АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 1, с. 60-72
УДК 524.335.2-357
ФОТОПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКАЯ АКТИВНОСТЬ И ОКОЛОЗВЕЗДНОЕ ОКРУЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ ТИПА Т ТЕЛЬЦА CO ORI
© 2007 г. А. Н. Ростопчина1, В. П. Гринин1-2-3, Д. Н. Шаховской1, А. А. Ломач1, Н. Х. Миникулов4
1 Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, Крым, Украина 2Главная астрономическая обсерватория, Пулково, С.-Петербург, Россия
3Астрономический институт им. В.В. Соболева С.-Петербургского государственного университета,
С.-Петербург, Россия
4Астрофизический институт, Душанбе, Таджикистан Поступила в редакцию 15.05.2006 г.; после доработки 07.07.2006 г.
Представлены результаты синхронных ¿ЖУ^/-фотометрических и поляриметрических наблюдений классической звезды типа Т Тельца CO Ori, выполнявшихся в Крымской астрофизической обсерватории в течение 18 лет с 1986 по 2004 гг. Показано, что изменения линейной поляризации при изменениях блеска звезды происходят по закону, характерному для звезд типа UX Ori. Это свидетельствует о том, что главной причиной изменений блеска звезды являются изменения околозвездной экстинкции, обусловленные неоднородной структурой околозвездного окружения и "оптимальной" ориентацией околозвездного газо-пылевого диска относительно наблюдателя, при которой луч зрения проходит сквозь газопылевую атмосферу диска. Определена собственная поляризация звезды, обусловленная рассеянием излучения в околозвездном диске. Ее позиционный угол указывает положение оси симметрии диска в картинной плоскости. Анализ исторической кривой блеска СО Ori подтверждает существование заподозренного авторами ранее многолетнего цикла фотометрической активности звезды. Уточненное значение периода этого цикла равно 12.4 года. Существование подобных циклов активности звезд типа UX Ori свидетельствует о значительных отклонениях околозвездных дисков от аксиальной симметрии, которые могут быть проявлением либо двойственности звезд, либо начавшегося процесса образования планет.
PACS numbers: 97.21.+a, 97.10.Fy, 95.75.De, 95.75.Hi
1. ВВЕДЕНИЕ
Данная статья является продолжением серии работ по изучению фотополяриметрической активности молодых неправильных переменных звезд, прототипом которых является звезда их Оп. Важными наблюдательными свойствами звезд этого типа являются: (а) большая по амплитуде фотометрическая активность, (б) антикорреляция между блеском и линейной поляризацией, (в) неоднозначное поведение показателей цвета на диаграммах цвет—величина (так называемый эффект "поголубения"), наблюдаемое во время самых глубоких ослаблений блеска. Синхронные наблюдения линейной поляризации и блеска показывают, что в такие моменты звезда становит высокопо-ляризованным объектом: ее линейная поляризация достигает 5—10%. В наших предыдущих статьях (см. обзоры [1—3] и цитированную в них литературу) было показано, что перечисленные выше наблюдательные свойства обусловлены затмениями
звезд околозвездными газо-пылевыми облаками и являются следствием "оптимальной" ориентации околозвездных дисков, наклоненных под небольшим углом к лучу зрения. При такой ориентации излучение звезды проходит по пути к наблюдателю сквозь неоднородную атмосферу диска и все изменения лучевой плотности пыли, вызванные движением околозвездного вещества, отражаются на уровне ее блеска. Благодаря этому фотополяриметрический мониторинг звезд типа их Оп дает ценную информацию о тонкой структуре околозвездных дисков молодых звезд и динамических процессах, протекающих в их окрестностях. Большой интерес представляют также наблюдения во время глубоких минимумов, когда основным источником наблюдаемого излучения становится рассеянное излучение околозвездного диска [4]. На основе таких наблюдений удается определить собственную поляризацию звезд, оценить оптические характеристики околозвездной пыли, а также
определить (по позиционному углу собственной поляризации звезды) ориентацию околозвездного диска в картинной плоскости [1,5, 6].
Следует отметить, что подавляющее большинство звезд, входящих в подкласс звезд типа UX Ori, — это молодые звезды промежуточных масс типа Ае Хербига [2]. К настоящему времени известно лишь несколько звезд типа Т Тельца, которые демонстрируют свойства, характерные для звезд типа UX Ori. В основном, это — объекты, промежуточные по эффективной температуре между звездами Ае Хербига и Т Тельца, такие как BM And [7], RY Tau [8] и RY Ori [9]. Объясняется это тем, что у более холодных звезд типа Т Тельца усиливается влияние альтернативного механизма фотометрической активности, обусловленного нестационарными аккреционными пятнами на их поверхности. По этой причине поиск переменных типа UX Ori среди звезд типа Т Тельца представляет собой довольно трудоемкую задачу, требующую больших затрат наблюдательного времени.
Ниже мы приводим результаты многолетних синхронных фотометрических и поляриметрических наблюдений молодой неправильной переменной CO Ori. Они показывают, что эта звезда, известная в литературе как классическая звезда типа Т Тельца [ 10], имеет все признаки, характерные для переменных типа UX Ori.
