ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 3-4, с. 148-162
ОСОБЕННОСТИ ЭВОЛЮЦИИ БЛЕСКА И СПЕКТРА СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗАТМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОЙ V1329 ЛЕБЕДЯ НА ПОЗДНЕЙ СТАДИИ НОВОПОДОБНОЙ ВСПЫШКИ
2015 г. В. П. Архипова*, В. Ф. Есипов, Н.П.Иконникова**, Г.В.Комиссарова
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Поступила в редакцию21.10.2014 г.
Приводятся фотоэлектрические ИВУ-наблюдения пекулярной симбиотической звезды V1329 Cyg, выполненные на Крымской станции ГАИШ-МГУ в течение 245 ночей за период 2003—2014 гг. Показаны кривые блеска звезды с 1973 г. по крымским наблюдениям. Падение блеска после вспышки за последние 40 лет составило О™8—1™0. Фазовые кривые показателей цвета на фазах 0.2 и 0.8 имеют максимумы. Предлагается их качественная интерпретация в рамках модели взаимодействующих ветров в симбиотических системах двойных звезд. Переопределен орбитальный период двойной системы. Спектральные наблюдения на 125-см телескопе Крымской станции с 1994 по 2014 гг. подтвердили изменение эмиссионного спектра системы с фазой орбитального периода. Потоки в линиях H I, ^ I, Fe II четко отслеживают орбитальное движение. Бальмеровские линии водорода, а также континуум на А6000 и поток в полосе У меняются в ^3.5 раза от минимума до максимума блеска. Линии нейтрального гелия изменяются в 5 раз. Линии высокого возбуждения ^ II, [Fe VII], [Ca VII], а также рамановская линия O VI А6825 показали изменения потоков в ^2—3 раза, слабо коррелирующие с фазой орбитального периода. Эквивалентные ширины линий H I и ^ I максимальны в максимуме блеска звезды и имеют хорошо выраженные минимумы на фазах 0.2 и 0.8, тогда как эквивалентные ширины линий линий ^ II, [Fe VII], [Ca VII] минимальны в интервале фаз 0.2—0.8. Обсуждается вопрос о расположении зон излучения разрешенных и запрещенных линий в системе двойной V1329 Cyg. Изучена эволюция эмиссионного спектра V1329 Cyg с 1980 по 2014 гг. по новым и архивным данным. Обнаружено постепенное уменьшение абсолютных потоков эмиссионных линий, излучаемых туманностью. Существенно ослабели линии ^ III] и [Fe VII], однако появилась и постепенно усиливается линия [Fe X] А6375 A, что свидетельствует о росте степени ионизации газа в зоне формирования этой линии.
Ключевые слова: симбиотические звезды, ИВУ-наблюдения, спектральная эволюция после вспышки, фазовые кривые показателей цвета, изменения интенсивностей линий, сталкивающиеся ветры в двойной системе, V1329 Cyg.
DOI: 10.7868/80320010815040014
ВВЕДЕНИЕ
Симбиотическая звезда V1329 Cyg (а = = 20h 5^0Р; 6 = +35° 34'54" (2000)) сочетает в себе свойства классических симбиотических (тип S) и симбиотических новых (тип D). Она занимает как бы промежуточное положение между типами. Классифицированная как классическая типа S, она имеет орбитальный период Р = 956 сут вблизи верхней границы для этого типа, амплитуду единственной вспышки около 4т, что также вблизи верхней границы амплитуды вспышки для S-типа,
Электронный адрес: vera@sai.msu.ru
Электронный адрес: ikonnikova@gmail.com
не имеет ИК-избытка, как и все звезды типа S, а ее холодный компонент является постоянной звездой, а не миридой, как у симбиотических новых. Для симбиотической новой она показала недостаточно большую амплитуду вспышки и отсутствие пылевой компоненты в ИК-диапазоне. До вспышки горячий компонент двойной системы был весьма активной переменной с амплитудой блеска в фотографических лучах до 2т, что редко наблюдается у классических симбиотических.
