VARIABLE STARS IN THE REGION OF THE OPEN CLUSTER NGC 457

경북대학교

Young-Beom Jeon

, Yoon-Ho Park

, and Sang-Min Lee

1

Korea Astronomy and Space Science Institute, Daejeon, 34055, Korea

2

Kyungbuk National University, Daegu, 41566, Korea E-mail: [email protected]

(Received November 03, 2017; Revised December 05, 2017; Accepted December 06, 2017)

ABSTRACT

Through the short-period variability survey program, we obtained time-series BV CCD images for 1.5

× 1.0

region around the young open cluster NGC 457. As a result, we have detected 61 variable stars including 31 new ones after checking light curves of all stars by eyes. The 61 variable stars were included 14 δ Scuti variable stars, a β Cephei variable star, 10 variable Be and slowly pulsating B stars, 13 eclipsing binary stars, 21 semi-long periodic or slow irregular variables and an RR Lyrae variable star, respectively. Many variable B-type stars were known through a well-defined zero-age main sequence to the β Cepheid region of NGC 457. Most of the variable B-type stars found this paper were known variable stars. But, 11 out of 14 δ Scuti variable stars were newly discovered. The new variable stars except for δ Scuti stars were 4 variable B-type stars, 5 eclipsing binaries and 11 semi-long periodic or slow irregular variables. We have performed frequency analysis for all δ Scuti stars, a β Cepheid star and an RR Lyrae star.

Key words: open clusters: individual (NGC 457); stars: variables: β Cephei, δ Scuti, eclipsing binary

1. 서론

NGC 457은 나이가 약 2,100만년(WEBDA

)인 비교 적 젊은 산개성단이다. 이 성단의 좌표(J2000.0)는 적경 01

19

35

, 적위 +58

17

12

이며, 은경과 은위는 각 각 l = 126.635와 b = −4.383으로써 은하면에 위치하고 있다(WEBDA). 성간소광량은 E(B − V ) = 0.472이며, 거리지수는 (m − M )

= 13.39 mag로 약 2.4kpc의 거리 이다(WEBDA). 은경과 거리를 고려하면 이 성단은 페르 세우스 팔에 위치한다. NGC 457은 그동안 많은 연구자가 다양한 측광연구를 수행하였다(Pesch 1959, Hoag 1968, Moffat 1972, Fitzsimmons 1993, Phelps & Janes 1994, Mo´ zdzierski et al. 2014). 특히 Pesch(1959)는 U BV 등급 으로 광전측광을 수행하였는데, 이 연구의 BV 등급 정규화 를 위한 표준등급으로 사용하였다. NGC 457은 β Cephei 영역까지 이어지는 밝은 주계열을 포함하고 있어서 밝은 B형 변광성을 연구하기 좋은 대상이다. 이 성단에 대한 변광성 연구는 Maciejewski et al. (2008; 이후 MA08)은 48

× 72

의 시야로 두 영역을 관측하여 31개의 변광성을 찾았고, Zhang et al.(2012; 이후 ZHA12)은 NGC 457을 중심으로 한 16.5

× 16.5

영역에서 13개의 변광성을 찾았 다. MA08은 밝은 별이 포화되어 주로 어두운 변광성을 찾 았기에 B형 밝은 변광성이 거의 없고, ZHA12는 13개 변광 성 중에서는 1개의 β Cephei 변광성과 5개의 SPB(slowly

1

http://www.univie.ac.at/webda/.

http://pkas.kas.org

pulsating B stars)형 변광성이 포함되었는데 이들은 모두 성단의 구성원일 가능성이 큰 것으로 분류하였다. 이 후 Mo´ zdzierski et al.(2014; 이후 MO14)는 ZHA12와 비슷 한 영역에서 79개의 많은 변광성을 찾았으며, 그 중에는 1 개의 β Cephei 변광성과 13개의 변광하는 Be 별을 포함하 여, 21개 SPB형 변광성 등 모두 45개 이상의 B형 변광성을 발견하였다. 이들은 B형 변광성 외에도 7개의 δ Scuti형 변 광성과 1개의 γ Doradus 형 변광성을 포함하여 식쌍성과 장주기형 불규칙 변광성도 많이 발견하였다.

이 연구에서는 이전의 연구에 비교해 훨씬 넓은 영역 을 포함하였고, 관측 가능한 별의 밝기가 달라서 30개 이 상의 새로운 변광성을 발견하였다. 산개성단 NGC 457의 시직경은 20

이며(WEBDA), 단주기 변광성 탐사 프로그 램인 SPVS(Short-Period Variability Survey, Jeon et al., 2005a; 2007)의 좋은 관측 대상이다. 이 프로그램은 짧은 시간 간격으로 시계열 관측을 하여 주기가 짧은 변광성 을 탐사하기에 유리하다. SPVS의 넓은 관측영역(1.5

× 1.0

)을 고려하면 관측한 변광성 중에서 많은 별이 성단 밖의 낱별일 가능성이 크다.

2절에서는 관측 및 분석을 정리하였고, 3절에 그 결과를, 그리고 마지막 절에 전체결과를 요약하였다.

