ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 9, с. 695-709
УДК 524.37
НЕСТАЦИОНАРНОСТЬ ГОРЯЧИХ POST-AGB ОБЪЕКТОВ: ИЗМЕНЕНИЕ БЛЕСКА И СПЕКТРА IRAS 01005+7910, IRAS 22023+5249 И IRAS 22495+5134
© 2013 г. В. П. Архипова, М. А. Бурлак, В. Ф. Есипов, Н. П. Иконникова*, Г. В. Комиссарова
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Поступила в редакцию 05.04.2013 г.
Впервые представлены результаты UBV-фотометрии двух горячих кандидатов в протопланетарные объекты — ранних B-сверхгигантов с эмиссионными линиями в спектре — IRAS 01005+7910 и IRAS 22023+5249, а также IRAS 22495+5134 — центральной звезды молодой компактной планетарной туманности M 2-54. Обнаружены быстрые нерегулярные изменения блеска звезд с максимальными амплитудами до Д V = 0"}35 и корреляции показателей цвета с блеском: показатели цвета B — V имеют тенденцию становиться более красными при повышении блеска, тогда как U — B скорее уменьшаются при поярчании. Определены избытки цвета E(B — V). По спектральным наблюдениям с низким разрешением получены эквивалентные ширины и абсолютные интенсивности эмиссионных линий. У всех объектов выявлена спектральная переменность. Для M 2-54 рассчитаны параметры газовой туманности: Ne ~ 104 см~3 и Te = 7700 ± 200 K. Совместный анализ фотометрических и спектральных данных позволяет высказать предположение о том, что одной из причин переменности звезд могут быть вариации звездного ветра. Получены оценки светимостей и расстояний всех трех объектов.
Ключевые слова : протопланетарные туманности, планетарные туманности, фотометрические и спектральные наблюдения, переменность блеска.
DOI: 10.7868/S0320010813090015
ВВЕДЕНИЕ
Постасимптотическая (post-AGB) стадия эволюции звезд малых и средних масс (от 1 до 8 Mq на главной последовательности) — это промежуточный этап между асимптотической ветвью гигантов (AGB) и фазой планетарных туманностей (ПТ).
Среди post-AGB звезд есть небольшая группа горячих объектов — ранних B-сверхгигантов с эмиссионными линиями в спектре, которые, как предполагается, являются непосредственными предшественниками ядер ПТ. Температуры этих звезд уже достаточно высоки (Teg = = 20 000—25 000 К), чтобы начать ионизацию окружающих их оболочек, однако ультрафиолетового излучения еще недостаточно для возбуждения линий [OIII], характерных для ПТ. Фотометрическое исследование ряда этих объектов выявило заметную быструю переменность их блеска, а спектральные наблюдения показали также нестационарность
Электронный адрес: ikonnikova@gmail.com
спектральных деталей в виде вариаций профилей линий и изменения их интенсивностей со временем.
Настоящая работа посвящена исследованию фотометрического поведения и спектральных характеристик трех горячих сверхгигантов с инфракрасными (ИК) избытками — возможных кандидатов в будущие планетарные туманности — и является продолжением наших многолетних исследований post-AGB объектов с целью поиска их переменности и следов эволюционных изменений (Архипова и др., 2004, 2006, 2007).
Исследованию этих объектов — IRAS 01005+ +7910, IRAS 22023+5249, IRAS 22495+5134 -уже посвящен целый ряд публикаций других авторов, однако большей частью они касаются детального изучения их спектральных особенностей в оптическом, ультрафиолетовом и ИК-диапазонах(Ху, 2002; Клочкова и др., 2002; Гауба, Партасарати, 2003, 2004; Жанг и др., 2010; Саркар и др., 2012).
