АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 5, с. 454-459
УДК 524.338.3
ИЗМЕНЕНИЕ ХАРАКТЕРИСТИК ПЫЛЕВОЙ ОБОЛОЧКИ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ СН ЛЕБЕДЯ
© 2008 г. М. Б. Богданов1, O. Г. Таранова2
1Саратовский государственный университет им. Н.Г. Чернышевского, Саратов, Россия 2Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 15.06.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
Приведены результаты JHKLM-фотометрии симбиотической звезды CH Cyg, показывающие, что состояние максимального блеска в ближнем ИК-диапазоне, наблюдавшееся в 2003—2006 гг., с осени 2006 г. сменилось резким падением блеска во всех фильтрах. Возможным объяснением этого феномена является резкое увеличение плотности пылевой оболочки звезды. По данным JHKLM-фотометрии, дополненным измерениями потоков в далеком ИК-диапазоне орбитальной обсерваторией ISO, рассчитаны модели сферически-симметричной пылевой оболочки звезды для состояний максимального и минимального блеска. Оценены оптическая толщина оболочки, скорость ее расширения, темп потери массы и верхний предел на массу центрального источника для этих состояний. Сравнение с ранее рассчитанными моделями показывает ускоренный рост оптической толщины пылевой оболочки и темпа потери массы звезды со временем.
PACS: 95.85.Hp, 95.85.Jq, 97.10.Fy, 97.80.Gm
1. ВВЕДЕНИЕ
Уникальная симбиотическая система CH Cyg в последние годы интенсивно исследуется с использованием наземной и космической аппаратуры во всем доступном диапазоне спектра. Фотометрические наблюдения этого объекта в ближнем ИК-диапазоне с 1978 г. регулярно проводятся на Крымской станции ГАИШ. По этим наблюдениям было обнаружено, что вскоре после падения блеска в видимом диапазоне в 1984 г. у CH Cyg возникла горячая пылевая оболочка [1]. В 1990 г. была рассчитана простая модель пылевой оболочки CH Cyg [2], состоящей из двух тонких сферических слоев с фиксированными значениями оптической толщины и температуры пыли. Позднее, для объяснения изменений потока, наблюдаемых в ближнем ИК-диапазоне, рассматривалась возможность существования в системе пылевых облаков, поглощающих излучение красного гиганта [3, 4].
На основе данных о потоках в среднем ИК-диа-пазоне, измеренных спектрометрами спутника IRAS и орбитальной обсерваторией ISO, нами были рассчитаны модели сферически-симметричной, протяженной пылевой оболочки CH Cyg [5]. Результаты этих расчетов свидетельствовали об увеличении оптической толщины оболочки со временем. За ~14 лет, прошедших между работой космических аппаратов IRAS и ISO, оптическая толщина оболочки в видимом диапазоне возросла
почти в 2 раза, что привело к соответствующему увеличению темпа потери массы красного гиганта.
Дальнейшие наблюдения CH Cyg показали, что пылевая оболочка к середине 2001 г. перестала проявлять себя в ближнем ИК-диапазоне и потоки излучения симбиотической звезды вернулись к уровню, существовавшему до 1985 г. [6]. До середины 2006 г. потоки в фильтрах ,1НКЬЫ системы находилось на уровне 1980—1987 гг.
В августе 2006 г. началось быстрое падение ИК-блеска CH Cyg. Например, в фильтре ■] (1.25 мкм) с середины мая до середины октября 2006 г. (примерно за 150 дней) блеск упал почти на 1.2т, а далее еще на 0.4т за 20 дней [7]. Особенностью данного эпизода является падение блеска CH Cyg одновременно во всех фильтрах ,1НКЬЫ. Предварительный анализ результатов ИК-фотометрии CH Cyg в 2003—2006 гг. представлен в работе Тарановой и Шенаврина [8].
Целью настоящей работы является расчет моделей сферически-симметричной пылевой оболочки CH Cyg в состояниях максимального и минимального блеска звезды и сравнение этих моделей с ранее рассчитанными моделями пылевых оболочек для изучения изменения их параметров со временем.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
ИК-фотометрия CH Cyg проводилась на 1.25-м телескопе Крымской лаборатории ГАИШ при помощи фотометра с фотовольтаическим приемником из антимонида индия (InSb), охлаждаемого жидким азотом. Фотометр установлен в кассегреновском фокусе телескопа, угловой диаметр входной диафрагмы составлял . Фотометрическим стандартом служила звезда BS 7328 из каталога Джонсона и др. [9].
Результаты фотометрии CH Cyg в фильтрах JHKLM, полученные c 1994 г. по февраль 2007 г., представлены на рис. 1. Ошибки измерений во всех фильтрах не превышали 0.02ш. На рис. 1 хорошо видно, что примерно до середины 2006 г. ИК-блеск системы оставался вблизи максимума, испытывая колебания в несколько сотых звездной величины. Начиная со второй половины 2006 г., блеск системы начал быстро падать во всех фильтрах. Скорость его падения, например, в фильтре J составляла почти 1.4Ш за 100 дней. Относительно быстрое падение J-блеска CH Cyg ранее наблюдалось в 1989—1990 гг., однако тогда скорость падения блеска была значительно меньше — за 350 дней J-блеск уменьшился всего на 0.4m—0.5m. В ноябре 2006 г. был достигнут абсолютный минимум блеска в наблюдаемом нами ИК-диапазоне (1.25— 5 мкм). Предыдущий минимум блеска наблюдался летом 1996 г., когда J-блескупал до уровня ~1.7m , что превышает минимальный уровень ноября 2006 г. почти на 0.7m. Таким образом, величины скорости падения и минимального уровня ИК-блеска, достигнутые в ноябре 2006 г., зарегистрированы впервые за все время наших наблюдений с 1978 г.