2. 관측 및 분석

보현산천문대의 155mm 굴절망원경(F/7)을 이용하여

2006년 11월 11일부터 2007 11월 3일 사이에 산개성단

NGC 457을 모두 13일간 관측하였다. 이중에서 2006년 11

월 15일까지 4일의 관측치는 V 필터만 사용하여 관측하였

421

Figure 1. Gray-scale map of the V -band CCD image of the NGC 457 region. Variable and comparison stars are

labeled V1 – V61 and C1 – C34, respectively. A square and the other box are presented observing regions of Zhang et

al. (2012) and Mo´ zdzierski et al.(2014), respectively.

(Mo128)

V3 48 01 19 31.264 58 15 49.54 742-013662 10.13 0.25 90 0.04 Be C9

(M014)

V6 122 01 19 14.465 58 13 33.06 742-013558 11.31 0.28 99 Be C9

(Mo91)

V7 202 01 19 02.361 58 19 20.22 742-013498 V1086 Cas 11.93 0.29 99 0.68 Be C13 (Ma5)

(Mo124)

V8 262 01 19 36.809 58 15 02.57 742-013709 12.31 0.32 98 SPB? C9

(Mo52)

V14 56 01 17 59.998 57 48 50.26 740-013738 10.31 0.05 SPB? C5

V16 66 01 19 46.429 58 12 25.92 742-013777 10.62 0.26 99 Be C2

(Mo100)

V18 98 01 23 18.259 58 04 35.19 741-014483 11.07 0.33 0.38 Be C12

V20 177 01 15 50.110 58 14 21.32 742-012956 11.73 0.30 Be C8

V33 391 01 21 49.046 58 14 32.23 742-014276 13.00 0.33 SPB? C7

V9 384 01 18 53.978 58 28 16.59 743-012378 12.88 0.57 17.477 0.024 0.036: DSCT? C20 24.920

28.459

V11 1697 01 19 23.110 58 16 00.77 742-013612 14.60 0.59 1.946 0.061 0.088: 90 DSCT C9

(Mo3318) 28.510

V13 3139 01 17 51.444 58 15 24.22 742-013290 V1078 Cas 15.42 0.79 18.095 0.108 DSCT C10

(Ma11) 20.664

V15 58 01 23 12.169 58 24 56.23 743-012979 10.34 0.40 10.927 0.011 0.019 2.14 DSCT C4 V21 224 01 21 04.506 58 36 52.41 744-011922 12.01 0.75 10.464 0.071 0.099: 1.03 DSCT C29

5.273 9.819

V22 229 01 24 33.677 58 08 35.62 741-014681 12.03 0.65 11.620 0.037 0.048 DSCT C3 11.801

V23 249 01 17 20.934 57 57 53.52 740-013638 12.09 0.51 26.623 0.021 0.038 DSCT C15 24.292

V24 261 01 17 43.338 58 33 49.96 743-012215 12.24 0.59 13.396 0.021 DSCT C27 24.406

V38 618 01 21 24.575 58 13 09.35 742-014171 13.37 0.68 23.587 0.021 DSCT C7 V42 834 01 15 09.565 58 24 34.58 743-011781 13.70 0.68 10.393 0.078 0.128: DSCT C17

2.917

V45 1020 01 20 08.972 58 32 26.90 743-012541 13.98 0.84 9.131 0.055 0.088: DSCT C29 10.621

V51 1855 01 16 20.588 57 46 15.58 739-013192 14.64 0.76 5.884 0.359 0.583: DSCT C31 2.249

12.768

V54 1942 01 22 23.019 58 24 08.43 743-012870 V1105 Cas 14.79 0.79 15.705 0.056 DSCT C28 (Ma24)

V59 3348 01 14 57.492 58 03 03.16 741-013123 15.48 0.74 5.432 0.177 DSCT C18 V2 39 01 19 23.021 58 18 20.25 742-013611 9.88 0.29 4.4479 0.26: 0.28: 99 0.28 EA C9 (Mo37)

V5 73 01 19 09.052 58 17 26.02 742-013527 V0765 Cas 10.70 0.29 1.7158 0.38 0.40 99 0.44 EA C9 (Mo85)

V10 767 01 18 49.193 58 23 53.41 742-013449 V1084 Cas 13.56 0.78 1.7205 0.50 0.55 70 EA C20 (Ma8)

V12 2185 01 17 49.766 58 24 30.85 743-012233 V1077 Cas 14.83 1.43 0.2608 0.89 EW C22 (Ma14)

V17 94 01 15 07.076 58 18 12.55 742-012844 11.04 0.15 0.49 EA C17

V19 113 01 21 59.161 58 33 13.62 743-012819 V1103 Cas 11.19 0.44 6.1777 1.0 0.62 EA C19

V36 601 01 20 02.416 58 15 24.17 742-013879 13.42 0.35 97 EA C2

V47 1123 01 18 05.378 57 57 52.32 740-013756 V1080 Cas 14.02 0.75 EA C15

(Ma22)

V48 1677 01 23 29.983 58 14 34.19 742-014509 14.58 0.89 1.8093 0.32 EA C26

V49 1811 01 20 13.905 58 13 57.67 742-013940 14.62 0.98 0.5543 0.34 0.36 68 EW C2

Table 1 (Continued).

Name

ID RA DEC UCAC4

GCVS

V B-V Freq.

P A

A

mem

DR1

Type Comp.