Открытая через несколько лет после вспышки (Когоутек, 1969), звезда интенсивно исследовалась впоследствии. Было обнаружено, что до вспышки звезда была затменной переменной типа Алголя (Шао, 1971; Стинон и др., 1974; Григар и др., 1979;
Мунари и др., 1988; Архипова, Мандель, 1991) с амплитудой более 2т и продолжительностью минимума 0.1 Р. Подъем блеска к вспышке был прослежен по фотографическим наблюдениям в работе Архиповой и Манделя (1975), его скорость на конечной стадии составляла 0""02 в сутки.
Период двойной определялся неоднократно (Григар и др., 1979; Шилд, Шмид, 1997; Хохол и др., 1999), наиболее вероятное его значение заключено в интервале 950—960 дней, причем наблюдения до вспышки и после нее дают одинаковое значение периода. Чаще всего используется эфемерида Шилда и Шмида (1997): = 24 44890.0 +
+ 956(? 5Е.
Наша эфемерида по иБУ-данным до 2002 г. (Архипова и Иконникова, 2004) была получена в виде:
= 24 42005.4 + 9541?5(±7.4)Е. (1)
В данной работе мы приводим фотоэлектрические иБУ-наблюдения, полученные на Крымской станции ГАИШ-МГУ в 2003-2014 гг. Обнаруженное нами ранее существенное покраснение показателей цвета в фазах вблизи квадратур полностью подтверждено и выявлено различие покраснения и — Б между фазами. Предлагается качественное объяснение этого явления в рамках теории взаимодействующих ветров в системе V1329 Cyg. В результате спектральных наблюдений с низким
разрешением (~4 Л/элемент) нами получен обширный ряд данных об эквивалентных ширинах и абсолютных потоках эмиссионных линий в диапазоне Л3700-7600 Л и исследовано их поведение в зависимости от времени и от орбитальной фазы.
Проведенный нами анализ потоков излучения в линиях за период 1980-2014 гг. показал сильный рост со временем излучения в линии [Ре X] Л6375 Л и существенное ослабление [Ре VII] и [О III]. В среднем ослабели абсолютные потоки практически всех эмиссионных линий, а также континуума. Большая дисперсия потоков линий Не I отражает их значительные фазовые изменения, а сами потоки за более чем 30 лет уменьшились примерно в 1.5 раза. Тот же вывод справедлив и для водородных линий. Сделан ряд качественных заключений о распределении зон излучения разрешенных и запрещенных линий в затменной системе V1329 Cyg.
НОВЫЕ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ иБУ-НАБЛЮДЕНИЯ V1329 Cyg В КРЫМУ В 2003-2014 гг.
Фотоэлектрические иБУ-наблюдения V1329 Cyg на 60-см рефлекторе Крымской станции ГАИШ-МГУ проводятся с 1973 г. (Архипова,
Мандель, 1973; Архипова, 1977; Архипова, Иконникова, 1989; Хохол и др., 1999; Архипова, Иконникова, 2004). За период с 1973 г. (JD24 41236— 24 56944) нами получено свыше 700 оценок UBV блеска в течение 600 ночей.
Фотометр 60-см телескопа, изготовленный В.М. Лютым (1972), в качестве приемника излучения имеет неохлаждаемый ФЭУ типа EMI9789 и работает в режиме счета фотонов. Кривые реакции инструментальной системы фотометра приводились в нашей работе Архиповой (1977) и весьма близки к стандартной системе Джонсона. Однако для эмиссионных объектов с сильными линиями излучения, к каким относится V1329 Cyg, мы не делаем редукции к стандартной системе UBV. Основной звездой сравнения является BD + + 35°4300 (ее величины V = 9m75, B = 9^96, U = = 10m22 (Архипова, 1977)).
При наблюдениях эмиссионных объектов с фотометром Лютого имеет место небольшой температурный эффект из-за отсутствия термостати-рования фотометра и других причин, однако для V1329 Cyg он является несущественным, так как линия, наиболее ответственная за него — небулярная линии [O III] А5007 A — сравнительно слаба, и ее влияние не выходит за пределы ошибок измерений в фильтрах B и V (0^02-0^03). В фильтре U температурный эффект вообще отсутствует.