Что касается сведений о фотометрических характеристиках этих объектов как переменных, то
Таблица 1. Объекты исследования
IRAS Имя а (2000.0) S (2000.0) 1 b V Sp
01005+7910 - 01:04:45 +79:26:46 123.6 +16.6 10.94 B2Iabe
22023+5249 LS III + 52 24 22:04:12 +53:04:01 099.3 -01.95 12.51 Be
22495+5134 M 2-54 22:51:39 +51:50:42 104.8 -06.77 11.78 В
Таблица 2. Данные о наблюдениях и звездах сравнения
IRAS Интервал наблюдений JD (2400000+...) N Звезда сравнения V В -V U - B
01005+7910 53683-56276 137 HD 5786 8.29 0.31 0.20
22023+5249 54378-56276 90 HD 209391 8.44 0.08 -0.39
22495+5134 54354-56161 110 HD 216754 8.73 0.01 -0.28
Таблица 6. Результаты UBV-наблюдений и спектральный класс
IRAS V AV Е{В - V) Sp
В -V U -В
01005+7910 10.87 0.19 -0.76 0.35 0.40 B2I
22023+5249 12.46 0.41 -0.60 0.25 0.64 B1I
22495+5134 12.35 0.08 -0.90 0.25 0.33 B0I
лишь IRAS 22495+5134=M 2-54 стала известна как переменная звезда V442 Lac после наблюдений Хандлера (1996). Об оптической переменности двух других исследованных в настоящей работе объектов сведений в литературе не имелось.
В результате проведенных нами UBV-наблюдений у IRAS 01005+7910, IRAS 22023+5249 достоверно обнаружена, а у IRAS 22495+5134 подтверждена быстрая переменность блеска, анализу которой посвящен один из разделов настоящей статьи.
В данной работе мы представляем также результаты спектрального мониторинга звезд выборки с низким спектральным разрешением. Цель наших исследований — выявление вероятной спектральной переменности, определение параметров газовых туманностей, сравнение наших спектральных наблюдений с данными других авторов.
Кроме того, на основе новых результатов и опубликованных ранее данных в настоящей работе определены расстояния до объектов.
В табл. 1 приведены основные сведения об объектах из базы данных SIMBAD, V — величины взяты из каталога Хога и др. (2000).
UBV-НАБЛЮДЕНИЯ, ХАРАКТЕРИСТИКИ ПЕРЕМЕННОСТИ БЛЕСКА
Наблюдения проводились в 2005—2012 гг. на 60-см телескопе Цейсс-1 Крымской лаборатории ГАИШ МГУ с помощью фотоэлектрического UBV-фотометра конструкции Лютого (1971). Фотометрическая система близка к стандартной системе Джонсона. В табл. 2 приведены сведения об UBV-наблюдениях, в частности, интервал времени, количество ночей наблюдений, а также данные о звездах сравнения. UBV-величины HD 5786 получены привязкой к фотометрическому стандарту HD 7238 (Мермийо, 1987). Фотометрические данные для HD 209391 и HD 216754 взяты из работы Ойа (1985). Измерения IRAS 22023+5249 и IRAS 22495+5134 проводились с диафрагмой d = 27", тогда как IRAS 01005+7910 и ее звезду сравнения HD 5786 мы наблюдали с диафрагмой 13", чтобы исключить влияние более слабой звезды, расположенной в 14" к северу от HD 5786.
В табл. 3, 4 и 51, представленных в электронном виде, для IRAS 01005+7910, IRAS 22023+5249 и IRAS 22495+5134, соответственно, приведены
'Таблицы 3—5 публикуются только в электронном виде и доступны через http://vizier.u-strasbg.fr/cats/J.PAZh.htx
-0.8 -0.7 . 1 1 Г' ~ 1 1 1 | 1 • • ■ I | 1 b ■ I | 1 • • • • ■ I | 1 S • • ■ I | 1 • • 1 I •fiiT 1 1 1 1
0.1 _ 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
И 0.2 ОД - • » «t 'А и -
0.3 ~ I I I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1
1 1 1 1 1 1 % 1 1 1 1 1 1 1 1
10.8 11.0 • • # • 1 1 1 Ф • •• « | Ь • « 1 • • • • « 1 к « 1 « 1 А? • I
53600 54000 54400 54800 55200 55600 56000
JD 2400000+...
Рис. 1. Кривые блеска и показателей цвета IRAS 01005+7910.