(other) (J2000.0) (J2000.0) (mag) (mag) (c/d) (day) (mag) (mag) (%) (mas)

V50 1826 01 15 40.876 58 34 20.58 743-011854 14.74 0.81 0.5772 0.22 0.25 EW C17 V55 2487 01 20 37.933 58 34 38.84 743-012609 V1096 Cas 15.07 1.11 0.5530 0.85 EB C29 (Ma19)

V56 2699 01 15 30.567 57 55 18.89 740-013357 15.20 0.90 0.6820 0.57 EW C34

V61 4049 01 17 34.016 58 09 22.57 741-013581 V1076 Cas 15.90 0.96 0.3784 0.33 EW C10 (Ma18)

V25 270 01 15 13.544 58 00 50.45 741-013173 11.83 1.89 L C18

V26 279 01 16 18.643 57 58 50.50 740-013480 12.17 0.91 L C25

V27 302 01 14 48.879 58 38 57.18 744-010954 12.14 2.07 L C23

V28 304 01 16 40.210 58 36 03.18 744-011243 12.13 2.08 L C11

V29 330 01 18 52.787 58 09 30.98 741-013788 V0645 Cas 12.54 5.03 97 L C14

(Ma7)

V30 353 01 16 04.715 58 33 48.44 743-011912 12.43 2.22 L C11

V31 370 01 23 29.782 58 39 36.96 744-012258 12.89 0.56 LPB C16

V32 381 01 19 02.004 58 10 09.75 741-013811 V1085 Cas 12.46 2.14 17 L C14

(Ma6)

V34 444 01 19 08.838 58 35 39.50 743-012422 12.86 2.37 L C1

V35 510 01 15 55.993 58 23 29.35 742-012965 12.88 2.16 L C11

V37 603 01 23 10.566 58 02 32.82 741-014459 13.20 2.20 L C24

V39 678 01 18 41.347 58 07 56.60 741-013743 V1082 Cas 13.37 2.27 L C14

(Ma9)

V40 679 01 15 39.906 58 05 27.27 741-013242 V0463 Cas 13.29 1.99 L C18

V41 761 01 20 38.085 57 49 10.95 740-014153 V1097 Cas 13.51 2.12 L C21

(Ma28)

V43 912 01 21 55.603 58 06 11.26 741-014291 V1102 Cas 13.81 0.71 LPB C12

(Ma21)

V44 928 01 22 51.497 57 50 32.63 740-014466 14.85 1.48 22.4 2.2: L C6

V46 1075 01 18 48.187 58 31 38.83 743-012362 V1083 Cas 13.98 1.05 L (DCEP:) C20 (Ma13)

V52 1879 01 22 37.827 58 38 08.51 744-012117 14.69 2.23 L C32

V53 1887 01 19 08.282 58 04 19.07 741-013823 V1087 Cas 14.66 1.26 L (DCEP:) C10 (Ma10)

V57 2974 01 20 48.792 58 31 13.34 743-012642 V1099 Cas 15.44 1.62 L (DCEP:) C1 (Ma15)

V60 3807 01 17 02.511 57 56 32.19 740-013592 V1073 Cas 15.72 1.28 L (DCEP:) C33 (Ma29)

V58 3283 01 20 23.904 57 57 26.60 740-014120 V1095 Cas 15.60 0.92 1.684 0.6027 0.58 RRAB C30

(Ma20) 3.397

4.901 4.160 6.636

a

: V1 - V13: The same number of Zhang et al.(2012); Ma: Maciejewski et al. (2008); Mo: Mo´ zdzierski et al.(2014)

b

: Fourth U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (Zacharias et al., 2012)

c

: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/ (Samus et al., 2004)

d

: V = Const + Σ

A

cos{2πf

(t − t

) + φ

}, (t

= H.J.D. 2450000.0) for δ Scuti and SPB stars.

e

: Membership from Dias et al. (2014.)

f

: Parallex from Gaia DR1(Gaia Collaboration 2016)

고, 2007년 1월 24일부터 시작한 관측은 B, V 의 두 필터를 사용하여 각각 150초 노출을 주었다. 성단 중심부에 있는 밝은 별의 변광 여부를 확인하기 위해 30초 이하의 짧은 노출의 관측도 부분적으로 병행하였지만, 광도곡선의 분 산이 커서 짧은 노출 자료는 정밀한 변광 확인이 제대로 안되었다. 경험적으로 망원경의 구경이 작아서 100초 이상 의 긴노출을 주어야 광도곡선의 분산이 충분히 줄어들기 때문에 밝은 별의 측광 한계는 대략 V 필터에 대해 9등급 정도이다. 이 보다 밝은 대상은 초점을 흐려야 포화되지 않고, 좋은 결과를 얻을 수 있었다. NGC 457의 β Cephei 영역의 B형 별의 밝기가 V 등급으로 대략 9.5등급이므로,

150초 노출로 포화되지 않게 관측할 수 있었다. 관측에 사 용한 장비는 구경 155mm의 굴절망원경에 2048 × 3072 화소를 가지고 있는 전기 냉각 방식의 AP9E CCD 카메라 를 이용하였으며, 이전의 연구(Jeon et al., 2005a)와 같 다. 관측한 CCD 영상자료는 IRAF/CCDRED(Stetson, 1987; Massey & Davis, 1992)를 이용하여 영점보정, 암 잡음보정, 바닥고르기의 전처리 과정을 수행하였으며, 그 과정은 이전의 연구와 같다(Jeon et al., 2005b; 2007).