Наряду с уникальным падением блеска происходило и покраснение системы. Величина падения блеска уменьшалась с ростом длины волны, что вело к увеличению значений ИК-показателей цвета. Однако в отличие от падения блеска, чрезвычайного покраснения системы в ноябре 2006 г. не отмечено. Покраснение системы в этот момент было сравнимо с наблюдавшимся летом 1996 г. Возможным объяснением наблюдаемых особенностей изменения блеска и цвета CH Cyg в конце 2006 г. является резкое повышение плотности ее пылевой оболочки.
В качестве исходных наблюдательных данных для сравнения с рассчитываемыми моделями мы выбрали средние потоки F(А) в фильтрах JHKLM, оцененные по результатам нашей фотометрии для состояний максимального (MAX, средняя дата JD 2453150) и минимального (MIN, JD 2454061) блеска звезды в фильтре J. Эти данные представлены в табл. 1, вместе со средними JHKLM-величинами m и числом усредненных наблюдений п. В третьем и пятом столбцах
1994 1998 2002 2006
1 2 ♦ 1 i - ♦ К Ф
0 1 - # *•» * 1 ♦ * -
-0.8' 0 • V ♦
»J -1.6 -1.2 • С •
-1.4 -1.2 _ 5 I I w 1 4 XX XX XXxxx xcr Tg-g 1 -1
10000 12000 14000
JD 2440000
Рис. 1. Изменение JHKLM-блеска CH Cyg в период 1994 г. — февраль 2007 г. Стрелкой на верхнем графике отмечен минимум J-блеска 1996 г.
таблицы даны стандартные отклонения звездных величин am и потоков aF.
Данные табл. 1 были дополнены значениями потоков в далеком ИК-диапазоне (60 мкм < А < < 200 мкм), измеренных орбитальной обсерваторией ISO (JD 2450341). Потоки излучения в этом диапазоне слабо зависят от времени, так как они определяются, в основном, внешними слоями пылевой оболочки, имеющими большие размеры. Вместе с тем, их использование при подборе модели позволяет более надежно оценивать расстояние до звезды.
3. РАСЧЕТ МОДЕЛЕЙ ПЫЛЕВОЙ ОБОЛОЧКИ
Важнейшими параметрами модели пылевой оболочки являются светимость L и эффективная температура Teff центрального источника. По данным спектральных наблюдений Хинклом и др. [10] было установлено, что CH Cyg состоит из трех компонентов, и симбиотическая пара "красный гигант—белый карлик" обращается вокруг общего центра масс с третьим телом — желтым карликом. Уточненные периоды обращения этих систем равны соответственно 756d и 5650d [11]. Орбиты компонентов лежат приблизительно в одной плоскости и составляют небольшой угол
Таблица 1. Средние звездные JHKLM-величины и потоки СН Cyg
А, мкм то п -Р(А), 10 4 эрг/с см2 см ар,10 4 эрг/с см2 см
В состоянии максимального блеска
1.25 0.711 0.060 19 177 9.70
1.65 -0.297 0.050 18 168 7.82
2.2 -0.734 0.034 19 76.7 2.39
3.5 -1.428 0.029 19 30.2 0.79
5.0 -1.379 0.050 19 7.85 0.36
В состоянии минимального блеска
1.25 2.390 0.020 3 37.6 0.69
1.65 1.147 0.058 3 44.6 2.4
2.2 0.303 0.072 3 29.5 2.0
3.5 -1.090 0.069 3 22.1 1.44
5.0 -1.277 0.072 3 7.14 0.48
с лучом зрения так, что в симбиотической паре наблюдаются затмения [12]. Высказывалось предположение, что третий компонент системы является красным гигантом [13]. Однако данные интерферометрических наблюдений в ближнем ИК-диапазоне [14, 15] не подтверждают наличия двух звезд, имеющих сравнимый блеск. При достаточно широких ограничениях на величины масс компонентов все они должны располагаться в пределах внутренней границы пылевой оболочки [16].
Даже в максимуме своей светимости аккреционный диск белого карлика давал вклад менее 0.05 в общий болометрический поток и практически не был заметен уже в ближнем ИК-диапазоне. Поэтому можно считать, что свойства пылевой оболочки CH Cyg определяются излучением только одного центрального источника — красного гиганта спектрального класса М6Ш. С целью облегчения сравнения с результатами наших предыдущих расчетов моделей [5] мы, как и ранее, приняли для светимости красного гиганта значение L = 6900 L©, а для его эффективной температуры значение Teff = = 2850 К, найденные в работе [17].
При расчете моделей оболочки, в дальнейшем обозначаемых как MAX и MIN, нами использовались те же предположения, что и в работе [5]. Считалось, что пылевая оболочка имеет резкую внутреннюю границу, находящуюся на расстоянии т\ от центра, и концентрация пылинок уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния вплоть до внешней границы оболочки при r2 = = 1000ri. Оптические характеристики материала
пылинок были выбраны совпадающими с характеристиками "теплого" силиката [18], а их распределение по размерам n(a) — описываемым моделью MRN [19]: n(a) « a-q для радиусов сферических пылинок amin < a < amax с параметрами q = 3.5, amin = 0.005 мкм, amax = 0.25 мкм. Распределение энергии в спектре центрального источника было принято планковским с температурой, совпадающей с эффективной температурой красного гиганта.
Решение задачи переноса излучения в пылевой оболочке проводилось с использованием
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.