УДК 524.335-44
FG SGE: ЭВОЛЮЦИЯ ПЫЛЕВОЙ ОКОЛОЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ (ЛИКЬЫ-ФОТОМЕТРИЯ 1985-2013 гг.)
(© 2013 г. О. Г. Таранова*, В. И. Шенаврин
Астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Поступила в редакцию 17.06.2013 г.
Представлены результаты анализа многолетней (1985—2013 гг.) 7НКЬМ-фотометрии РО Sge. Уточнены параметры сверхгиганта и оптические свойства пыли в пылевой оболочке. Распределение энергии в спектре РО Sge в максимумах 7-блеска в диапазоне 1.25—5 мкм с учетом оптической фотометрии согласуется с классификацией сверхгиганта как звезды К3. Показано, что наблюдаемые изменения 7 и Н-блеска в 1993—2013 гг. можно объяснить совместным действием двух факторов: поглощением излучения сверхгиганта в пылевой оболочке с пылевыми частицами, похожими на межзвездные, и изменениями параметров (спектрального класса и радиуса) самого сверхгиганта. Пылевая оболочка имеет клочковатую структуру, ее температура менялась в пределах 450—800 К, ее радиус менялся в три раза. Оптическая толщина пылевой оболочки, оцененная по ее излучению, изменялась в пределах тет(7) « 0.8—3, ее изменения на луче зрения составили т^(7) « 0—5. В среднем, скорость поступления пыли в ПО с 1998 по 2013 г. составляла 10~6Мо/год.
Ключевые слова: ро8):-ЛОВ звезды, ИК-излучение, переменность, пылевые оболочки.
DOI: 10.7868/80320010813110077
ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время общепризнанно, что последние 100 лет поведение сверхгиганта РО Sge (роз1;-ЛОВ звезда — ядро планетарной туманности Не 1 — 5), было обусловлено горением гелиевой оболочки центральной звезды планетарной туманности. Историю исследований звезды можно найти в работе Джеффери и Шенбернера (2006). Особенность объекта — быстрое горизонтальное перемещение на диаграмме Герцшпрунга—Рассела (ГР), которое наблюдалось до осени 1992 г.
Первые признаки появления относительно горячей пылевой оболочки были обнаружены в 1986 г. (Таранова, 1986) и к 1989-1990 гг. (Таранова, 1987; Архипова, Таранова, 1990), когда стало очевидным существование вокруг РО Sge оптическитонкой пылевой оболочки.
Резкое ослабление оптического блеска РО Sge осенью 1992 г. (Архипова, 1994) и одновременное появление в излучении звезды значительного ИК-избытка, который осенью 1992 г. обнаружили Вудворд и др. (1993) и подтвердили наши наблюдения, начатые осенью 1993 г. (Татарников и др.,
Электронный адрес: taranova@sai.msu.ru
1998; Татарников, Юдин, 1998; Таранова, Шенаврин, 2002; Богданов, Таранова, 2003), объясняется конденсацией в окрестности звезды значительного количества пылевой материи, которая в основном и является причиной ослабления блеска звезды в диапазоне Л < 2 мкм.
После бурного нестационарного поведения РО Sge с осени 1992 г., проявляемого в широком спектральном диапазоне, к лету 2012 г. оптический блеск звезды сильно упал (наблюдаемый V-блеск стал слабее 15т). В ближнем ИК-диапазоне на длине волны 1.25 мкм в октябре 2012 г. звездная величина упала до пороговых значений (>12т) и оценки ее 7Н-блеска получались с большой фотометрической ошибкой, звезда практически стала недоступной для 7Н-фотометрии. В то же время в диапазоне 3.5-5 мкм блеск звезды мало менялся с 1992 г., на 3—4т превышая уровень блеска 1985—1989 гг. Последнее наблюдение весной 2013 г. показало, что в фильтрах Н и К блеск, возможно, увеличился.
Архипова и др. (2009) предположили, что РО Sge с 1992 г. находится на стадии потери массы в виде отдельных выбросов пыли, которые временно заслоняют звезду и по фотометрическому поведению похожи на пылевые выбросы звезд типа РСВ.
Таблица 1. Результаты ИК-фотометрии FG Sge, 2009—2013 гг.
