ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 34, № 7, с. 523-535
УДК 524.338.3
ФОТОМЕТРИЧЕСКАЯ И СПЕКТРАЛЬНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ СИМБИОТИЧЕСКОЙ НОВОЙ V1016 ЛЕБЕДЯ ПОСЛЕ ВСПЫШКИ
© 2008 г. В. П. Архипова*, В. Ф. Есипов, Н. П. Иконникова, Г. В. Комиссарова
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва
Поступила в редакцию 25.12.2007 г.
Построены кривые блеска симбиотической новой V1016 Cyg за период 1971—2007 гг. в однородной фотометрической системе, близкой к UBV, по наблюдениям на телескопе Цейсс-600 ГАИШ. По наблюдательному материалу, полученному с помощью 125-см телескопа ГАИШ в 2000—2007 гг., выполнена абсолютная спектрофотометрия звезды в диапазоне а3700—9300 A. Проведено сравнение полученных интенсивностей линий с данными других авторов за предшествующие годы (1965—1988). Поведение небулярных линий показало вариации электронной плотности и, вероятно, электронной температуры в зоне излучения [OIII], вызванные переменным звездным ветром горячего компонента. Все имеющиеся наблюдения звезды подтверждают теоретические заключения о том, что новоподобная вспышка V1016 Cyg была обусловлена термоядерной вспышкой в аккрецированной невырожденной оболочке белого карлика.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные, симбиотические новые, фотометрия, спектры, вспышки.
PHOTOMETRIC AND SPECTROSCOPIC EVOLUTION OF THE SYMBIOTIC NOVA V1016 CYGNI AFTER ITS OUTBURST, by V. P. Arkhipova, V. F. Esipov, N. P. Ikonnikova, and G. V. Komissarova. We have constructed the light curves of the symbiotic nova V1016 Cyg for the period 1971—2007 in a homogeneous photometric system close to UBV using our observations with the Zeiss-600 SAI telescope. Based on the observational data obtained with the 125-cm SAI telescope in 2000—2007, we have performed absolute spectrophotometry of the star in the range а3700—9300 A. The derived line intensities are compared with the data of other authors for previous years (1965—1988). The behavior of nebular lines shows the variations in electron density and, probably, electron temperature in the [OIII] emission region caused by a variable stellar wind from the hot component. All the available observations of the star confirm the theoretical conclusion that the nova-like outburst of V1016 Cyg was produced by a thermonuclear flash in the nondegenerate envelope of a white dwarf.
PACS numbers: 97.80.Gm
Key words: stars — variable and peculiar, symbiotic novae, photometry, spectra, outbursts.
ВВЕДЕНИЕ
Симбиотические новые звезды, которых в настоящее время известно менее десятка, по фотометрическому и спектральному развитию вспышек весьма похожи на классические новые, и предполагается, что они имеют один и тот же механизм вспышек — термоядерный взрыв на поверхности белого карлика в результате аккреции на него вещества спутника. Наблюдательные различия между этими типами катаклизмических переменных заключаются в меньших амплитудах вспышки у
Электронный адрес: vera@sai.msu.ru
симбиотических новых, практическом отсутствии в максимуме блеска сильных абсорбционных линий и крайне медленном ослаблении блеска после вспышки.
И те, и другие новые являются двойными, однако классические новые — тесные двойные с орбитальными периодами менее суток, тогда как сим-биотические новые являются очень широкими парами с периодами, по-видимому, превышающими десятки лет. Холодные компоненты в классических новых являются звездами главной последовательности, а в симбиотических новых — проэволюци-онировавшими красными гигантами, достигшими стадии мирид и интенсивно теряющими массу в
виде звездного ветра. Максимальные звездные величины двух типов новых существенно отличаются: абсолютная визуальная величина классических новых Mv в максимуме блеска составляет от —6m до — 10m, симбиотических новых — в среднем около -3m.
Первый широко известный представитель класса симбиотических новых — переменная V1016 Лебедя — испытала новоподобную вспышку в 1963—
1964 гг. с амплитудой около 5m в оптической области спектра. Вспышка была обнаружена в июле
1965 г. Фицжеральдом и др. (1966). До вспышки звезда была известна как эмиссионная с линией Ha и имела в каталоге Меррилла и Беруэлл (1950) название MHa 328-116.
После вспышки звезда детально исследовалась многими авторами в разных диапазонах спектра. Первая фотоэлектрическая фотометрия в лучах UBV, выполненная на обсерватории Кит Пик (Филип, 1968, 1969) в максимуме блеска, показала заметные инструментальные различия звездных величин, связанные с небольшими отклонениями использованных фильтров от стандартных системы Джонсона у звезды с сильными эмиссионными линиями. Это в дальнейшем вызывало затруднения при сравнении фотометрических данных, полученных на разных инструментах.
Первые спектральные наблюдения вблизи максимума блеска в 1965-1968 гг. были опубликованы О'Деллом (1967), Фицжеральдом и др. (1966), Фицжеральдом и Хук (1970).