Figure 1은 V 필터로 관측한 NGC 457 영역의 영상이

며, NGC 457을 중심으로한 관측 영역에서 찾은 변광성과

그에 따른 비교성을 나타내었다. 변광성은 모두 61개이며,

0 0.5 1 1.5 2 2.5 16

14 12 10

Figure 2. Color-Magnitude diagram. All variable stars listed in Table 1 are displayed different symbols. We used the photoelectric U BV catalog of Pesch(1959) for normalization. Filled triangles are denoted spectral type B variables.

The hollowed triangle is a β Cephei star. Filled circles, and hollowed circles and squares are denoted δ Scuti stars, and eclipsing binary stars and long periodic irregular variable stars, respectively. An RR Lyrae star is presented a star symbol. The red symbols are the variable stars numbered by Zhang et al. (2012). Zero-age main sequence (ZAMS) is by Sung et al.(2013). Lower two lines and an uppermost horizontal line are denoted δ Scuti instability strip and β Cephei lower limit by Breger(1979), respectively. Reddening and distance modulus of NGC 457 were adopted E(B − V ) = 0.48 and (m − M )

= 12.06 (Maciejewski et al. 2008), respectively. (A color version of this figure is available in the online journal.)

각각의 변광성에 대한 비교성은 중복해서 사용한 경우도 있기 때문에 모두 34개이다. 이들을 각각 V1에서 V61까지, C1에서 C34까지 검은색과 흰색으로 각각 나타내었다. 각 각의 변광성은 가급적 가까이 위치한 별 중에서 밝고, 밝기 변화가 없는 별을 비교성으로 선택하여 차등측광을 수행 하였다. 특히 비교성은 가급적 변광성과 (B −V ) 색지수가

비슷한 것을 골라서 사용하였다. 이전의 연구와 동일하게

비교성은 차등측광을 통하여 밝기 변화를 세밀하게 조사하

였다(Jeon et al. 2016). Figure 1의 영역에서 모두 4,500

여개의 별에 대한 밝기를 측정하였고, 모든 별의 광도곡

선을 육안으로 확인하였다. 이러한 방법은 이전의 연구와

같다(Jeon et al. 2016).

Figure 3. Normalized magnitudes and colors compared with the standard stars.

Figure 1에서 중심부의 정사각형은 ZHA12의 관측 영 역으로 16.5

× 16.5

이다. 또 다른 다각형 영역은 MO14 의 관측 영역이며, MA08의 관측 영역은 표시하지는 않았 지만 72

× 48

으로 이들보다 훨씬 넓다.

3. 결과

산개성단 NGC 457을 중심으로 한 1.5

× 1.0

영역에 서 찾은 변광성은 모두 61개이다. 이들을 모두 Table 1에 수록하였다. Table 1에서 첫번째 항은 변광성 번호이며, 두번째 항은 측광과정에서 부여한 별 번호이다. 변광성 번 호는 V1에서 V13까지는 ZHA12의 번호를 부여하였고, 그 이후부터는 처음 측광 단계에서 구한 대략적인 밝기 순 이다. Table 1에는 변광성 종류별로 수록하였다. 첫 번째 항의 괄호 속 번호는 MA08과 MO14의 변광성 번호이며, 각각 Ma와 Mo로 나타내었다. 세 번째 항부터 적경, 적위, UCAC4 번호, GCVS에 알려진 이름, 이 논문에서 구한 V 등급과 (B − V ) 색지수, 주파수, 주기, V 등급과 B등급의 변광진폭, 성단구성원 여부, Gaia DR1에 나온 삼각시차, 각 변광성의 변광성 종류 및 비교성 번호이다. Table 1에서 δ Scuti형과 B형 변광성의 주파수와 변광진폭은 이산푸리 에 변환(Discrete Fourier Transform)과 다중회귀에 의한 주파수 분석(Kim & Lee, 1995)의 결과이다. 주파수 값은 신호대 잡음비(이후 SN비)가 대부분 5 이상의 것을 택하였 으며, 변광진폭은 각 주파수의 계산된 값을 합하여 2배를 곱한 총변광진폭이다. 일반적으로 SN비가 4 이상이면 진 짜 주파수로 보지만(Breger et al., 1993) 우리의 경우는 소형망원경의 한계를 고려하여 이보다 높게 설정하였다.

하지만 광도곡선과 맞추는 과정에서 SN ∼ 4인 경우도 택 하였다.

이 연구에서 찾은 변광성은 작은 구경의 망원경과 짧은 노출을 줄 수 없는 한계로 인해 관측에 제한이 크지만, 기 존의 관측과 차별되는 넓은 시야로, 알려진 변광성 외에도 31개를 추가로 찾았다. Table 1에 수록한 61개의 변광성은 β Cephei 변광성 1개, 그외에 SPB 형, Be 변광성 등 10개, δ Scuti 변광성 14개, 식쌍성 및 장주기형 불규칙변광성이 각각 14개 및 21개이다. 이들 외에 RRab형으로 추정되는 변광성도 1개가 포함되었다.

