ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2009, том 35, № 8, с. 592-605
УДК 524.37
FG Sge НА СТАДИИ СБРОСА ПЫЛЕВЫХ ОБОЛОЧЕК
© 2009 г. В. П. Архипова*, В. Ф. Есипов, Н. П. Иконникова, Г. В. Комиссарова, С. Ю. Шугаров
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва
Поступила в редакцию 10.11.2008 г.
Новые фотометрические наблюдения быстро эволюционирующего ядра планетарной туманности — переменной FG Sge — выполнены за период 2003—2008 гг. В течение 230 ночей получено 86 оценок блеска в системе UBV и 155 оценок BVRI (или Rc, Ic). Максимальная амплитуда изменения блеска в полосе V составила >8m. Наблюдалось шесть глубоких минимумов и четыре высоких максимума. Анализ кривой блеска показал, что период пульсаций звезды оставался постоянным с 1991 г. и составлял P =115 сут. Изучена зависимость ослабления блеска от длины волны на разных фазах кривой блеска. Поголубение показателя цвета B—V в глубоких минимумах интерпретировано как результат рассеяния света в околозвездной пылевой оболочке звезды, сформированной предшествующими выбросами пыли, начиная с 1992 г. Спектральные наблюдения, выполненные в течение девяти ночей в 2003—2007 гг. на 125-см телескопе Крымской станции ГАИШ, подтвердили ранее обнаруженные изменения интенсивностей полос Свана и дублета натрия в зависимости от блеска. Отмечается, что полосы Свана формируются в верхней атмосфере — протяженной оболочке звезды, а дублет натрия — преимущественно в околозвездной оболочке FG Sge. Высказано предположение, что в настоящее время звезда находится на диаграмме температура—светимость в точке поворота горизонтального трека охлаждения в направлении горячих звезд, — эволюции, вызванной последней вспышкой гелия в оболочечном источнике на стадии планетарной туманности.
Ключевые слова: ядра планетарных туманностей; FG Sge: эволюция, фотометрия, спектры; околозвездные пылевые оболочки, околозвездное поглощение света.
FG Sge AT THE STAGE OF DUST SHELL EJECTION, by V. P. Arkhipova, V. F. Esipov, N. P. Ikonnikova, G. V. Komissarova, and S. Yu. Shugarov. New photometric observations of the variable star FG Sge, a rapidly evolving planetary nebula nucleus, were performed in 2003—2008. On 230 nights, we obtained 86 UBV and 155 BVRI (or Rc, Ic) magnitude estimates. The maximum amplitude of the V-band light variations was > 8m. Six deep minima and four high maxima were observed. Analysis of the light curve has shown that the pulsation period of the star remained constant since 1991 and was P = 115 days. We have studied the wavelength dependence of the fading at various phases of the light curve. The bluing of the B—V color at deep minima is interpreted as the result of light scattering in the circumstellar dust shell of the star formed by preceding dust ejections since 1992. Our spectroscopic observations performed on nine nights in 2003—2007 with the 125-cm telescope at the Crimean Station of the Sternberg Institute have confirmed the previously detected intensity variations of the Swan bands and the sodium doublet with brightness. It is noted that the Swan bands originate in the upper atmosphere, the star's extended envelope, while the sodium doublet originates mainly in the circumstellar shell of FG Sge. We suggest that the star is currently located in the temperature—luminosity diagram at the turning point of the horizontal track of cooling in the direction of hot stars—evolution caused by the last helium shell flash at the planetary nebula stage.
PACS numbers: 97.10Fy; 97.30.-b; 97.0.-s; 97.82.Jw
Key words: planetary nebula nuclei; FG Sge: evolution, photometry, spectra; circumstellar dust shells; circumstellar extinction.s
Электронный адрес: vera@sai.msu.ru
ВВЕДЕНИЕ
В одной из статей по теоретической модели эволюции уникальной центральной звезды планетарной туманности FG Стрелы Блекер и Шенбер-нер (1997) отметили, что "FG Sge представляет идеальный объект для изучения связи между потерей массы, диффузией, конвекцией и изменением поверхностного химического состава звезды во время эволюции в постасимптотической стадии". Однако не меньший интерес представляет мониторинг поведения звезды на стадии потери массы и образования пылевых оболочек.
Стадия потери массы в виде отдельных выбросов, образующих пылевые структуры, на время закрывающие звезду и очень напоминающие по фотометрическому поведению пылевые выбросы у звезд типа Н Северной Короны, начались у FG Sge в середине 1992 г. (Папоушек, Грансло, 1992; Гуи-нан и др., 1992; Архипова, 1994) и продолжаются до сих пор. Глубина затмений и их продолжительность существенно различаются от события к событию. За период с 1992 до 2008 гг. произошло не менее двух десятков ослаблений блеска с амплитудами от 1т до 8т в визуальной области спектра.
В настоящее время общепризнано (Пачинский, 1971; Шенбернер, 1979; Ибен, 1984; Лоулор, Мак-Доналд, 2003; Джефери, Шенбернер, 2006), что поведение звезды за последние 100 лет вызвано последней гелиевой вспышкой оболочечного источника в эволюционирующей центральной звезде планетарной туманности. Изменения блеска и спектра за этот период довольно хорошо описываются моделью "позднего" теплового импульса, случившегося в постасимптотической стадии, когда звезда уже имела планетарную туманность. Радиус звезды при этом увеличивался, а эффективная температура систематически падала, что отражал спектр звезды (Архипова, 1988; ван Ген-дерен, Гаучи, 1995). Минимума температуры и максимума радиуса звезда достигла, по-видимому, к началу 90-х гг., о чем свидетельствует прекращение систематического роста пульсационного периода FG Sge. С теоретической точки зрения звезда достигла конца трека, возвратившего ее снова в область AGB-звезд, однако ее наблюдаемая температура заметно выше типичных температур звездна асимптотической ветви гигантов, что обусловлено, по-видимому, малой массой оставшейся оболочки звезды (Блекер, Шенбернер, 1997).
