УДК 524.338.3
ПАРАМЕТРЫ КОМПОНЕНТОВ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ V1329 Cyg ДО И ПОСЛЕ ВСПЫШКИ
© 2004 г. В. П. Архипова*, Н. П. Иконникова
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва
Поступила в редакцию 21.10.2002 г. После доработки 18.09.2003 г.
Приводятся новые UBV наблюдения симбиотической новой V1329 Cyg. По всем UBV наблюдениям в однородной системе переопределен орбитальный период двойной звезды и найдены блеск и светимости компонентов. Показано, что в визуальной области спектра светимости красного гиганта и горячей звезды до вспышки были почти одинаковыми, а в фотографической области быстрая неправильная переменность звезды была вызвана нестационарностью горячего компонента. Найдено, что амплитуда вспышки горячего компонента (субкарлика) в 1964 г. составила ~2m в лучах V, что типично для обычных симбиотических звезд. Получена оценка светимости в континууме появившегося после вспышки газового компонента, который в лучах V почти на 1m слабее вспыхнувшей горячей звезды. По структуре он представляет собой ионизованный газовый диск, размеры которого сопоставимы с размерами М-гиганта.
Ключевые слова: симбиотические звезды, фотометрия, параметры компонентов, V1329 Cyg.
PRE- AND POST-OUTBURST PARAMETERS FOR THE COMPONENTS OF THE SYMBIOTIC STAR V1329 Cyg, by V. P. Arkhipova and N. P. Ikonnikova. We present new UBV observations of the symbiotic nova V1329 Cyg. Based on all our UBV observations in a uniform system, we redetermined the orbital period of the binary and estimated the magnitudes and luminosities of its components. We show that the pre-outburst visual luminosities of the red giant and the hot star were almost equal and that the rapid irregular photographic variability of the star was caused by the nonstationary behavior of the hot component. The outburst amplitude of the hot component (subdwarf) in 1964 was found to be ~2m in the V band, which is typical of ordinary symbiotic stars. We estimated the continuum luminosity of the gaseous component that appeared after the outburst. In the V band, it was almost 1m fainter than the flared hot star. Structurally, the gaseous component is an ionized gaseous disk comparable in size to an M giant.
Key words: symbiotic stars, photometry, component parameters, V1329 Cyg.
ВВЕДЕНИЕ
Несмотря на многочисленные исследования, симбиотическая звезда с единственной новоподобной вспышкой HBV 475 = V1329 Cyg (а = = 20h51?0, 5 = +35°35/, 2000), начавшейся в 1964 г., до сих пор имеет весьма неопределенные данные о параметрах компонентов двойной системы. Григар и др. (1979), Ииджима и др. (1981) по лучевым скоростям эмиссионных линий в видимой области спектра получили функцию масс системы Ьо^М) = 23М®, что позволяло предполагать наличие компонента с большой массой. По спектрам в ультрафиолетовой области Нусбаумер и др. (1986) получили также Ды(М) = 22М©. Однако,
Электронный адрес: vera@sai.msu.ru
как показали Баратта и Виотти (1990), эмиссионные линии в целом не представляют орбитального движения горячего компонента системы. Икеда и Тамура (2000) по деталям профилей эмиссионных линий На, А4686 HeII и А5007 [OIII] получили новое значение функции масс компонентов /hot(M) = Mc300l sin ¿3/(MCooi + Mhot)2 = 1.2M© и массы 0.65 Mq и 2.1 Mq для горячего и холодного компонентов соответственно. Фекель и др. (2001) из наблюдений спектра красного компонента по лучевым скоростям определили функцию масс /C00i (M) = 0.0481 и массы компонентов 0.75 Mq и 2.2 Mq соответственно. Вероятно, эти последние работы дали наиболее достоверные оценки масс компонентов двойной системы, и мы в дальнейшем использовали эти значения.
Таблица 1. HK-наблюдения V1329 Сyg
Автор ff(red) if(red)
Таранова, Юдин (1986) 7.50 ±0.15 6.93
Аллен, Гласс (1974) 7.43 6.85
Тамура(1983) 7.33 6.83
Кенион(1988) 7.33 6.87
Что касается светимостей компонентов, то для горячей звезды до сих пор не было оценок ее светимости как до, так и после вспышки.
Масса горячего компонента в системе V1329 Cyg находится вблизи верхнего предела масс центральных звезд планетарных туманностей. Его светимость представляет определенный интерес с точки зрения теории эволюции звезд в поздних стадиях.
Мы решили использовать наши многолетние фотометрические наблюдения для оценки блеска и светимостей компонентов системы V1329 Cyg до и после вспышки звезды. Особое внимание было при этом уделено газовому и горячему компонентам системы.
ХОЛОДНЫЙ КОМПОНЕНТ В ДВОЙНОЙ
СИСТЕМЕ V1329 Cyg И СВЕТИМОСТЬ ГОРЯЧЕГО КОМПОНЕНТА ДО ВСПЫШКИ
До вспышки в системе V1329 Cyg наблюдалось несколько затмений. Согласно многочисленным фотографическим наблюдениям звезды с 1891 до 1965 г., фазовая кривая блеска была алголеподоб-ной (Стинон и др., 1974; Григар и др. 1979; Мунари и др. 1988; Архипова, Мандель, 1991). Орбитальный период по оценкам разных авторов составлял 950—960 сут. Между затмениями средний блеск был mpg = 15т с очень большими флуктуация-ми, а в минимуме звезда ослабевала до >17т. Флуктуации блеска вне затмений были обусловлены нестационарностью горячего компонента, так что до вспышки он был неправильной переменной звездой с амплитудой изменения блеска до 2т в фотографической области спектра.