3.1. 색-등급도

Table 1의 변광성 중에서 V29를 제외한 모두를 Fig- ure 2의 색-등급도에 나타내었다. Figure 2의 색-등급도는

Pesch(1959)의 U BV 광전측광 결과를 이용하여 영점과 색지수를 고려한 표준 등급으로 정규화하였다. Figure 3 은 정규화 후 Pesch(1959)의 등급과 이 연구의 등급과의 차이를 나타낸 것이다. 위쪽 그림의 V 등급은 분산이 큰 몇몇 별을 제외하면 전체적으로 잘 변환이 되었음을 알 수 있다. 아래쪽 (B-V) 색지수는 색지수값이 1.0 이상인 붉은 별이 많지 않아 변환에 다소 어려움이 있지만 비교적 좋은 결과를 보인다. Figure 2에서 삼각형 점과 빈삼각형 하나는 분광형이 B형인 변광성이며, 그 중에서 빈삼각형 하나는 β Cephei 변광성이다. 원형 점은 δ Scuti 변광성을 나타낸 것 이며, 빈원, 빈사각형, 별표 하나는 각각 식쌍성, 장주기형 불규칙 변광성 및 RR Lyrae 변광성을 나타낸 것이다. Fig- ure 2의 변광성 중에서 붉은색은 ZHA12의 13개 변광성 (V1 – V13)을 나타낸 것이다. 색-등급도에서 NGC 457의 주계열은 대략 반경 10

을 벗어나면 거의 안나타나며, 이 결과는 WEBDA의 시직경과 일치하였다. 변광성 분류를 돕기 위해 영년주계열(ZAMS)과 δ Scuti 불안정대(아래쪽 두 선)와 β Cephei 불안정대의 하한 위치(위쪽 가로선)를 실선으로 나타내었다. 여기서 사용한 NGC 457의 성간소 광량과 거리지수는 E(B −V ) = 0.48와 (m−M )

= 12.06 이다(MA08). 이 색-등급도에서 NGC 457의 주계열 별은 δ Scuti 불안정대부터 SPB 영역을 따라 β Cephei 불안 정대까지 많이 분포하고 있음을 잘 볼 수 있다. 주계열을 따라 분포하는 β Cephei 변광성으로 추정되는 하나와 B 형 변광성 중 대부분은 성단의 구성원일 가능성이 크다.

3.2. B형 변광성 3.2.1. β Cephei 변광성

이 연구에서 찾은 B형 변광성은 모두 11개이다. 이 중에 서 β Cephei 변광성은 하나이며, V4이다. 이 별은 기존의 연구에서도 β Cephei 변광성으로 분류하고 있다(ZHA12, MO14). 광도곡선과 주파수 분석과정의 파워스펙트럼을 Figure 4와 Figure 5에 각각 나타내었다. Figure 4의 광도 곡선은 실선으로 나타낸 주파수분석 결과와 점으로 나타 낸 관측치가 잘 일치한다. 이 광도곡선은 평균값을 보정 하여 ∆V = 0이 되도록 하였다. 이 후의 광도곡선도 모두 같은 방법을 적용하였다. 주파수 분석의 결과에 따른 파 워스펙트럼을 Figure 5에 나타내었는데, 5.340cycle/day 의 주파수는 뚜렷이 보인다. 이 결과는 ZHA12과 MO14 의 결과와 잘 맞다. 이 주파수를 제외한 아래쪽 잔차 그림 에서 3.3cycle/day과 28.4cycle/day 부근에서 최대치가 보 이지만 SN값이 4보다 작아서 제외하였다. ZHA12는 f

= 4.0136를 구하였다. 반면에 MO14는 f

= 10.7856로 전혀 다른 값을 보였다. 이 별은 성단의 중심부에 위치하고, 성 단 구성원 연구에서 55%의 확률을 보였다(Table 1 참조).

따라서 색-등급도 상의 위치 등을 고려하면 성단의 멤버일 가능성이 크다.

3.2.2. 변광하는 Be 별과 SPB 변광성

색-등급도 상의 위치를 고려하여 B형 변광성으로 분류한

별은 β Cephei 변광성인 V4를 제외하면 10개이다. 이 중

에서 6개(V1, V3, V6, V7, V8, V16)는 기존에 알려진 것

이며(ZHA12, MO14), 나머지 4개(V14, V18, V20, V33)

는 B형 변광성으로 분류한 새로 발견한 것이다. 기존에 알

려진 6개 중에서 V1, V3, V6, V7, V8 등 5개는 ZHA12

가 모두 SPB형 변광성으로 분류하여 주파수 분석 결과를

제시하였다. 하지만 MO14는 이들 중 V8을 제외한 4개와

Figure 4. Light curves for a β Cephei variable star, V4. Dots are observed light curves and soild lines are synthetic light curves obtained from the multiple-frequency analysis. Each panel was normalized to the average differential magnitude of 0.

Figure 5. Power spectra of a β Cephei variable star displayed in Figure 4. The powers were multiplied by 10

.

ZHA12에서 빠진 V16을 방출선이 보이는 변광하는 Be 별 로 분류하였고, V8은 SPB 후보로 분류하였다. MO14의 광도곡선에서는 보다 긴 기간 동안 밝기가 계속 변하고 있 어서 Be 별로 분류한 4개 별의 주파수 분석을 하지 않았다.

이 연구에서는 Be 별과 SPB 별 모두 뚜렷한 밝기 변화를 보였지만 주파수 분석 결과가 좋지 않아서 Table 1에 결 과를 수록하지 않았다. Table 1에 수록한 이들의 변광성 형태는 MO14의 분류를 따랐다.

