научная статья по теме ПРЕДВСПЫШКА КЛАССИЧЕСКОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ BF CYG В 1987–1989 ГГ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПРЕДВСПЫШКА КЛАССИЧЕСКОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ BF CYG В 1987–1989 ГГ»

УДК 524.338.3

ПРЕДВСПЫШКА КЛАССИЧЕСКОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ BF Cyg В 1987-1989 гг.

© 2008 г. А. А. Татарникова, Е. А. Колотилов, А. М. Татарников

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 04.04.2006 г.; принята в печать 22.06.2007 г.

Анализируются результаты ранее неопубликованных спектрофотометрических наблюдений классической симбиотической звезды БР Cyg в 1982—1989 гг. Показано, что в период 1987—1989 гг., ранее рассматривавшийся как спокойное состояние, у БР Cyg уже начался новый период активности. Оптический спектр, полученный 29 сентября 1987 г., обладает рядом особенностей, характерных для активного состояния классических симбиотических звезд. В этот же период в ближнем УФ-диапазоне наблюдался избыток излучения, возможно, принадлежащий аккреционному диску, а в дальнем УФ-диапазоне наблюдался эффект рэлеевского рассеяния излучения горячего компонента на атомарном водороде при фазах, не характерных ранее для этого эффекта. Последняя особенность может рассматриваться как проявление увеличенного (по сравнению с периодом 1979—1986 гг.) темпа потери вещества холодным компонентом БР Cyg. Рассмотрена взаимосвязь между увеличением темпа потери вещества холодным компонентом и активностью горячего компонента для классических симбиотических звезд.

РАС Б: 97.80.Gm, 95.85.Kr

1. ВВЕДЕНИЕ

Симбиотические звезды — класс взаимодействующих двойных звезд, состоящих из холодного гиганта, горячего компонента и туманности. Характерной чертой симбиотических звезд является сложный спектр, где наряду с полосами поглощения имеются яркие эмиссионные линии (разрешенные и запрещенные). В атмосфере холодного гиганта образуется спектр поглощения, а эмиссионные линии образуются в различных областях туманности.

BF Cyg принадлежит к классическим симбиоти-ческим звездам (типа Z And). Отличительной особенностью этой подгруппы являются новоподобные вспышки. Типичное развитие вспышки классической симбиотической звезды (и BF Cyg, в частности) можно описать следующим образом. Нарастание блеска происходит в течение 1—3 мес., а спад блеска длится несколько лет. Сильные вспышки (амплитуда в фильтре U до 3т) повторяются через несколько десятилетий. Последняя вспышка BF Cyg (1989—1992 гг.) была подробно проанализирована в работе [1]. Было показано, что в максимуме блеска распределение энергии в спектре горячего компонента BF Cyg соответствовало распределению энергии в спектрах А— F-сверхгигантов, а эмиссионный спектр высокого возбуждения практически полностью исчез.

Холодный компонент BF Cyg относится к спектральному классу М4—М5. Что же касается его класса светимости (II или III), то он пока однозначно не установлен. При спектральных наблюдениях в ИК-диапазоне Фекелом и др. [2] была определена величина Vrot sin i, соответствующая радиусу красного гиганта Rg = 70 ± 32 Rq ж 0.3 Rlobe. Однако при этом не учитывался ряд особенностей профилей линий поглощения, появляющихся у приливно-деформированного холодного компонента [3]. С другой стороны, в работах [4, 5] были проанализированы временные характеристики затмения горячего компонента, наблюдавшегося в 1991 г. во время его сильной вспышки, в результате чего авторы пришли к выводу, что красный гигант заполняет свою полость Роша (Rg¡A = = 0.54 ± 0.02) и является, соответственно, ярким гигантом II класса светимости (Lgiant ж 4000 Lq), тогда расстояние до системы составляет d ж 4 кпк. При моделировании ИК-кривых блеска Юдиным и др. [6] была получена независимая оценка степени заполнения полости Роша холодным компонентом BF Cyg. Кривые блеска BF Cyg в ИК-диапазоне характеризуются наличием вторичного минимума при фазах блеска около 0.5. Они могут быть воспроизведены в рамках эффекта эллипсоидально-сти, только если холодный компонент заполняет

свою полость Роша и, таким образом, является ярким гигантом II класса светимости.