В нескольких работах, выполненных в 80-х гг. прошлого века, утверждалось или предполагалось, что температура звезды после ее минимума снова начала расти (Акер, 1983; Монтесинос и др., 1990). На наш взгляд, это не так, так как период пульсаций вплоть до 1990 г. продолжал очень мало, но увеличиваться.
В настоящей работе на основе наших фотометрических наблюдений, выполненных в 1992—2008 гг., мы намерены показать, что период пульсаций оставался неизменным в течение последних 15 лет, и, следовательно, температура звезды сохранялась постоянной. Мы выдвигаем гипотезу, что фотометрическая стадия типа Н СгВ у центральных звезд планетарных туманностей на стадии последней гелиевой вспышки и "позднего" теплового импульса является характерной для конца возвратного трека в область асимптотической ветви гигантов, и она связана с поворотом трека в направлении повторного роста температуры звезды.
Другая задача, которую мы попытались решить в данной работе по фотометрическим четырехцветным наблюдениям, — это исследование зависимости ослабления света от длины волны в околозвездной пылевой оболочке звезды, сформированной в результате сброса вещества, начиная с 1992 г. Мы показываем, что наблюдаемое "поголубение" звезды на спуске в минимумы блеска и в начале подъема из минимума связано с рассеянием излучения звезды. Рассеянный свет звезды становится видимым, когда диск звезды в значительной степени закрывается плотным пылевым облаком на луче зрения. По мере просветления диска доля рассеивающего свет компонента околозвездной оболочки уменьшается и наблюдаемый закон ослабления света приближается к стандартному закону поглощения, типичному для межзвездной галактической среды.
В работе приводятся новые оценки блеска звезды за период 2003—2008 гг. в полосах БУШ и спектры, полученные за этот период в разных фазах ослабления блеска. Исследована связь интенсив-ностей линий дублета Ыа1 и полос Свана с фотометрическими характеристиками звезды на разных этапах падения блеска. Отмечается различие поведения спектральных деталей в минимумах разной глубины. Сделано заключение о зонах формирования молекулярных полос углерода и линий Ыа1 во внешних слоях протяженной оболочки звезды.
ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ И ПЗС-НАБЛЮДЕНИЯ FG Sge В 2002-2008 гг.
Фотоэлектрические наблюдения FG Sge, как и в предыдущие годы (Архипова и др., 1999, 2003) проводились на 60-см рефлекторе Крымской лаборатории ГАИШ с иБУ-фотометром В.М. Лютого в фотометрической системе, близкой к стандартной системе Джонсона. Звездой сравнения служила ВЭ+19° 4319.
При фотоэлектрических наблюдениях применялись диафрагмы фотометра (й) 13" и 27", при измерении с которыми учитывался вклад окружающей
Таблица 1. Фотоэлектрические наблюдения FG Sge в 2003—2007 гг.
2400000+ V В и В-У и—В (1, сек. дуги 2400000+ V В и В—У и—В й, сек. дуги
53153 11.72 14.43 16.96 2.71 2.53 27 53283 10.84 13.20 15.32 2.36 2.12 27
53160 11.47 14.02 - 2.55 - 27 53284 10.80 13.19 15.61 2.39 2.42 27
53166 11.19 13.70 16.31 2.51 2.61 27 53285 10.77 13.13 15.40 2.36 2.27 27
53167 11.18 13.63 - 2.45 - 27 53289 10.64 12.88 15.68 2.24 2.80 27
53171 11.02 13.48 15.24 2.46 1.76 27 53289 10.57 12.92 15.65 2.35 2.73 13
53172 10.98 13.41 15.75 2.43 2.34 27 53292 10.38 12.85 15.24 2.47 2.39 27
53174 10.88 13.30 15.71 2.42 2.41 27 53293 10.43 12.82 15.32 2.39 2.50 27
53176 10.83 13.28 15.77 2.45 2.49 27 53298 10.30 12.66 14.76 2.36 2.10 13
53177 10.71 13.10 15.28 2.39 2.17 13 53303 10.24 12.62 14.88 2.38 2.26 13
53179 10.71 12.93 15.41 2.22 2.48 13 53304 10.22 12.61 14.85 2.39 2.24 13
53182 10.73 13.21 15.60 2.48 2.39 13 53305 10.21 12.59 15.08 2.38 2.49 13
53183 10.70 13.11 15.64 2.41 2.54 13 53308 10.21 12.58 14.70 2.37 2.12 13
53193 10.65 13.01 15.52 2.36 2.51 27 53313 10.27 12.64 15.06 2.37 2.42 27
53194 10.67 13.02 15.26 2.35 2.24 27 53314 10.27 12.66 14.99 2.39 2.33 27
53196 10.70 13.12 15.04 2.42 1.92 27 53314 10.26 12.65 14.53 2.39 1.88 13
53198 10.71 13.08 15.12 2.37 2.04 27 53315 10.33 12.71 15.06 2.38 2.35 27
53202 10.79 13.13 15.93 2.34 2.80 27 53318 10.32 12.70 15.15 2.38 2.45 27
53202 10.73 12.94 15.14 2.21 2.20 13 53320 10.34 12.70 15.15 2.36
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.