ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 11, с. 861-866
УДК 524.31
О КИНЕМАТИЧЕСКОМ ВОЗРАСТЕ ЗВЕЗДЫ RZ Psc
© 2013 г. И. С. Потравнов*, В. П. Гринин
Главная Астрономическая обсерватория РАН, Пулково Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета
Поступила в редакцию 05.04.2013 г.
Звезда RZ Psc принадлежит семейству молодых звезд типа UX Ori, фотометрическая активность которых обусловлена сильными изменениями экстинкции в окружающих их околозвездных дисках. Однако в отличие от всех остальных звезд этого типа, у RZ Psc до недавнего времени не было обнаружено никаких признаков молодости. В нашей статье (Гринин и др., 2010) впервые была сделана грубая оценка кинематического возраста звезды, которая показала, что RZ Psc по своему эволюционному статусу занимает промежуточное положение между молодыми звездами в Орионе и звездами с остаточными (debris) дисками. В настоящей статье мы приводим уточненную оценку кинематического возраста этой звезды, подтверждающую данный вывод, согласно которой возраст RZ Psc равен примерно 25 ± 5 млн лет при M* = 1MQ.
Ключевые слова: RZ Psc, UXORs, кинематический возраст, околозвездный диск, маломассивный компаньон.
DOI: 10.7868/80320010813100057
ВВЕДЕНИЕ
Согласно Общему каталогу переменных звезд (Самусь и др., 2007—2012), звезда RZ Psc относится к подклассу неправильных переменных с непериодическими алголеподобными ослаблениями блеска. Исследованиями последних двадцати лет установлено, что большинство звезд этого подкласса составляют молодые звезды промежуточных масс типа АеВе Хербига (одна из которых — UX Oгi — принята в качестве прототипа всего семейства). Их бурная фотометрическая активность обусловлена небольшим наклоном околозвездных газопылевых дисков относительно направления на наблюдателя и вызвана изменениями колонковой плотности околозвездной пыли на луче зрения (Гринин и др., 1991). Среди звезд этого семейства RZ Psc выделяется сразу несколькими отличительными признаками:
• Это самая холодная звезда этого семейства: по данным Хербига (1960) ее спектральный класс ад IV.
• У RZ Psc алголеподобные минимумы обладают наименьшей длительностью: они продолжаются всего 1—2 дня (Зайцева, 1985; Кардополов и др., 1980; Пугач, 1981;
Электронный адрес: ilya.astro@gmail.com
Венцель, 1989). Подобные кратковременные минимумы иногда наблюдаются и у других звезд этого типа (см. например, Шаховской и др., 2003а; Финдейсен и др., 2013), но у RZ Psc наблюдаются только такие минимумы. Это свидетельствует о том, что околозвездные пылевые облака, экранирующие звезду от наблюдателя, имеют компактные размеры и довольно резкие границы.
• RZ Psc находится на галактической широте Ь = —35°, вдали от областей интенсивного звездообразования, и в отличие от остальных звезд типа UX ORi не имеет классических признаков молодости: у нее нет ни инфракрасного (ИК) избытка в полосах ЛИК (Гласс, Пенстон, 1974), ни признаков эмиссии в линии Ha (Хербиг, 1960; Каминский и др., 2000).
• Вместе с тем, в ближайших окрестностях RZ Psc существует достаточно много пыли, а ее распределение в околозвездном пространстве сильно отклоняется от сферической симметрии (т.е., скорее всего, имеет дискообразную форму). Об этом свидетельствуют большая линейная поляризация, наблюдавшаяся в глубоких минимумах (Шаховской и др., 2003б; Киселев и др., 1991),
а также характерные для звезд этого семейства изменения показателей цвета (Зайцева, 1985; Кардополов и др., 1980; Пугач, 1981; Киселев и др., 1991).
Наличие большого количества рассеянного света (по оценкам Шаховского и др., 2003б) — около 10% излучения звезды в визуальной области спектра) и отсутствие избытка излучения в полосах JHK означает, что в околозвездном диске RZ Psc имеется полость, свободная от вещества. В таком случае ИК-избыток в распределении энергии звезды должен наблюдаться в более длинноволновой области спектра. Недавно это предположение подтвердилось: тепловое излучение околозвездной пыли обнаружено в спектре RZ Psc на длинах волн Л > 5 мкм (де Вит и др., 2013). Его температура близка к 500 К, что позволило оценить радиус внутренней полости: 0.4—0.7 а.е.1 .
Недавно удалось также несколько прояснить ситуацию с неопределенным эволюционным статусом RZ Psc (Гринин и др., 2010): в ее спектре, полученном на 2 м телескопе обсерватории Тер-скол, обнаружена довольно сильная линия лития
6708 A, являющаяся важным (хотя и не очень точным) индикатором возраста звезд. По эквивалентной ширине этой линии сделана грубая оценка возраста звезды: 10—70 млн лет. Несколько более определенный результат дал анализ собственного движения RZ Psc из каталога Tycho-2 (Хог и др., 2000). Кинематический возраст звезды оказался порядка 30—40 млн лет. Эта величина в несколько раз превышает характерное время диссипации протопланетных дисков (около 10 млн лет, Стром и др., 1993). Отсюда мы заключили, что RZ Psc — это post UXOr, и что околозвездный диск звезды находится в переходном состоянии от первичного диска к остаточному (debris) диску, наблюдаемому у некоторых звезд главной последовательности.