Заметный инфракрасный избыток в ближней ИК-области спектра был обнаружен у звезды Свингсом и Алленом (1972). Наблюдения Хар-вея (1974) выявили переменность блеска звезды на 1.2, 1.6, 2.2, 3.5, 4.8 и 10 мкм с периодом около 450 дней, характерным для мирид. Таким образом, было обосновано предположение Бо-ярчука (1968) о том, что избыток излучения в ближней ИК-области можно объяснить присутствием M-звезды. Позднее Кенион и Фернандез-Кастро (1987) по глубине полос VO и TiO оценили спектральный класс красного компонента системы V1016 Cyg как >M4. Наблюдения звезды в диапазоне спутника IRAS выявили у звезды наличие холодной пылевой оболочки.
Эволюция эмиссионного спектра в оптике и изменение параметров звезды и оболочки после вспышки исследовались в работах Фицжеральда и Пилаваки (1974), Ахерна (1975), Маммано и Чиат-ти (1975), Чиатти и др. (1978), Блейра и др. (1983), Оливерсен и Андерсона (1983), Ипатова и Юдина (1986), Мунари ( 1988), Руди и др. (1990), Шми-да и Шилда (1990) и других.
В области далекого ультрафиолета по данным спутника IUE-звезда изучалась Нутебаумером и
Шилдом (1981), Фейбельманом (1982а, б), Шми-дом и Шилдом (1990). Мягкий рентген в диапазоне 0.2—2 Кэв был обнаружен в обзоре неба спутником Эйнштейн (Аллен, 1981) и исследован Квоком и Лихи (1984).
В настоящей работе мы приводим результаты наших многолетних фотоэлектрических иБУ наблюдений V1016 Cyg в однородной фотометрической системе за период 1971—2007 гг. и исследуем послевспышечную эволюцию звезды по данным трехцветной фотометрии. Полученные нами средние кривые блеска, на наш взгляд, являются наиболее надежными из всех опубликованных в силу своей исключительной однородности.
Кроме того, в этой же работе даются результаты оптической спектрофотометрии звезды за период 2000—2007 гг., полученные по наблюдениям с 125-см телескопом Крымской лаборатории ГАИШ.
Сравнение измеренных абсолютных потоков в линиях с данными других авторов за предшествующие годы позволило проследить изменение параметров газовой оболочки по мере падения блеска. Особое внимание уделено звездному ветру горячего компонента и его вариациям. Сравнение с теоретическими моделями симбиотических новых позволило определить место V1016 Cyg среди других звезд этого редкого типа.
ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ V1016 ЛЕБЕДЯ ПОСЛЕ ВСПЫШКИ -1971-2007 гг.
Наши фотоэлектрические иБУ-наблюдения звезды проводятся с 1971 г. в Крымской лаборатории ГАИШ при помощи 60-см телескопа Цейсса и автоматизированного фотометра конструкции В.М. Лютого.
Фотометрическая система инструмента очень близка к стандартной системе иБУ Джонсона. Фотометр не термостатирован, поэтому для всех объектов с сильными эмиссионными линиями (новые, звездообразные планетарные туманности и др.) наблюдается зависимость блеска от температуры фотометра, что тщательно учитывается при обработке наблюдений. Пример температурной зависимости блеска в У фильтре у V1016 Лебедя приводится на рис. 1. Наиболее заметно температурный эффект проявляется именно в фильтре У вследствие присутствия в синем крыле фильтра сильных эмиссионных линий ^Ш] и Hв. В полосах и и Б температурный эффект существенно меньше и не учитывался, за исключением небольших поправок (менее 0™03) в полосе и, начиная с 2000 г.
В качестве звезд сравнения — фотометрических стандартов — используются две звезды с известными иВУ-величинами. Их характеристики приведены в табл.1.
Наблюдения проводятся с диафрагмами фотометра диаметром 13" и 27". Все наблюдения приводятся к температуре +10° С. Редукция в стандартную систему Джонсона не производится, так что все наблюдения выполнены в однородной инструментальной системе, весьма близкой к стандартной иВУ для звезд с нормальными спектрами.
В табл. 2 приводятся средние за ночь величины У и показатели цвета В—У, и—В звезды за период наблюдений 2001—2007 гг. Наши наблюдения до 2000 г., выполненные в этой же инструментальной фотометрической системе, были опубликованы ра-нее(Архипова, 1983; Паримуха и др., 2000), однако приведенные в последней работе величины, начиная с 1989 г., следует исправить: В—У уменьшить на 0.07, а и-В на 0.11.
Кривые блеска звезды в полосах У, В, и за весь период наших наблюдений с 1971 г. приводятся на рис. 2. Кроме наших данных, на рис. 2 представлены имеющиеся в литературе иВУ данные до 1971 г., которые мы по возможности редуцировали к нашей фотометрической системе. Вплоть до 1980 г. среднегодовой блеск У оставался постоянным, после чего последовало медленное, со скоростью 0™02 в год, падение блеска. В полосе В падение после максимума происходит со скоростью около 0™03 в год. В полосе и блеск рос до 1980 г., а затем падал со скоростью чуть более 0™02 в год.
Эффект ярких полос в спектре У1016 С;^ довольно значителен, и изменения со временем ин-тенсивностей наиболее сильных линий излучения могут в принципе сказываться на изменениях блеска, особенно в полосах В и У. Однако, как выяснилось из сравнения спектральных данных разных авторов, о чем будет сказано ниже, наиболее сильные линии спектра, за исключением линии На, не испытывали изменений потока, превышающих фактор два, поэтому изменения со временем интен-сивностей линий Нв и [01
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.