이 연구에서 새로 찾은 4개 중에서 V18(BD+57 273) 과 V20(EM* GGA28)은 SIMBAD

(Wenger et al., 2000) 목록에서 방출선이 보이는 Be 별이었고, V14와 V33은 방 출선 관련 자료를 찾을 수 없었다. 방출선 자료가 없는 두 별은 광도곡선과 색-등급도 상의 위치를 고려하여 SPB형 변광성 후보로 보았다. 긴주기 변화를 살펴보기 위해서는 보다 긴 장기간의 관측이 필요한 상황이다.

Figure 2에서 검은색 삼각형으로 나타낸 것 중에서 위에 서 두 번째 것(V16)을 제외한 4개는 추가로 찾은 것이며, 위로부터 번호 순이다. 각 별의 광도곡선은 Figure 6에 나 타내었다. Figure 6의 가운데 실선은 ∆V = 0을 나타낸 것이다. 변광하는 모습을 뚜렷이 볼 수 있다.

V1, V3, V6, V7, V8, V16 등 6개는 90% 이상의 확률로 성단 구성원이다(Dias et al. 2014). 성단 중심으로부터의 거리와 색-등급도 상의 위치를 고려하면 성단 구성원일 가 능성은 훨씬 더 커진다. 하지만 Gaia DR1 자료에 따르면 V3와 V7은 알려진 성단의 거리에 비해 너무 멀거나 가 깝다. 하지만 Gaia DR1의 삼각시차의 오차가 0.3mas에 달하여 성단의 구성원이 아닌 것으로 보기는 어렵다. V18 은 Gaia자료에서 삼각시차가 0.38mas로 성단의 거리와 유사하지만 성단 중심에서 너무 많이 떨어져 있지만 성단 구성원일 가능성이 작다. 나머지 V14, V20, V33도 삼각 시차 값과 구성원 연구 결과가 없고, 중심으로부터 거리가

2

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/.

멀어서 성단 구성원일 가능성은 낮다.

3.2.3. δ Scuti 변광성

이 연구에서 찾은 δ Scuti 변광성은 모두 14개며, 그 중에서 11개는 이 연구에서 새로 찾은 것이다. Figure 2에서 색-등 급도 상의 위치를 볼 수 있다. δ Scuti 변광성의 불안정대 내에 놓인 3개를 제외하면, 모두 NGC 457 보다 가까운 국 부나선팔에 놓여있을 것으로 볼 수 있다. 특히 V15와 V21 은 Gaia DR1 삼각시차를 고려하면 NGC 457에 비해 훨 씬 가까이 놓여있음을 알 수 있다(Table 1 참조). Figure 2에서 δ Scuti 변광성 불안정대에 놓인 3개는 V11, V13 및 V59 이다. 이들 중 V11은 90%확률로 성단 구성원이다 (Dias et al. 2014, Table 1 참조). 하지만 V13과 V59는 성단 중심으로부터 각각 15’과 40’ 정도의 거리에 떨어져 있어서 성단 구성원일 가능성이 낮다.

Figure 7은 각 δ Scuti 변광성의 주파수 분석 과정에서 계산한 광도곡선을 관측치와 함께 나타낸 것이다. δ Scuti 형 변광성의 주파수 분석에는 V 등급 자료만 이용하였다.

Figure 7에서 부분적으로 관측자료가 비어있는 영역은 이 전의 연구와 같이(Jeon et al. 2016) 관측 영역의 가장자 리에 위치하여 관측 도중에 별이 관측 영역을 벗어나기도 하였고, 측광 오차가 크거나 광도곡선 상의 분산이 너무 커서 제외한 부분이다. V51은 ∆V = 0.37로 가장 큰 변광 진폭을 보였고, V59는 가장 어둡지만 비교적 큰 변광진폭 (∆V = 0.18)을 보여서 찾을 수 있었다. 이들의 파워스펙 트럼은 Figure 8에 보였다.

각 δ Scuti 변광성의 특징은 다음과 같다.

V9(ID 384): SN 비가 5 이상인 주파수는 f

= 17.474 cycle/day 뿐이었지만, Figure 7의 광도곡선에서 짧은 밝 기 변화를 맞추기 위해서는 SN ∼ 4인 f

= 24.920 cy- cle/day와 f

= 28.459 cycle/day가 필요하였다. f

는 f

에 비해 SN 비나 파워스펙트럼의 파워값이 큰 차이가 없 었고, f

을 넣으면 Figure 7의 관측치를 훨씬 잘 맞추어주 었다.

V11(ID 1697): δ Scuti 변광성 중에서 유일하게 성 단 구성원으로 보이는 것이며, f

= 1.946 cycle/day과 f

= 28.510 cycle/day의 두 주파수를 찾았다. 파워스펙 트럼에서는 6.7cycle/day의 주파수도 SN 비가 4 이상으로 검출되었지만 여기서는 제외하였다. f

의 작은 주파수는 ZHA12에서는 나타나지 않았지만, MO14에서는 나타났 다. Figure 7의 광도곡선에서 f

의 작은 주파수에 의한 긴 주기의 변화가 뚜렷이 보인다.

V13(ID 3139): 어두워서 광도곡선의 분산이 크지만

f

= 18.095 cycle/day과 f

= 20.664 cycle/day의 두

주파수를 찾았다. Figure 7의 광도곡선에서 두 주파수의

중첩에 의한 진폭 변화가 뚜렷이 나타나고, Figure 8의

Figure 6. Light curves for variable Be and SPB stars. The light curves were made by V -band data.