ИК-наблюдения V1329 Cyg в 1НК-диапазоне позволили оценить блеск и показатели цвета холодного компонента. В полосе 1 данные различных авторов показывают сильный разброс, и причина этого нам неясна. Красный компонент, скорее всего, является постоянной звездой, а расхождение оценок . блеска может быть связано с инструментальными эффектами.
В полосах Н и К расхождение оценок разных авторов существенно меньше. В табл. 1 приведены
величины H и K разных авторов. Мы приняли H(cool) = 7m40 ± 0.1, K(cool) = 6m87 ± 0.03, H -
- K = 0.53.
Спектральный класс холодного компонента оценен в работе Руди и др. (1999) как М5.5ПГ Согласно работам Нусбаумера и Шмутца (1983), Мюллера и др. (1986) среднее значение избытка цвета V1329 Cyg составляет E(B-V) = 0.53, A(V) = 3.1E(B-V) = 1.64. Принимая закон межзвездного поглощения в области АЛ 6600 A— 5 мкм в виде (Л) гс Л"1-85 (Ландини и др., 1984), получаем A(H)=0.34, A(K)= 0.19, E(V-H)= 1.30, E(V -
- K)= 1.45. Отсюда находим V-величину М-компонента: учитывая, что у M5.5III согласно Страйжису (1977) (V-H)о = 6.39, V-H = 7.69, V (cool) = 15m09. По K-величине аналогично вычисленная оценка составляет V(cool) = 15m02.
Таким образом, красный гигант в системе V1329 Cyg имеет V(cool) = 15m05, а в фотографических лучах его mpg(cool) = 17m 1, что хорошо согласуется с имеющимися данными во время затмений. До вспышки фотографический блеск системы в основном определялся горячим компонентом.
Если расстояние до V1329 Cyg принять в соответствии со светимостью гиганта М5.5Ш Mv = = 0m0, то оно составит d = 4800 пк, что вполне согласуется с оценкой Руди и др. (1999) d = 5500 пк, полученной по J-величине. Тогда можно оценить и средний блеск горячего компонента до вспышки, если использовать фазовую кривую системы вне затмений. В фотографических лучах средний блеск горячей звезды составлял mpg(hot) = 15m 15. В предположении, что до вспышки горячий компонент, как у других симбиотических новых, имел температуру T(hot) > 20 000 К, его V-величина оказывается равной V(hot) w 14m9. На расстоянии 4800 пк средняя абсолютная визуальная величина горячей звезды до вспышки составляла Mv (hot) w w -0m 1. Это еще далеко не белый карлик, по светимости он относится к горячим субкарликам.
Большая полуось орбиты V1329 Cyg при периоде P = 2.64 года составляет а = 2.35, a.e. = = 503Rq .
Принимая для М5.5Ш эффективную температуру T(cool) = 3500 K, AMbol = -3.0 (Флау-эр, 1996), находим Mbol(cool) = -3m 1, (lg L/LQ = = 3.12) и радиус гиганта R(cool) = 100R©. Холодный компонент не заполняет полости Роша, которая равна 140 RQ при его массе 2.1 MQ, и перенос вещества с него на субкарлик происходит посредством звездного ветра.
СВЕТИМОСТИ КОМПОНЕНТОВ V1329 Cyg Таблица 2. иБУ-наблюдения У1329 Cyg в 1998-ПОСЛЕ ВСПЫШКИ 2002 гг.
Наши многолетние иБУ-наблюдения V1329 Cyg позволили изучить вариации блеска звезды после вспышки 1964 г., а также изменение фазовых кривых блеска (Архипова, Мандель, 1973; Архипова, 1977; Архипова, Белякина, 1984; Архипова, Иконникова, 1989; Хохол и др., 1999). В табл. 2 приводятся новые наблюдения звезды, полученные в 1998-2002 гг. в той же фотометрической системе, как и раньше. Нами было получено 44 оценки блеска V1329 Cyg с помощью иБУ-фотометра 60-см рефлектора Крымской станции ГАИШ. Точность наблюдений составила <0п?02 в Б- и У-лучах, <0^03 в и-лучах. Поиск орбитального периода по нашим фотометрическим наблюдениям производился неоднократно (Григар и др., 1979; Шилд, Шмид, 1997; Хохол и др., 1999). С учетом новых наблюдений мы переопределили фотометрические элементы системы. После 1973 г. у звезды наблюдался небольшой тренд снижения среднего блеска во всех полосах иБУ, который был снят при поиске периода и построении фазовых кривых. По всем нашим наблюдениям (Ы = = 343) в Б-лучах были получены фотометрические элементы:
ЛЭ(шт) = 2442005.4 + 954.5(±7.4)£.
Характерно изменение формы фазовых кривых после вспышки. В лучах У и Б кривые стали почти синусоидальными, в полосе и фазовая кривая куполообразна (рис. 1), показывая значительную продолжительность затмения, когда М-компонент впереди. Это означает, что в системе двойной звезды появился компонент, сравнимый (или даже больше) с размерами красного гиганта. Наиболее вероятно образование ионизованного газового диска, окружающего горячий компонент. В нем формируется не только непрерывный спектр, но и эмиссионные линии. Диск, скорее всего, был создан в результате длительной акреции звездного ветра М-гиганта на горячую звезду.
О структуре диска можно судить по фазовым кривым показателей цвета (рис. 2), которые в данной работе существенно уточнены в сравнении с предыдущей нашей работой (Архипова, Иконникова, 1989). Как было обнаружено нами ранее и подтверждено здесь, оба показателя цвета (Б—У) и (и—Б) имеют два довольно узких максимума на фазах 0.8 и 0.2, существенно уменьшаются на фаз
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.