-0.7 1 | 1 | | I | I i i -
-0.6 -0.5 i ~ I • # •• • 1 1 1 • I I • i> ■ I • •• I I • *r I
0.35 1 | 1 | | I i I I I • I
^ 0.40 ^ 0.45 • • • lt • • • • • • -
0.50 I 1 1 1 I I ■ I I I I
12.3 12.4 12.5 _ 1 " * • | 1 | i- | I • i I ii i\ I I • # • • •• • I •• - Л # •• • -
12.6 • 1 , 1 ■ : I I I ■ i I
54400 54800 55200 55600 56000
JD 2400000+...
Рис. 2. Кривые блеска и показателей цвета IRAS 22023+5249.
измеренные величины V и показатели цвета В — V, и — В. Точность одного наблюдения была не хуже ±0™01. На рис. 1, 2, 3 показаны кривые блеска и показателей цвета исследованных звезд.
За время наблюдений у всех трех звезд была обнаружена быстрая, от ночи к ночи, непериодическая переменность блеска в полосах системы UBV с максимальными амплитудами от 07?25 до 0™35 в фильтре V.
Мы обращаем внимание на связь блеска и показателей цвета. На рис. 4а приводится диаграмма
V, B — V для всех трех звезд, показывающая, что показатели цвета B — V имеют тенденцию становиться более красными при повышении блеска, тогда как U — B скорее уменьшается при поярчании (рис. 4б).
Подобная закономерность отмечалась нами ранее и для других горячих post-AGB звезд, например, для IRAS 19336-0400 такая корреляция показателей цвета с блеском выражена еще более явно (Архипова и др., 2012).
На рис. 5 изображена двухцветная диаграмма
0
0.2 -1.0
-0.8
12.2
12.3
12.4
12.5
1 _ • | 1 | 1 | 1 1 1 1
V. 1 • 1 I ■ I •а ■ I 1 1 s : 1
1 - • 1 1 1 I 1 1 i • 1 I 1 1 Л • I I 1 1 1 1 1 д 1
• • чг*Ч • ....... 1 1 « | 1 1 • • • • « | 1 1 • *t • • • | 1 1 1 •• •• . ч « 1 1 f • ~ 1
54400 54800 55200 55600 56000
JD 2400000+...
Рис. 3. Кривые блеска и показателей цвета IRAS 22495+5134.
U — B, B — V с указанием последовательности нормальных сверхгигантов. На рисунок нанесены наблюдаемые показатели цвета исследуемых звезд, а также усредненные величины U — B, B — V, исправленные за экстинкцию. Обращаем внимание на то, что непокрасненные показатели цвета лежат выше последовательности сверхгигантов, что указывает на избыток излучения в полосе U.
В табл. 6 для звезд выборки приведены средние по всему ряду наблюдений V-величины и показатели цвета B — V и U — B, максимальные амплитуды изменения блеска в полосе V, избытки цвета E(B — V) и спектральные классы, уточненные по UBV-фотометрии. Для IRAS 01005+7910 и IRAS 22023+5249 избытки цвета оценены по двухцветной диаграмме. Спектральный класс IRAS 01005+7910 взят из работы Ху (2002), для IRAS 22023+5249 спектр B1I соответствует Teff = = 24 000 K (Саркар и др., 2012) в калибровке Страйжиса (1982). Для IRAS 22495+5134 есть
Таблица 7. Журнал ПЗС-наблюдений M 2-54
Дата Начало наблюдений (JD 2400000+) Продолжительность ряда(часы)
03.09.2008 54713.407 4.23
04.09.2008 54714.399 4.52
06.09.2008 54716.421 4.05
07.09.2008 54717.403 4.74
08.09.2008 54718.408 4.53
определения E(B — V) по разным данным (см. раздел "Более подробная информация об исследованных объектах"), которые дают среднее значение E (B — V ) = 0.33 ± 0.03. Исправляя B — V и U — — B, полученные нами, за это покраснение, получаем (B — V)о = —0.25, (U — B)о = —1.14, что дает спектральный класс звезды B0I (Страйжис, 1982).
Характер переменности зв
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.