УДК 524.334+524.336+524. ,3,38.2
ИК-ФОТОМЕТРИЯ И МОДЕЛИ ПЫЛЕВЫХ ОБОЛОЧЕК ДВУХ УГЛЕРОДНЫХ ЗВЕЗД
© 2012 г. М. Б. Богданов1, О. Г. Таранова2*
1 Государственный университет им. Н.Г. Чернышевского, Саратов, Россия
2Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 21.03.2011 г.; принята в печать 17.08.2011 г.
Приведены результаты JHKLM-фотометрии углеродных звезд ST And и T Lyn, полученные в 2000—2010 гг. Наряду с изменениями блеска, вызванного пульсациями, наблюдаются изменения с характерным временем около 2000—3000 сут. Сводные кривые блеска неплохо представляются элементами, найденными по визуальным наблюдениям, однако имеет место запаздывание максимумов относительно предвычисленного значения. Анализ показателей цвета свидетельствует о том, что пылевая оболочка ST And достаточно слаба и проявляла себя только эпизодически, в то время как у T Lyn присутствие горячей пыли регистрировалось постоянно. Это подтверждают результаты расчетов моделей сферически-симметричных пылевых оболочек звезд, построенных по данным о средних потоках, дополненных наблюдениями спутников IRAS и AKARI в среднем ИК-диапазоне. Оптическая толщина в видимом диапазоне сравнительно холодной пылевой оболочки ST And с температурой пыли на внутренней границе T1 = 510 К очень мала: tv = 0.047. Пылевая оболочка T Lyn существенно горячее (T1 = 940 К), и она имеет tv = 0.95. Оценка темпа потери массы для ST And составляет 1.8 х 10-7М0/год, а для T Lyn - 3.7 х 10-7М0/год.
1. ВВЕДЕНИЕ
Переменность блеска углеродных звезд ST And (= IRAS 23362+3529) и T Lyn (= IRAS 08195+ +3340) достаточно подробно исследовалась в видимом диапазоне, главным образом по наблюдениям AAVSO. В ОКПЗ [1] ST And классифицируется как полуправильная переменная SRA с циклом изменения блеска 326.6 сут, а T Lyn — как углеродная мирида с периодом 406 сут. С использованием методики анализа кумулятивных погрешностей было показано, что отклонения максимумов и минимумов блеска ST And от среднего цикла 332.0 сут носят случайный характер [2], хотя результаты более поздних исследований говорят о возможном присутствии в изменении блеска этой звезды двух периодов — 338 ± 2 и 181 ± 1 сут [3]. Для среднего значения периода T Lyn в работе [4] получена величина 410.63 ± 1.15 сут и обнаружено медленное уменьшение периода со временем.
Оценки потоков в ИК-диапазоне для этих звезд ранее имели только эпизодический характер. В работе Бержо и Лунела [5] для ST And по двум оценкам блеска звезды в фильтрах IJHKL обнаружена переменность в пределах 0.10m—0.13т, а для T Lyn имелась только одна оценка блеска.
E-mail: taranova@sai.msu.ru
Первые ряды JHKLM-фотометрии этих углеродных звезд были получены в 2000—2003 гг. Тара-новой и Шенавриным [6]. Ими же получены оценки эффективных температур звезд и оптической толщины околозвездных оболочек. В последующие годы фотометрия этих звезд была продолжена. Данные наблюдений по 2008 г. представлены в каталоге Шенаврина и др. [7].
Для углеродных звезд характерно наличие пылевых оболочек. Исследование этих оболочек и оценки темпа потери массы предпринимались многими авторами. Ссылки на результаты этих исследований и данные для 357 объектов приведены в работе [8]. Однако для ST And и T Lyn модели пылевых оболочек ранее не рассчитывались.
Целью настоящей работы является анализ изменения блеска и показателей цвета звезд в ближнем ИК-диапазоне на интервале времени около десяти лет, расчет моделей пылевых оболочек ST And и T Lyn, а также оценка характеристик звездного ветра.
