ⟩_{I} \approx - 1.31 \pm 0.04 mag

and

⟨ M_{G} ⟩_{I} \approx - 1.40 \pm 0.03 mag

, respectively. The absolute magnitude and mean radius of TX Del are in excellent agreement with the predictions of the “period–luminosity” and “period–radius” relations for T2 Cepheids with a period of

P_{pls} \approx 6.1662

days; TX Del is approximately

2 .^{m} 2

fainter than classical Cepheids with the same period. It is shown that for orbital plane inclination angles

20^{\circ} < i < (30 - 35)^{\circ}

the satellite can be more massive than the main component, which leads to an evolutionary scenario with mass exchange. The current Roche sphere filling degree is 37–55%. The orbit of the binary system TX Del calculated based on astrometric data from Gaia DR3 and radial velocity is limited by a

| z | < 0.42 kpc

torus with the inner and outer radii equal to 7.2 and 8.3 kpc, respectively, while the vertical velocity is

| V_{z} | \leq 38 km s^{- 1}

; the period of galactovertical oscillations is about 77 Myrs. The tangential velocity is 220–255 km s⁻¹. The high metallicity and kinematic characteristics allow us to refer TX Del to the population of the old disk of the Milky Way with a vertical scale

H_{z} \approx 0.3 kpc

(or to a thick disk with

H_{z} \approx 0.85 kpc

). At the same time, in terms of pulsation characteristics (period, luminosity, and position in the instability strip), TX Del is close to Population II Cepheids with

[F e / H] < - 1

(including globular cluster Cepheids) that are at the evolutionary stage after the horizontal branch. To finally clarify the evolutionary status of such variables, additional evolutionary and pulsation calculations are required over a wider range of periods and luminosities.

Keywords: binaries: general—stars: variables: Cepheids—stars: individual: TX Del—stars: evolution—stars: fundamental parameters

К содержанию номера