ЛО 2440000+ 7 сг7 Н сгЯ К Ь М
14983.495 9.09 0.03 6.72 3.77 2.95
15014.447 9.4 0.05 6.81 3.78 3.08
15021.437 9.41 0.04 6.82 3.78 3
15050.349 9.63 0.03 6.97 3.78 2.89
15113.226 11.24 0.09 9.83 0.05 7.14 3.9 3.06
15145.207 9.91 0.05 7.51 4.27 3.41
15407.449 11.01 0.07 8.93 0.04 6.77 3.95 3.04
15432.357 8.48 0.02 6.46 3.71 2.8
15434.338 10.1 0.04 8.45 0.02 6.47 3.72 2.8
15462.278 9.89 0.02 8.14 0.01 6.36 3.77 3.06
15463.285 9.9 0.03 8.15 0.01 6.35 3.74 2.89
15493.23 10.23 0.03 8.4 0.01 6.48 3.8 2.92
15503.206 10.19 0.02 8.43 0.01 6.46 3.75 2.96
15730.52 11.82 0.3 9.53 0.03 6.86 3.65 2.82
15753.467 9.67 0.03 6.93 3.69 2.92
15766.496 6.91 3.68 2.76
15783.453 11.6 0.16 9.51 0.02 6.87 3.72 2.73
15795.382 11.12 0.14 9.38 0.04 6.91 3.71 2.72
15816.294 11.44 0.1 9.55 0.02 6.89 3.63 2.7
15816.294 11.44 0.1 9.55 0.02 6.89 3.63 2.7
16080.508 10.6 0.06 7.77 4.12 2.97
16092.49 9.91 0.05 7.71 4.14 3.04
16114.47 10.55 0.06 9.54 0.04 7.61 4.18 3.07
16118.462 10.65 0.08 9.46 0.04 7.58 4.09 2.95
16146.42 10.17 0.07 7.59 4.02 2.87
16198.247 9.78 0.06 7.41 4 2.84
16201.348 11.86 0.19 10.55 0.04 7.59 4.06
16202.326 12 0.25 10.4 0.05 7.48 4 2.98
16431.523 9.89 0.04 7.19 3.9 2.99
16467.513 10.65 0.06 9.27 0.03 6.89 3.81 2.93
В данной работе проведен анализ всей совокупности данных ,1НКЬЫ-фотометрии FG Sge, полученные с 1985 г. по весну 2013 г. и критически пересмотрены некоторые ранее сделанные выводы.
НАБЛЮДЕНИЯ
JHKLM-фотометрия FG Sge проводится с 1985 г. на 125-см телескопе Крымской станции ГАИШ при помощи InSb-фотометра. Описание методики наблюдений, параметры аппаратуры и данные наблюдений за 1985—2008 гг. можно найти в работе Шенаврина и др. (2011). Результаты JHKLM-фотометрии FG Sge в 2009-2013 гг. представлены в табл. 1, где рядом со значениями JH-блеска даны их фотометрические ошибки. В наблюдаемых значениях KLM-блеска эти ошибки не превышали 0.01-0.03™.
ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ
ИК-блеск и цвет FG Sge в 1993-2013 гг.
Согласно Архиповой (1994) и Вудворд и др. (1993), с августа по октябрь 1992 г., примерно за семьдесят дней, произошло неожиданное падение оптического блеска звезды (V-блеск упал почти на 5™) и JH-блеска с одновременным появлением в излучении звезды значительного ИК-избытка в диапазоне Л > 2 мкм, который Вудвард и др. (1993) объяснили конденсацией в окрестности звезды значительного количества пылевой материи.
Ранее из анализа JHKLM-фотометрии FG Sge в 1985-2001 гг. (Таранова, Шенаврин, 2002) был сделан вывод, что наблюдаемую ИК-переменность FG Sge после августа 1992 г. можно описать моделью, которая предполагает существование относительно стабильной сферически-симметричной пылевой оболочки и квазирегулярным появлением на луче зрения плотных компактных пылевых облаков, которые могут конденсироваться и рассеиваться внутри ПО.
