УДК 524.33-86
ПОИСК И ИССЛЕДОВАНИЯ ГОРЯЧИХ ОКОЛОЗВЕЗДНЫХ
ПЫЛЕВЫХ ОБОЛОЧЕК
© 2011 г. В. И. Шенаврин, О. Г. Таранова, А. Э. Наджип
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 15.06.2010 г.; после доработки 01.07.2010 г.
Представлены данные многолетней (1984—2008 гг.) JHKLM-фотометрии 254 астрофизических объектов. Наблюдения проводились в стандартной JHKLM-фотометрической системе по разработанной авторами методике при помощи современного ИК-фотометра, который был создан и изготовлен в ГАИШ МГУ. Программа исследований включала в себя поиск и исследования относительно горячих пылевых околозвездных оболочек. Приведены наиболее значимые результаты, полученные на основе этих наблюдений, из которых можно отметить следующие. У целого ряда объектов впервые были обнаружены относительно горячие пылевые оболочки: например, у RCB-звезды UV Cas, у серпентиды RX Cas, у нескольких классических симбиотически звезд и т.д. Рассчитана модель пылевой оболочки FG Sge, которая образовалась вокруг звезды в результате нескольких последовательных циклов конденсации пыли начиная с осени 1992 г. Для симбиотических систем (CH Cyg, V1016 Cyg, HM Sge и т.д.) были прослежены несколько эпизодов конденсации пылинок в их оболочках и роль горячего компонента в формировании пылевых оболочек. По изменениям ИК-блеска установлено, что холодным компонентом у симбиотических новых V1016 Cyg и HM Sge и, возможно, CH Cyg является мирида. Определенно установлена двойственность V1016 Cyg и HM Sge. Исследована природа переменности целого ряда объектов, в том числе звездных компонентов тесных двойных систем, нескольких десятков мирид и полуправильных переменных. Определенно установлена эллипсоидальность компонентов в системе RX Cas (прототип звезд типа W Ser) и эллипсоидальность холодного компонента в симбиотических системах CI Cyg и BF Cyg. Впервые в ИК-области спектра получена подробная кривая блеска затменной системы V444 Cyg (WN5+O6). Определена зависимость получаемых параметров атмосферы звезды WN5 от длины волны исследуемого излучения. Изучены кривые блеска в ИК-области спектра нескольких новых звезд и показано, что в переходный периоду новых Лебедя 1992, Орла 1993, Орла 1995 произошла конденсация пылевых оболочек. На протяжении длительного периода получена и проанализирована ИК-кривая блеска звезды R CrB. На протяжении 4 лет проводились ИК-наблюдения новоподобной звезды V4334 Sgr. Показано, что за это время звезда прошла четыре стадии при ее движении по постасимптотическому эволюционному треку в попятном направлении. Получены оценки болометрического потока, оптической толщины пылевой оболочки, определены ее строение и масса пылевого слоя. На протяжении 14 лет исследована переменность в ИК-диапазоне симбиотической звезды V407 Cyg. Показано, что ее холодный компонент является миридой с периодом 745 сут. Пульсации и тренд связаны с изменением светимости и температуры мириды, а также оптической толщи пылевой оболочки. Определены размеры пылинок и скорость потери массы миридой. Получены 23-летние JHKL-кривые блеска сейфертовской галактики NGC 4151. Инфракрасный блеск галактики возрастал с 1985 по 1996 гг. (~0.9т на длине волны 1.25 мкм, ~1m на 1.65 мкм, ~1.1m на 2.2 мкм и ~1.3m на 3.5 мкм) при одновременном ее покраснении. В 1998 г. "холодный" переменный источник NGC 4151 все еще находился в активном состоянии, хотя его светимость уменьшилась примерно на 15%—20%. Если "холодным" компонентом переменного источника галактики является пылевая оболочка, нагреваемая центральным "горячим" источником, то она должна быть оптически тонкой для излучения этого источника: ее средняя оптическая толщина заключена в пределах 0.05—0.15. В период активности ядра галактики в 1995—1998 гг. на расстоянии нескольких парсек от него в результате нагрева вещества в ближнем ИК-диапазоне наблюдалось свечение пылевых частиц при температуре 600—800 К; масса светящейся пыли составляла 5—20 Mq. В 1994—2003 гг. наблюдалась тенденция к поголубению NGC 4151 в диапазоне 1.25—1.65 мкм с одновременным покраснением в диапазоне 2.2—3.5 мкм. Начиная с осени 2000 г. галактика стала выходить из минимума, который в ИК-диапазоне продолжался с марта 2000 г. по апрель 2001 г., и в этот же период времени наблюдалась вспышка ядра галактики, которая была детально прослежена
в ИК-диапазоне. Подтверждена ИК-переменность сейфертовской галактики NGC 1068. Ядро галактики NGC 1068 является переменным, и оно может находиться на разных стадиях активности. Переменное излучение галактики NGC 1068 ассоциируется со сложным структурированным источником. В колебаниях J-блеска кислородной мириды V2108 Oph обнаружена периодическая составляющая. Показано, что звезда погружена в достаточно плотную пылевую оболочку, и рассчитана модель пылевой оболочки. Впервые рассчитана (аксиально-симметричная) модель пылевой оболочки углеродной полуправильной переменной RW LMi с распределением плотности, характерным для стадии формирования "сверхветра". Данная модель оболочки позволяет представить наблюдаемые потоки во всем доступном диапазоне спектра, и согласие с наблюдательными данными является достаточно хорошим. Найдено, что 3 горячих сверхгиганта — V482 Cas, QZ Sge и HD 338926 — возможно являются переменными в ИК-диапазоне. Многолетняя фотометрия 8 планетарных туманностей в ближнем ИК-диапазоне (1.25—5 мкм) позволила достаточно надежно установить переменность ИК-блеска и цвета исследуемых туманностей на шкале времени от нескольких десятков дней и до 6— 8 лет. Проведен анализ многолетней /K-фотометрии рентгеновской двойной Cyg X-1 (V1357 Cyg). В 1984—2007 гг. в изменениях /K-блеска CygX-1 отмечена периодичность с характерным временем ~11.5 лет, которая может быть обусловлена периодическими (P ~11.5 лет) изменениями температуры, радиуса и светимости оптического компонента двойной. Проанализированы 14-летние ИК-кривые блеска 5 звезд типа RV Tau (R Sge, RV Tau, AC Her, V Vul и R Sct) и желтого сверхгиганта V1027 Cyg — кандидата в протопланетарные туманности. Для V1027 Cyg рассчитана модель сферически-симметричной пылевой оболочки.