2. РЕЗУЛЬТАТЫ ИК-ФОТОМЕТРИИ
Фотометрия углеродных звезд ST And и T Lyn в фильтрах JHKLM проводилась на 1.25-м телескопе Крымской лаборатории ГАИШ при помощи фотометра с фотовольтаическим приемником
2000
STAnd 2002 2004
2006
4.8
5.6-
1.3
J-H
Г *
• • •
0.9-
cö Н
(D «
<D й
S"
о
с 3.2t w
о
4.0-0.4-
-0.8-
•v Л
V
52000
к
У .......•................
ч
M
Ф
V Л*- ......
* .....*........ €#
L-M
• • V v #
v........•.............#
S •
_I_I_
53000 54000
JD 2400000+
Рис. 1. Изменения блеска в фильтрах JKM и показателей цвета J—H и L—M углеродной звезды ST And. Штриховыми линиями показаны параболические тренды.
из антимонида индия (InSb), охлаждаемого жидким азотом. Фотометр установлен в кассегренов-ском фокусе телескопа. Диаметр входной диафрагмы ~ 12". Фотометрическими стандартами служили звезды BS 8860 (для ST And) и BS 3474 (для T Lyn), звездные величины которых брались из каталога Джонсона и др. [9]. Погрешности наблюдений не превышали 0.02m во всех фильтрах.
Результаты ИК-фотометрии представлены на рис. 1 (ST And) и рис. 2 (T Lyn) в виде кривых изменений блеска в фильтрах JKM и показателей цвета J—H и L—M. По оси абсцисс отложены юлианские даты, по оси ординат — звездные величины. Штриховыми линиями на рис. 1 и 2 нанесены параболические тренды, параметры которых оценивались методом наименьших квадратов. На рис. 3 (ST And) и рис. 4 (T Lyn) приведены сводные кривые блеска в фильтрах J и M, а также показателей цвета J—H и L—M, построенные с элемен-
тами ОКПЗ [1]: Max JD = 2438976 + 326.6E для ST And и Max JD = 2443200 + 406E для T Lyn. Горизонтальными штриховыми линиями на рисунках показаны средние значения, а стрелками отмечены максимумы блеска.
В табл. 1 для ST And и T Lyn приведены средние значения звездных величин в фильтрах JHKLM и потоков F(Л), усредненные за все время наблюдений, а также их стандартные отклонения am и aF, число усредненных значений N и эффективная длина волны пропускания фильтра Л. Все JHKLM-величины исправлены за межзвездное поглощение со значениями избытков цвета E (B-V) = 0.14 для STAnd [10] и E (B-V) = 0.04 для T Lyn [11].
Анализ рис. 1-4 позволяет сделать следующие выводы об изменениях блеска и показателей цвета исследуемых звезд в ближнем ИК-диапазоне.
ИК-ФОТОМЕТРИЯ
151
4.6 5.4 6.2 1.4
4
(D «
я 1 0
СО
ей Н
(D «
^ 2.8 s
5
¡3.6
w о с
53 2.0
ч
2.8 0.2
-0.2
T Lyn
2002 2004 2006 2008 2010
1 1 J 1 1
• • $ % ♦ • • 0 • • • • ^ • _
* '% X • • • • • •9 ф V -
J-H
• •
• * Г с • • ♦ • % • ♦
••• < • • • • ! vv-
K •
* s •г • • -
-V..... • •
• _ % • $ • ♦
• •
M
_ ♦ Ф % • • -
ф \ •
ф • •V •
< % • • • t V" ••
L-M
• Ф • • • ~ % % • • А
/ «
1 • г • • 1 1 1 •
_I_I_I_I_
52000 53000 54000 55000 JD2400000+
Рис. 2. То же, что на рис. 1, для T Lyn.