В табл. 11 приводятся UBV-данные, полученные в Крыму за период 2003—2014 гг., а на рис. 1 показаны кривые блеска в лучах UBV. Точность звездных величин в среднем составляет 0m01-0m02, но в минимумах блеска может падать до 0m05. Обращаем внимание на детали вблизи JD24 52870 и JD24 54645 (отмечены на рис. 1 стрелками), где на восходящей ветви кривой блеска и возле максимума видны вспышки с амплитудой >0™2. Первая из них подробно исследована в работе Прибуллы и др. (2004), сведения о второй содержатся в статье Скопала и др. (2012). Данные этих авторов также нанесены на рис. 1.
Следует обратить внимание на максимум блеска V1329 Cyg вблизи JD24 53850. В полосе V его уровень на <~0™5 выше, чем у предыдущего и последующего максимумов. Вероятно, повышение блеска вблизи JD24 53850 также связано со вспы-шечной активностью звезды.
На рис. 2 показаны полные кривые блеска V1329 Cyg с 1973 по 2014 гг. по нашим наблюдениям. Приведены индивидуальные оценки за ночь. За 40 лет падение среднего блеска составило <~0™8 в полосах V и B, 1m0 в U полосе. Средний
1 Таблица 1 публикуется только в электронном виде и
доступна через http://vizier.u-strasbg.fr/cats/J.PAZh.htx
12
13
14
13 од 14
15
13
14
53000
54000 55000
ГО2400000+...
56000
57000
Рис. 1. Кривые блеска У1329 Cygв полосах иБУ по наблюдениям в Крыму с 2003 по 2014 г. На рисунок нанесены также данные из работ Прибуллы и др. (2004) — открытые кружки, Скопала и др. (2012) — звездочки. Стрелками показаны моменты вспышек.
12
13
14
13 од 14 15
13
14
.1 ' . 1 1 1 1 1 1 1 1 I I 1 • • > • • " ► , ^ , 1 * I 1 1 < « 1 * .4. ■ 1 ' • ' > *'•. Ц * ' 1 г . * 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 { Л Д. \ л к ' 1 г. Л « {* :! .• •« # V» - 1 1 1 1 1
1 | 1 | 1 | 1 | 1 | / •• • л л > " ! , V V " .1 1 1 « г • 1 1 1 1 ( 1 1 1 1 1 I 1 1 1 1 Л \ / ; У: 1 1 1 1 1
, 1 1 , 1 1 1 1 1 1 1 1 * % ' , , " * ,» Л л >, * 11 1. \ л л £ * н ] • * : - ; V V \11 I , I , 1 . 1 , 1 1 1 1 1 1 ; » • \ V V V- • ' 1 : I . I . I
42000 44000 46000 48000 50000 52000 54000 56000
ГО2400000+...
Рис. 2. Кривые блеска У1329 Cyg в полосах иБУ по наблюдениям в Крыму с 1973 по 2014 г.
i
oq
1.2 -1.2
^-0.8
-0.4
0 0.2 0.4 0.6 0.1
Ф
1.0 1.2 1.4
Рис. 3. Фазовые кривые блеска и показателей цвета V1329 Cyg по наблюдениям с 2003 по 2014 г.
показатель цвета и — Б стал краснее на 0.2, Б — У изменился незначительно (уменьшился на 0.02).
Мы решили переопределить орбитальный период звезды по всему 40-летнему крымскому циклу, который представляет собой однородный ряд наблюдений в интервале времени ^ 24 4123624 56944. Для поиска периода мы использовали наблюдения в полосах У и Б после учета тренда блеска в виде линейного приближения:
У = 10""794 ± 0.190 + (5.079 ± 0.379) х
х 10"5(УБ — 24 00000)
Б = 11""306 ± 0.206 + (5.052 ± 0.408) х
х 10"5 (УБ — 24 00000).
Период,
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.