1. ВВЕДЕНИЕ
С начала 80-х гг. прошлого столетия в ГАИШ МГУ по программе поиска и исследований относительно горячих пылевых околозвездных оболочек начались наблюдения астрофизических объектов в ближней ИК-области спектра (1.25—5 мкм).
Пылевые околозвездные оболочки привлекли к себе внимание астрономов в начале XX в. вместе с осознанием того факта, что между звездами присутствует значительное количество вещества в виде газовых и пылевых частиц. Трюмплер [1] первый связал наблюдаемые избытки цвета звезд с межзвездным поглощением света. Основным резервуаром, из которого черпается межзвездное вещество, является газопылевая составляющая галактических и внегалактических объектов и, в частности, пылевые околозвездные оболочки, которые являются существенными компонентами межзвездной среды.
В 60-е гг. в теоретических и экспериментальных работах, связанных с вопросом о возникновении ядер конденсации пылевых межзвездных частиц, разрабатывались модели, которые предполагали образование ядер конденсации и самих пылевых частиц в атмосферах холодных звезд с последующим выбросом их в межзвездное пространство под действием светового давления. Начало основным работам в этом направлении было положено Хойлом и Викрамасингом [2], которые рассмотрели вопрос об образовании графитовых частиц достаточно большого размера (~10_5 см) и в достаточном количестве, чтобы можно было объяснить все межзвездное поглощение. Камийо [3] показал теоретическую возможность образования жидких (или твердых) SiO2-частиц (~10_7 см) в оболочках, окружающих долгопериодические переменные
класса М. Процессы первичной конденсации вокруг М-звезд были рассмотрены также в работе Гайла и Селдмайера [4], в которой авторы детализировали проблему и показали, что первичная конденсация происходит при температуре газа ^800 K для поздних М-звезд и ^600 K для ранних М-звезд с хромосферой. Начальным конденсатом в этих звездах является SiO2.
Основными физическими процессами, приводящими к формированию частиц в звездных атмосферах и околозвездных газовых оболочках, являются:
— образование ядер частиц либо непосредственно при образовании молекул, либо путем конденсации на уже имеющихся ионах или молекулах;
— последующая конденсация на этих ядрах вследствие высокого парциального давления, превышающего давление насыщенного пара;
— выталкивание образовавшихся частиц световым давлением в межзвездное пространство.
Эти условия выполняются в N и М-гигантах. Отмеченные процессы либо ведут к образованию малых частиц, служащих потом ядрами конденсации в межзвездном пространстве, либо непосредственно производят достаточное количество частиц такого размера, что они сами по себе способны играть существенную роль в оптических свойствах межзвездного пространства. Возможность того, что межзвездные частицы являются частицами, образованными в атмосферах звезд, имеет важное космогоническое значение, так как отсюда следует, например, что частицы могут образовываться в галактиках, в которых мало (или вовсе нет) газа [5].
В пользу гипотезы образования частиц в атмосферах звезд косвенно свидетельствуют и проведенные за последние десятилетия наблюдения
звезд в ИК-диапазоне, на основе которых обнаружены пылевые оболочки вокруг звезд разных спектральных классов. На непосредственную связь параметров пылевых околозвездных оболочек с центральным источником (звездой) указывают ИК-наблюдения: послевспышечного излучения, возникающего в новых; нестационарных явлениях в тесных двойных системах при выбросах вещества из звездных атмосфер, которые приводят к наблюдаемым изменениям параметров околозвездных оболочек [6].
В работе [7] подробно рассмотрено состояние вопроса об исследовании пылевых оболочек к середине 90-х гг. и приведена обширная библиография. В цитированной работе, в частности, отмечается, что проблема переноса излучения пылью на разных длинах волн может быть решена лишь численными методами, и попытки п
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.