ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 36, № 9, с. 686-697
УДК 524.38
ИНТЕРПРЕТАЦИЯ КРИВОЙ БЛЕСКА МОЛОДОЙ ДВОЙНОЙ (?) СИСТЕМЫ UY Auг
2010 г. Л. Н. Бердников, А. А. Ермаш, С. А. Ламзин*
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва
Поступила в редакцию 19.02.2010 г.
Используя визуальные, фотографические и фотоэлектрические измерения, мы построили историческую кривую блеска молодой двойной системы UY Aur на интервале свыше 100 лет. Около четверти всех оценок блеска получено впервые по фотопластинкам стеклянных библиотек ГАИШ МГУ и Гарвардского университета. Из анализа кривой блеска, а также зависимости степени поляризации и показателя цвета от блеска мы пришли к следующим выводам. С середины 20-х и до середины 40-х годов прошлого века, а также после 1986 г. происходили циклические вариации среднесезонного блеска главного компонента системы UY Aur A с периодом — 16.3 года. Причина вариаций — изменение темпа дисковой аккреции на звезду, обусловленное движением гипотетического спутника UY Aur C вокруг главной звезды по орбите с большой полуосью — 6 а.е. С начала 50-х и до середины 80-х годов прошлого века периодичность среднесезонных вариаций не была заметна вследствие непериодических затмений UY Aur A газопылевыми облаками. Между 1945 г. и 1974 г. другое газопылевое облако закрыло от нас и закрывает до сих пор компонент UY Aur B, в результате чего ее средний блеск в оптическом диапазоне упал на несколько величин. Роль облаков, вызвавших почти одновременное затмение звезд, расстояние между которыми в проекции на небесную сферу превышает 100 а.е., играют более плотные и утолщенные области их аккреционных дисков. Эти области — результат динамического взаимодействия звезд системы с окружающим систему внешним аккреционным диском. Изменение экстинкции с течением времени обусловлено орбитальным движением звезд системы и азимутальной неоднородностью областей уплотнения в дисках. Для проверки наших выводов предложен ряд наблюдательных тестов.
Ключевые слова: звезды — двойные, молодые, UY Aur, аккреционные диски.
ВВЕДЕНИЕ
Переменность блеска иУ Лиг была открыта Л.П. Цераской в начале XX века (Цераский, 1913). Последующие наблюдения показали, что амплитуда переменности превышает 2т5, звезда проецируется на темное облако, относится к позднему спектральному классу, а в ее спектре присутствуют сильные эмиссионные линии. На основании этих признаков Джой (1945) включил иУ Лиг в первоначальный список звезд, которые он предложил называть звездами типа Т Тельца. Незадолго до этого Джой и ван Бисбрук (1944) обнаружили, что иУ Лиг — визуально двойная звезда: на расстоянии около 0.9 они нашли спутник, блеск которого (ту — 12т) был на 0^4—0т5 слабее главной звезды. Наличие в спектре спутника сильных эмиссионных линий Н, Не1 и некоторых металлов дало основание Джою и эту звезду отнести к типу звезд Т Тельца.
Электронный адрес: lamzin@sai.msu.ru
По современной классификации оба компонента иУ Лиг следует отнести к так называемым классическим звездам Т Тельца, отличительной особенностью которых является большая (> 10 Л) эквивалентная ширина эмиссионной линии На в спектре. Общепризнанно, что классические звезды Т Тельца — это молодые (г < 107 лет) звезды малой массы (М < 3М©), которые находятся на стадии сжатия к главной последовательности и окружены протопланетными аккреционными дисками.
Особый интерес к изучению иУ Лиг возник 50 лет спустя, когда Хербст и др. (1995) обнаружили, что в феврале 1992 г. спутник (иУ Лиг В) не виден в оптическом диапазоне: в этот момент в красной области спектра он был, как минимум, на 5т слабее основной звезды (иУ Лиг Л), хотя в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне выглядел достаточно ярким (см. Вейнтрауб, 1989; Лайнерт и др., 1992; Гец и др., 1993). Хербст и др. (1995) предположили, что ослабление блеска иУ Лиг В в видимом диапазоне вызвано затмением звезды
пылевым облаком, но в какой момент и как это произошло, они не выяснили.
Измерив блеск компонентов системы в ближнем ИК-диапазоне и заимствовав из литературы результаты измерений в других областях спектра, выполненных в различное время, Клоуз и др. (1998) нашли следующие значения спектрального класса, массы и радиуса этих звезд: К7, 0.95М©, 2.6R© для иУ Лиг А и МО, 0.6М©, 2.0Я© для ЦУ Лиг В соответственно. Что касается экстинкции, то для ЦУ Лиг Л Клоуз и др. получили Лу ~ 1}0, а для ИК-спутника Лу ~ 9}2.
Другую оценку параметров компонентов ЦУ Лиг получили Хартиган и Кеньон (2003) из спектральных наблюдений в диапазоне 5270—10260 Л, причем в момент наблюдений (25 декабря 1998 г.) были видны спектры обеих звезд, соответствующие разности блеска компонентов Д V ~ 3} 1, ДRJ ~ ~ 2}71. Отсутствие одновременных измерений в ИК-области авторы восполнили результатами модельных расчетов и нашли, что спектральные классы, массы и радиусы звезд соответственно равны М0, 0.6М©, 1^© для ЦУ Лиг Л и М2.5, 0.34М©, 1.1R© для ЦУ Лиг В. Значения этих параметров значительно отличаются от величин, найденных Клоузом и др. (1998), но особенно велико отличие в значении Лу для ИК-спутника, которое у Харти-гана и Кеньона (2003) получилось равным 2}7, т.е. на 6}5 (!) меньше.