Конденсация пылевых частиц на определенном расстоянии от звезды может происходить либо в результате их длительного накопления (звездный ветер сверхгиганта) до критического уровня, либо в результате внезапного сброса вещества сверхгигантом. В случае FG Sge возможны оба механизма, так как до осени 1992 г. ИК-избыток присутствовал в излучении FG Sge на длинах волн, превышающих 3 мкм, и наблюдалась тенденция к увеличению M-блеска и уменьшению цветовой температуры в диапазоне 3.5-5 мкм. Резкое (за несколько десятков дней) падение блеска в диапазоне Л < 2 мкм и одновременное увеличение блеска
1986 1990 1994 1998 2002 2006 2010
JD(2440000+)
Рис. 1. Изменения ИК-блеска и цвета FG Sge в 1985-2013 гг. Закрытые кружки - наблюдения 1985— 1989 гг., открытые - 1993-2013 гг. Сплошные линии -приближения наблюдений параболами. Вертикальная пунктирная линия - примерная дата образования пылевой оболочки. Стрелка - характерный эпизод на кривых блеска и цвета (см. текст).
в диапазоне Л > 2 мкм осенью 1992 г. указывают также на возможность внезапного сброса вещества сверхгигантом, в результате которого и образовалась достаточно плотная ПО или облако.
На рис. 1 и 2 показаны изменения ИК-блеска и цвета FG Sge за все время наших наблюдений (с июня 1985 г. по май 2013 г.). Наблюдения 1985— 1990 гг. и 1993—2013 гг. нанесены закрытыми и открытыми кружками соответственно. Открытыми треугольниками на рис. 1 и 2 отмечены результаты JHKLM-фотометрии Герца и др. (2005), которые наблюдали звезду вблизи первого минимума ее оптического блеска (осенью 1992 г.). К сожалению, данные ИК-фотометрии Герца и др. (2005) плохо согласуются с нашими наблюдениями в совпадающие даты и поэтому они не использовались в дальнейшем анализе. Пунктирными вертикальными линиями на рис. 1 и 2 отмечены моменты начала падения оптического блеска ~JD 2448840 (Архи-
ТАРАНОВА, ШЕНАВРИН 1986 1990 1994 1998 2002 2006 2010
3000 1100
2400 900
1450 750
А 1500
А 700
6000 8000 10000 12000 14000 16000 ГО(2440000+)
Рис. 2. Изменения ИК- цвета РО Sge в 1985—2013 гг. Обозначения те же, что и на рис. 1.
пова, 1994). На рис. 2 справа по оси ординат показаны приблизительные шкалы изменений цветовых температур для соответствующих ИК-показателей цвета. Сплошные линии — приближения наблюдений 1993—2013 гг. параболами. После лета 2012 г. 7Н-блеск РО Sge упал почти до пороговых величин 12—13т , и поэтому оценки 7Н-блеска летом-осенью 2012 г. были получены с большими фотометрическими ошибками (табл. 1). Наблюдения осенью 2012 г. и весной 2013 г. с высокой точностью были возможны лишь в диапазоне Л ^ ^ 2.2 мкм, где излучение в основном принадлежит ПО.
На приведенных рисунках видно, что после 2001 г. (стрелки на рис. 1 и 2) к фотометрическим особенностям ИК-кривых блеска и цвета, анализ которых проведен в нашей работе 2002 г., можно добавить следующие:
• Наблюдались, по-крайней мере, еще три эпизода глубоких минимума 7НК-блеска.
• Средний 7НК-блеск падал, ЬМ-увеличивался.
• Максимальные значения амплитуд колебаний блеска и цвета наблюдались между 1996 г. и 2008 г.,
затем колебания затухали до конца наших наблюдений (весна 2013 г.). На длине волны 1.25 мкм колебания достигали 5т, на 3.5 мкм <~1.5т.
• Наблюдалось монотонное покраснение источника во всем наблюдаемом диапазоне 1.25—5 мкм. В диапазоне 1.25—1.65 мкм покраснение связано, вероятно, с ростом оптической толщины ПО на луче зрения, а в диапазоне 3.5—5 мкм — с удалением ПО от нагревающей звезды и, как следствие, уменьшением температуры ПО.
• Колебания блеска и цвета в диапазо
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.