Figure 6. (Continued.)

파워스펙트럼에서도 뚜렷한 두 주파수가 잘 드러났다. f

과 f

는 ZHA12와 순서가 바뀌었지만 비슷한 주파수이며, ZHA12의 f

는 검출하지 못하였다.

V15(ID 58): 13개의 δ Scuti 변광성 중에서 가장 밝은 것이다. 10.927cycle/day의 단일 주파수로도 광도곡선을 잘 따르고 있다.

V21(ID 224): 주파수 분석으로 구한 세 개의 주파수의 SN 비가 8이상이며, 여러 주파수의 중첩효과가 광도곡선 의 진폭 변화로 나타난다. 이들은 f

= 10.464cycle/day, f

= 5.273cycle/day 및 f

= 9.819cycle/day이다. Figure 8의 파워스펙트럼에서도 세 주파수가 잘 드러났다.

V22(ID 229): 광도곡선에서 약한 변광진폭의 변화가 보이는데, f

= 11.620cycle/day와 f

= 11.801cycle/day 의 두 주파수로 이 변화를 잘 맞출 수 있다. 파워스펙트럼 에서 약한 두 번째 주파수도 잘 나타났다.

V23(ID 249): 가장 짧은 주기를 가지고 있으며, 두 주파수를 찾았다(f

= 26.623cycle/day, f

= 24.292cycle/day. 광도곡선에서 변광진폭이 변하는 관측 자료를 잘 맞추어 준다.

V24(ID 261): 관측 자료의 분산이 다소 크다. f

= 13.396cycle/day과 f

= 24.406cycle/day의 두 주파수를 찾았다. 두 번째 주파수는 SN 비가 4에 불과하였지만 약 하게 변하는 변광진폭의 변화를 고려하여 택하였다.

V38(ID 618): 23.587cycle/day의 단일 주파수로 광도 곡선을 잘 맞추어 준다. 파워스펙트럼에서 f

왼쪽으로 작 은 주파수가 보이지만 모두 SN비가 낮아서 제외하였다.

V42(ID 834): f

= 10.393cycle/day과 f

= 2.917cycle/day의 두 주파수를 찾았는데, 광도곡선에서도 주파수 중첩에 따른 약한 변광진폭 변화가 보인다.

V45(ID 1020): f

= 9.131cycle/day과 f

= 10.621cycle/day의 두 주파수 중에서 f

는 SN 비가 5를 겨우 넘겼지만, 광도곡선의 변광진폭이 주파수 중첩에 의 해 크게 변하고 있어서 단일 주파수로는 맞추기가 어렵다.

파워스펙트럼에서 f

오른쪽의 더 큰 주파수는 모두 SN 비가 4 이하여서 제외하였다.

V51(ID 1855): 가장 큰 변광진폭을 보였으며, 3개의 뚜렷한 주파수를 찾았다(f

= 5.884cycle/day, f

= 2.249cycle/day 및 f

= 12.768cycle/day). 3번째 주파수 도 SN 비가 5를 넘겼다.

V54(ID 1942)와 V59(ID 3348): 둘 다 단일 주파수로 광도곡선을 잘 맞추어 준다. 파워스펙트럼에서도 뚜렷한 주파수를 보였다.

3.3. 식쌍성

Figure 9와 Figure 10에 이 연구에서 찾은 14개의 식쌍성 광도곡선을 나타내었다. 광도곡선의 형태로부터 EA형 8 개, EW형 4개, EB형이 1개였다. 14개 중에서 7개는 기 존에 알려진 것이며, 7개는 새로 찾은 것이다. Figure 9는 각 식쌍성의 주기를 구하여 위상을 맞춘 것이며, 이들의 주기와 변광진폭은 모두 위상맞추기 방법으로 구하였다.

Figure 9에서 오차가 큰 식쌍성은 B 등급을 제외하였고, V 등급 자료만 사용하였다. 주기를 구하지 못한 3개의 식쌍 성의 광도곡선은 Figure 10에 모았다. 모두 주기가 긴 EA 형 식쌍성이다. 이들 중에서 Figure 10의 V17은 가장 푸 른 별이며, 긴 주기 변화가 보이는 식 현상이어서 흥미로운 대상이다. 하지만 현재의 자료만으로는 긴 주기로 변하는 이유를 알기는 어렵다.

14개의 식쌍성 중에서 V2, V5, V10, V36, V49는 68% – 99% 확률로 성단의 구성원일 가능성이 큰 대상이다(Table 1 참조). 이들 중 V2와 V5는 Gaia DR1의 삼각시차가 각 각 0.28mas와 0.44mas인데, 0.3mas에 달하는 삼각시차의 오차를 고려하면 성단 구성원일 가능성이 한결 커진다. B 와 V 등급의 변광진폭을 구한 5개의 식쌍성의 변광진폭 비, A

/A

는 0.92로써 식쌍성의 특징을 잘 보이고 있다 (Jeon et al., 2013; Jin et al., 2004). 하지만 나머지 식쌍 성은 B 등급의 광도곡선 분산이 너무 커서 변광진폭비를 구할 수 없었다.