ST And. Переменная наблюдалась около 9 лет (2000—2008 гг.). Амплитуда колебаний блеска в фильтре J составляла 0.8m—0.9m, а в фильтре M не превышала 0.4m (рис. 1). В изменениях блеска и показателей цвета присутствует долговременная составляющая с характерным временем не менее 2500 дней и минимумом блеска в 2003—2005 гг. В эти же годы наблюдались максимумы значений показателей цвета, т.е. звезда становилась холоднее. Значение показателя цвета J—H в 2000 г. и в 2008 г. составляло около 1m, что соответствовало цветовой температуре Tc « 2000-2200 К, а в 20032005 гг. было J-H « 1.2m и Тс « 1800 К. Падение температуры от 2100 К до 1800 К должно приводить к уменьшению блеска в фильтре J примерно на 1m, в то время как его среднее наблюдаемое падение составляло около 0.5m. Это может говорить о том, что уменьшение температуры звезды происходило с одновременным увеличением ее радиуса на 20-25% .
В значениях показателя цвета L-M в 20032005 гг. возможно наблюдался минимум. Этот показатель цвета для нормальных и углеродных звезд слабо зависит от температуры звезды. Для углеродных звезд без пылевых оболочек L-M < < —0.4m. Значения L-M > -0.4m указывают на возможное существование околозвездной пылевой оболочки [12]. Таким образом, можно заключить, что в первые и последние годы наблюдений у ST And, возможно, существовала пылевая оболочка.
Как видно из рис. 3, сводные кривые блеска в ИК-диапазоне неплохо представляются элементами, найденными по визуальным наблюдениям, однако наблюдается запаздывание ИК-максимумов относительно предвычисленного значения. В анализируемом диапазоне 1.25-5 мкм величина запаздывания растет с ростом длины волны. Максимумы блеска в фильтрах J и M наступали при фазах 0.17 (^55 сут) и 0.25 (^82 сут), соответственно. В
БОГДАНОВ, ТАРАНОВА STAnd
4.8 5.2 5.6
<D «
«
СО
н
<D «
Ч
CD Н
л
¡3.4
О
с
о
>^3 3.8 -0.4
-0.
•
J
.....».. ♦
J-H
\ *
M
>9 .
L-M
% •
% •
0.5 1.0
Фаза
1.5
Рис. 3. Сводные кривые блеска в фильтрах J и M и показатели цвета J—H и L—M ST And. Штриховыми линиями показаны средние значения. Стрелками отмечены максимумы блеска.
0
минимуме блеска показатель цвета J—H близок к своему максимальному значению, и звезда становится холоднее. На рис. 3 хорошо видно, что изменения показателей цвета J—H и L—M происходят в противофазе. Эта особенность также может быть связана с влиянием пылевой оболочки звезды.
T Lyn. Звезда наблюдалась около 11 лет (2000—2010 гг.). Амплитуда колебаний блеска в фильтре J составляла около 1m, а в фильтре M — приблизительно 0.5m (рис. 2). В изменениях блеска и показателей цвета, возможно, присутствует долговременная составляющая с характерным временем 2000—3000 сут, минимумом блеска вблизи 2005 г. и амплитудой в фильтре J около 0.3m. В среднем блеск звезды увеличивался с уменьшением показателя цвета J—H, отражающим рост ее цветовой температуры. На рис. 2 наблюдается монотонное увеличение показателя цвета L—M с
2000 по 2010 гг. Его значения всегда превышали характерную величину —0.4m, что указывает на постоянное присутствие пылевой оболочки T Lyn.
На рис. 3 видно, что сводные кривые блеска в ИК-диапазоне согласуются с элементами, найденными по визуальным наблюдениям T Lyn, однако максимумы блеска сдвинуты по фазе относительно предвычисленного значения приблизительно на 0.2 («81 сут) во всех фильтрах.
3. РАСЧЕТ МОДЕЛЕЙ ПЫЛЕВЫХ ОБОЛОЧЕК И ОПРЕДЕЛЕНИЕ ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗДНОГО ВЕТРА
Мы рассчитали модели сферически-симметричных пылевых оболочек звезд, используя средние значения потоков в фильтрах JHKLM (табл. 1), дополненные наблюдениями сп
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.