Вопрос о том, чьи оценки параметров ближе к истине, до сих пор не обсуждался. Брандекер и др. (2003) и Хиоки и др. (2007) отметили сильную переменность блеска спутника в ИК-диапазоне в период 1996—2005 гг. и связали ее с изменением околозвездной экстинкции, допустив возможность, что вскоре спутник может стать видимым в оптическом диапазоне. Между тем, по сути дела, это уже происходило, и не только в конце 1998 г. (Хартиган, Кеньон, 2003), но и в ноябре—декабре 1996 г., когда разность блеска компонентов составляла ДV = = 2}7, ДR = 2"}5 (Дюшен и др., 1999).
Наличие в спектрах обоих компонентов эмиссионных линий и избыточного (вуалирующего) континуума, позволило Хартигану и Кеньону (2003) не только утверждать, что каждая из звезд окружена аккреционным диском, но и оценить темп
аккреции Мас, который оказался для обеих звезд ^2 х 10_8М©/год. Вклад аккреционной светимости в болометрическую светимость системы звез-да+диск при этом оказывается ^25% для обеих звезд и весьма существенен в видимой области
'Это следует из рис. 4 работы Хартигана и Кеньона (2003)
и нормировок Аллена (1977) для перевода монохроматических потоков в звездные величины.
спектра: отношение потока вуалирующего континуума к фотосферному на длине волны 6100 A ~ ~ 0.27 в случае UY Aur A и ~ 0.67 в случае UY Aur B, а в синей области спектра эти значения должны быть существенно больше. Клоуз и др. (1998) также пришли к выводу о наличии аккреционного диска вокруг каждого компонента, но получили Mac ~ 5 х 10"8 MQ/год для UY Aur A и х 10"7 MQ/год для UY Aur B. Даже если принять минимальные значения для Mac, то оказывается, что без внешней подпитки вещество дисков должно выпасть на каждую из звезд за время, много меньшее возраста системы.
За 60 лет, прошедших после измерений Джоя и ван Бисбрука (1944), параллактический угол спутника увеличился примерно на 19°, а угловое расстояние между компонентами в пределах ошибки осталось неизменным. Полагая орбиту спутника круговой, а расстояние d до UY Aur 140 пк (Эли-ас, 1978) Хиоки и др. (2007) нашли, что радиус орбиты ~160 а.е., а период обращения ~1600 лет.
В середине 90-х годов было обнаружено, что двойная система расположена внутри газопылевого кольца, внешний радиус которого ^1500 а.е., а внутренний ^500 а.е. (Дутрей и др., 1996; Дуверт и др., 1998; Клоуз и др., 1998; Поттер и др., 2000; Хиоки и др., 2007). Авторы указанных работ считают, что кольцо — это диск, возникший при формировании двойной системы из вращающегося протозвездного облака (circumbinary disk), внутренняя полость в котором — результат гравитационного взаимодействия звезд системы с веществом диска (Артимович, Любов, 1994). На изображениях диска в ИК-диапазоне (Клоуз, др., 1998; Хиоки и др., 2007) видна спиралевидная структура, существование которой предсказано Артимовичем и Любовым. Один из рукавов спирали тянется по направлению к UY Aur B и, возможно, представляет собой канал, через который вещество внешнего диска поступает в аккреционные диски звезд.
Таким образом, UY Aur — сложная динамическая система, в которой изменение блеска обоих компонентов может происходить как за счет изменения околозвездной экстинкции, так и в результате переменности темпа аккреции, сопровождаемой изменением интенсивности вуалирующего континуума. По сути дела, это довольно общее утверждение — единственный результат анализа кривой блеска UY Aur в работе Гранкина и др. (2007), посвященной обобщению результатов почти 20-летних фотоэлектрических наблюдений 49 классических звезд Т Тельца в рамках программы РОТОР (Шевченко, 1989). Ниже будет показано, что из анализа кривой блеска протяженностью ^100 лет можно сделать гораздо более
содержательные выводы о характере процессов, происходящих в этой системе.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И ХАРАКТЕРНЫЕ ОСОБЕННОСТИ КРИВОЙ БЛЕСКА
Для построения исторической кривой блеска UY Aur мы использовали результаты фотоэлектрических, фотографических и визуальных измерений, полагая, что фотографические звездные величины соответствуют фотоэлектрическим в полосе фильтра B, а визуальные — фотоэлектрическим в полосе фильтра V.
Фотоэлектрические звездные величины взяты из базы данных Хербста http://www.astro.wesley-an.edu/pub/ttauri (Хербст и др., 1994; Гранкин и др., 2007). Подавляющее большинство измерений блеска UY Aur в полосах фильтров B и V (более 400) было получено на горе Майданак по программе ROTOR (Шевченко, 1989), около 30 измерений получено Кардаполовым и Филипье-вым (1985). Кроме того, мы нашли еще 5 измерений в работах Ридгрена и др. (1984) и Уорнера и др. (1978).
Около 250 визуальных оценок блеска UY Aur нам любезно предоставила Американская ассоциация исследователей переменных звезд AAVSO (http://www.aavso.org). Почти 370 аналогичных оценок содержится в работе Бейера (1937) и 10 в работе Джоя (1945).
Фотографические оценки блеска звезды приведены в работах Паренаго (1933) и Цесевича и Др
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.