3.4. 장주기형 불규칙 변광성 및 RR Lyrae 변광성

긴 주기로 밝기가 변하여 현재의 자료로 변광 특성을 알 기 어려운 것을 모아서 장주기형 불규칙 변광성으로 분 류하였는데 모두 21개이다. 이들의 광도곡선을 Figure 11 에 모았다. 21개의 전체 장주기형 불규칙 변광성 중에서 기존에 알려진 것은 10개며, 11개는 새로 변광을 확인한 별이다. Table 1에서 대부분 (B − V ) > 1.0이상의 큰 색지 수를 보이며, V26(0.91), V31(0.56), V43(0.71) 등 3개만 1.0보다 작은 색지수를 보인다(Figure 2에서 정사각형). 3 개 중에서 색지수가 작은 V31과 V43은 장주기형 변광성 의 하나로 LPB형으로 분류하였다. GCVS

(Samus et al., 2004) 분류에 따르면 L형은 느리게 변광하는 불규칙 변 광성이며, LPB형은 주기가 대략 1일 이상인 B형 장주기 변광성이다. 기존에 알려진 10개 중에서 V46, V53, V57,

3

http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/.

Figure 7. Light curves for δ Scuti stars. Dots are observed light curves and soild lines are synthetic light curves obtained from the multiple-frequency analysis. Each panel was normalized to the average differential magnitude of 0.

V60은 MA08에서 δ Cephei형일 가능성이 크다. 특이하게 V44는 현재의 자료로 22.4일 주기에 2.2등급에 달하는 큰 변광진폭을 보였다.

Figure 12는 유일한 RR Lyrae 변광성의 광도곡선이다.

주기는 0.6027일이며, 변광진폭은 ∆V = 0.58로써 전형적 인 RRab형으로 보인다. 주기와 진폭은 위상맞추기 방법으 로 구한 것이다. 이러한 결과는 MA08의 결과가 거의 같다.

주파수 분석으로 구한 파워스펙트럼을 Figure 13에 나타

Figure 7. (Continued.)

내었다. f

, f

, f

는 f

의 콤비네이션 주파수로 보인다. f

는 관측 자료의 한계로 발생한 가짜 주파수일 수도 있지만 SN비가 약 7로써 아주 큰 값을 보여서 실제 주파수일 수도 있겠다.

4. 요약

산개성단 NGC 457을 중심으로한 1.5

× 1.0

영역에서

모두 61개의 변광성을 찾았다. 이들은 1개의 β Cephei를

포함한 B형 변광성이 11개였고, δ Scuti 변광성 14개 ,

Figure 8. Power spectra of δ Scuti stars displayed in Figure 6. The powers were multiplied by 10

except for V13, V51, V54 and V59. V13 and V54 were multiplied by 10

. V51 and V59 were multiplied by 10

.

식쌍성 14개, 장주기형 불규칙 변광성 21개, RR Lyare 변 광성 1개였다. 기존의 변광성 탐사 연구(MA08, ZHA12, MO14)가 많이 이루어진 대상이어서 61개의 변성 중에서 NGC 457의 구성원인 새로운 변광성일 가능성이 큰 것은 2개(V36, V49) 뿐이었다. MA08은 이 연구보다 훨씬 큰 망원경으로 어두운 대상을 많이 찾았고, MO14는 NGC 457 영역에서 장주기형인 B형 변광성을 많이 발견하였다.

이들의 관측 영역보다 넓은 영역에서 알려진 30개 외에 31

개의 많은 변광성을 새로이 찾았다. 특히 14개의 단주기

변광성인 δ Scuti 변광성을 찾았는데, 이들은 처음 목표로

한 SPVS의 주 탐사대상이다. 이들 중에서 11개는 새로이

찾은 것인데 이전의 연구와 차별되는 결과이다. Gaia DR1

의 삼각시차 자료는 아직 오차가 커서 성단 구성원 연구에

큰 도움이 못되었지만, 앞으로 보다 정밀한 자료가 나오면

성단 구성원 연구에 큰 도움이 될 것이다.

Figure 9. Phase folded light curves for eclipsing binaries. B-band data were added some values to separate with V -band data. (A color version of this figure is available in the online journal.)

ACKNOWLEDGMENTS

This work was supported by the KASI (Ko- rea Astronomy and Space Science Institute) grant 2016183210. This research made use of the SIM- BAD database, operated at CDS, Strasbourg, France, and the fourth U.S. Naval Observatory CCD Astro- graph Catalog (UCAC4). This work has made use of data from the European Space Agency (ESA) mis- sion Gaia (https://www.cosmos.esa.int/gaia), pro- cessed by the Gaia Data Processing and Analysis Con- sortium (DPAC, https://www.cosmos.esa.int/web/

gaia/dpac/consortium). Funding for the DPAC has been provided by national institutions, in particular the institutions participating in the Gaia Multilateral Agreement.

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Originally published in: 2012 yCat.1322, 0

Zhang, X. B., Luo, C. Q., & Fu, J. N., 2012, B-type Variables

in the Young Open Cluster NGC 457, AJ, 144, 86 (ZHA12)

Figure 11. Light curves for long periodic irregular variable stars. The light curves were made by V -band data.

Figure 11. (Continued).

Figure 11. (Continued).

Figure 12. Phase folded light curves for an RR Lyrae star, V58. The light curve was made by V -band data.

Figure 13. Power spectra of an RR Lyrae variable star

shown in Figure 12. The powers were multiplied by 10

.