Приведенная выше оценка кинематического возраста RZ Psc была получена с использованием данных о лучевой скорости звезды ( Vr = —11.5 ± ± 1.5 км/c) из работы Каминского и др. (2000). Позже мы показали, что если воспользоваться значением Vr = —2 ± 1.5 км/c, полученным на основе наших наблюдений, то кинематический возраст RZ Psc уменьшается примерно до 20 млн лет. Этот результат был представлен в стендовом докладе (Потравнов и др., 2011) на Европейской
1 Появление центральной полости вероятнее всего вызвано приливными возмущениями, порождаемыми маломассивным компаньоном, радиус орбиты которого примерно вдвое меньше радиуса полости. У звезды, по-видимому, имеется второй компаньон на периферии системы, на существование которого указывает фотометрический период 12.4 года (де Вит и др., 2013).
астрономической конференции JENAM-2011 в Санкт-Петербурге, но опубликован не был. Вскоре после этого мы нашли в статье Шевченко и др. (1993) старые измерения лучевой скорости RZ Psc, которые оказались в хорошем согласии с нашим результатом: Vr = -2 ± 2 км/c. Учитывая важное значение RZ Psc для понимания физических процессов, протекающих на заключительных стадиях эволюции околозвездных дисков, мы вновь возвращаемся в данной статье к оценке кинематического возраста этой звезды.
КИНЕМАТИЧЕСКИЙ ВОЗРАСТ RZ Psc
Чтобы по собственному движению определить кинематический возраст звезды tk, т.е. время, прошедшее от момента ее рождения (предположительно вблизи галактической плоскости) до настоящего времени, необходимо рассчитать траекторию ее движения в поле тяготения Галактики. Если звезда ушла недалеко от своего места рождения, то достаточно определить вертикальную компоненту скорости движения W(z) в гравитационном поле галактического диска.
Исходные данные
Исходными данными для таких расчетов являются компоненты собственного движения звезды, ее расстояние D и лучевая скорость Vr. Согласно каталогу Tycho-2 (Хог и др., 2000) RZ Psc имеет следующие компоненты собственного движения: pmRA = 25.4 ± 2 мсд/год, pmDE = -11.9 ± ± 2.1 мсд/год. В Галактической системе координат им соответствуют компоненты собственного движения по галактической долготе и широте: pml = 7.89 ± 0.60 град/млн. лет, pmb = -2.76 ± ± 0.49 град/млн. лет соответственно.
Текущее значение расстояния звезды до галактической плоскости:
z* = D sin b — zQ, (1)
где zQ — расстояние Солнца до галактической плоскости. Следуя Джоши (2007), мы принимаем Zq = 25 пк. Следует заметить, что эта поправка входит в формулу для z* со знаком минус, поскольку Солнце смещено в направлении северного галактического полюса.
2 Следует отметить, что отклонение величины Ут, полученной Каминским и др. (2000), от наших значений и данных Шевченко и др. (1993) значительно превышает ошибки измерений и, по-видимому, реально. Такие флуктуации лучевой скорости у звезды типа UX Ori в принципе возможны из-за эффекта Росситера-МакЛафлина при неполном затмении вращающейся звезды компактным пылевым облаком (Гринин, Потравнов, 2013)
О КИНЕМАТИЧЕСКОМ ВОЗРАСТЕ
863
Текущее значение вертикальной компоненты скрости W(z*) состоит из трех слагаемых:
W(z*) = Vr sin b + pmbD cos b + WQ. (2)
Первые два учитывают проекцию на ось z лучевой скорости звезды и ее собственного движения по галактической широте (как видно из рис. 1, они направлены в противоположные стороны). Последний член учитывает движение Солнца по направлению к северному полюсу Галактики. Поэтому соответствующая поправка отрицательна: Wq = = —7 км/c (Перро, Гренье, 2003). Следует отметить, что в формулах (1) и (2) галактическая широта звезды b входит со знаком "+", поскольку ось z направлена на южный полюс Галактики.
С учетом сказанного выше, при расчетах принято значение лучевой скорости звезды Vr = —2 ± ± 2 км/c. Поскольку параллакс RZ Psc неизвестен, то для определения расстояния D были использованы данные фотометрии для яркого (внезатмен-ного) состояния звезды (V ~ 11.5, Зайцева, 1985) и параметры, полученные в статье Гринина и др. (2010) из анализа ее спектра: Teff = 5250 K, lg g = = 4.0 и R* = 1.5Rq (последняя величина совместима с lg g = 4.0 при массе звезды около 1Mq. Мы приняли во внимание также, что в направлении на RZ Psc поглощение Av = 0 (Каминский и др., 2000). С учетом этого расстояние до RZ Psc получилось близким к 240 пк (Гринин и др., 2010). Поскольку о массе звезды известно лишь, что она порядка массы Солнца, то были рассмотрены дополнительно еще два значения фотометрических расстояний, полученных описанным выше способом в предположении, что масса звезды может находиться в интервале от 0.5 до 1 .5Mq .
Уравнение движения
Как и в статье Гринина и др. (2010), для расчета вертикальной компоненты скорости движения звезды W(z) воспользуемся аналитической аппроксимацией гравитационного потенциала галактического диска из работы Перро и Гренье (2003):
g(z) = —4^GPdzd(1 — e-z/zd), (3)
где G — гравитационная постоянная, pd = 7.6 х х 10-2Mq пк-3 (Кресе и др., 199
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.