2. ОСНОВНЫЕ СВЕДЕНИЯ О CO ORI
В каталоге Хербига и Белл [10] спектральный тип CO Ori определен как F8:eV. Коэн и Кухи [11] определили спектральный тип звезды как G5. Оценка Мора и др. [12] близка к оценке Хербига и дает спектральный класс F7. Последняя по времени оценка Калвет и др. [13] дает GO. Заметим, что это единственная оценка спектрального типа СО Оп, сделанная при фотометрической поддержке спектральных наблюдений, которая показала, что в ту ночь звезда находилась в ослабленном состоянии (V = 11.56). Согласно "Общему каталогу переменных звезд" [14] блеск CO Ori меняется в довольно значительных пределах — от mpg = = 10.3 до mpg = 13.8. Этим, по-видимому, вызвана неопределенность в оценках ее спектрального типа, поскольку в моменты спектральных наблюдений звезда могла находиться в разных состояниях блеска.
В спектре CO Ori присутствуют эмиссионные линии бальмеровской серии, а также линии металлов, характерные для звезд типа Т Тельца [15, 16]. В большинстве случаев спектральные наблюдения выполнялись без фотометрической поддержки. Хольцман и др. [17] методами узкополосной фотометрии установили, что эквивалентная ширина линии Ha в спектре CO Ori увеличивается по мере
lg i^Fx), эрг/см2 с -8
-9
-10
Рис. 1. Распределение энергии в спектре CO Ori. Ж — UBVRI-наблюдения по данным настоящей статьи, • — наблюдения [20, 22], ▼ — данные IRAS [25].
ослабления блеска звезды. Этот результат был интерпретирован авторами указанной выше статьи в пользу весьма популярной в середине 80-х годов модели поверхностной магнитной активности.
По оценкам [13, 15] CO Ori довольно интенсивно аккрецирует околозвездное вещество (порядка 10"7 М0/год). Тем не менее, в ее спектре не наблюдается вуалирование спектральных линий, характерное для многих классических звезд типа Т Тельца. В этом отношении эта звезда, несомненно, ближе к звездам АеВе Хербига, у которых также не обнаружено вуалирования [18]. Согласно [15], CO Ori имеет довольно большую (для звезд типа Т Тельца) скорость вращения: V sin i = 48 км/с.
По данным Хербига (см. примечание в [10]) у звезды имеется слабый компаньон на расстоянии около 1" в направлении 280°, видимый в моменты ослабленного блеска звезды. По последним данным [19] расстояние между компонентами равно 1.9", позиционный угол слабого компаньона равен 273°. Он также является звездой типа Т Тельца. При этом его вклад в общий блеск системы в видимой области спектра не превышает 10% (B. Rodgers, частное сообщение).
CO Ori имеет большой инфракрасный (ИК) избыток излучения [20—25], обусловленный околозвездной пылью, в том числе в далекой ИК-области спектра [24, 25]. На рис. 1 приведено распределение энергии в спектре звезды, построенное для ярчайшего состояния по нашим UBVRI-наблюдениям и ИК-наблюдениям из [20, 22, 25]. Отношение инфракрасной светимости к светимости звезды составляет около 50% для спектраль-
lg X (мкм)
I (394)
+
R (557)
+
-Ь-
B (637)
+
V (641)
U (430)
Ш
10
11
12
13
14
m
Рис. 2. Нормированные гистограммы фотометрической активности СО Оп в иВУЩ!-полосах, построенные по нашим данным и наблюдениям из базы данных Хербста и др. [31]. В скобках указано общее число точек, использованное для построения гистограммы по каждой из полос. Одна точка соответствует одной ночи.
ного класса G5 и около 40% для спектрального класса G0.
Ранние наблюдения линейной поляризации СО Оп, выполненные Бастиеном [26, 27] и Ми-нардом и Бастиеном [28], показали, что поляризация звезды переменна. Эти наблюдения, однако, не сопровождались одновременной фотометрией звезды. Винк и др. [29] проводили На спек-трополяриметрию переменной, которая также не сопровождалась фотометрическими измерениями. Несколько лет назад Оудмайер и др. [8] опубликовали результаты короткой (продолжительностью около недели) серии одновременных наблюдений линейной поляризации и блеска большой группы молодых переменных звезд, среди которых была
и СО Оп. Они не нашли у нее какой-либо четкой зависимости между поляризацией и блеском.
3. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения СО Оп выполнялись с помощью пятиполосного ^БУЛ/-фотометра-поляриметра конструкции Пииролы [30], установленного на телескопе АЗТ-11 (1.25 м) Крымской астрофизической обсерватории. Данный фотометр-поляриметр позволяет проводить одновременно синхронные фотометрические и поляризационные наблюдения в пяти полосах, близких к иВУЩ-полосам системы Джонсона. Фотометрические наблюдения редуцированы в стандартную систему Джонсона. В качестве звезды сравнения использовалась звезда ВD+11810. Наблюдения выполнялись, как правило, с использованием диафрагмы диаметром 10", а в ночи с плохими изображениями использовалась 15"-диафрагма. Средняя ошибка фотометрических измерений составляет 0.03т в показателе цвета и—В и 0.01т в полосе V ив остальных показателях цвета. Поскольку у СО Оп не обнаружено быстрой переменности на временном масштабе порядка часа, полученные в течение каждого сеанса наблюдений данные усреднялись. В зависимости от состояния блеска звезды каждую но
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.