В настоящий момент времени эффект эллипсои-дальности наблюдается у классических симбиоти-ческих звезд YY Her, CI Cyg, BF Cyg и повторной симбиотической новой T CrB [7, 8]. В этих четырех системах холодные компоненты заполняют свою полость Роша. В случае других симбиотических звезд сделать вывод о статусе холодного компонента (заполняет он свою полость Роша или нет) зачастую не представляется возможным из-за недостатка наблюдательных данных в ИК-диапазоне. Кроме того, на возможность обнаружения эффекта эллипсоидальности влияет не только степень заполнения полости Роша холодным компонентом, но и угол наклона орбиты системы по отношению к наблюдателю, а также возможные полуправильные вариации блеска, характерные для гигантов столь поздних спектральных классов.

Природа горячих компонентов классических симбиотических звезд до сих пор остается неясной. В 1984 г. Кенион и Веббинк [9] предложили две теоретические модели, позволяющие воспроизвести распределение энергии в УФ-спектре, характерное для классических симбиотических звезд. В первой модели (далее модель № 1) красный гигант заполняет свою полость Роша. В этом случае происходит перекачка вещества на вторичный компонент через внутреннюю точку Ла-гранжа. Процесс идет с формированием мощного аккреционного диска. Вторичный компонент может быть белым карликом или маломассивной звездой главной последовательности. При этом поток в дальнем УФ-диапазоне полностью формируется излучением пограничного слоя. Во второй модели (далее модель № 2) холодный компонент не заполняет свою полость Роша, а горячий компонент представляет собой звезду типа молодого ядра планетарной туманности. В этом случае горячий субкарлик аккрецирует вещество из ветра красного гиганта. УФ-спектры спокойного состояния у большинства классических симбиотических звезд могут быть представлены в рамках второй модели (горячий субкарлик и туманность, поглощающая все Lc-кванты).

В данной работе мы уделим основное внимание спектральной эволюции BF Cyg в 1980—1989 гг. — в период, предшествовавший большой вспышке 1989 г. Будет продемонстрировано, что этот период времени следует разделить на два интервала (1980-1986 гг. и 1987-1989 гг.), сильно отличающихся по своим спектральным характеристикам в УФ - и оптическом диапазонах.

2. НАБЛЮДЕНИЯ

Фотометрические иБУ-наблюдения симбиотической звезды BF Cyg проводились на 0.6-м телескопе Крымской станции ГАИШ. В качестве стандарта использовалась звезда HD 183240, ее звездные величины и = 7.84т, Б = 8.32т, У = = 8.40т. Ошибки оценок блеска звезды не превышали 0.03т. Результаты наблюдений опубликованы в работе [5].

Спектрофотометрические наблюдения BF Cyg в 1982—1988 гг. проводились на 0.6-м и 1.25-м телескопах Крымской станции ГАИШ в диапазоне длин волн 3300—7500 Л с разрешением 50 Л. Описание технических параметров спектрофотометра приводится в работе [10].

УФ-спектры BF Cyg, полученные на космической обсерватории ЮБ, были взяты с основного сайта архива данных ЮБ (http://sdc.laeff.inta.es/ ines/index.html).

Все спектры были исправлены за межзвездное покраснение с избытком цвета Е(Б — У) = 0.35т.

На рис. 1 представлены кривые блеска классической симбиотической звезды BF Cyg в фильтрах и, У и показателя цвета и—Б. На нижнем графике вертикальными линиями отмечены моменты нижнего соединения (холодный компонент впереди горячего компонента), полученные при анализе кривой лучевых скоростей холодного гиганта Фекелом и др. [2]:

ТСоиз = 2451395.2 + 757.2 • Е. (1)

Видно, что в спокойном состоянии моменты нижнего соединения совпадают с моментами фотометрического минимума. В дальнейшем все орбитальные фазы будут рассчитываться по форму-ле(1).

3. ОСОБЕННОСТИ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ BF CYG

3.1. Период 1980—1986 гг. (спокойное состояние)

Спектр BF Cyg отличается от спектров других классических симбиотических звезд крайне низкой степенью возбуждения, что связано с достаточно низкой температурой горячего компонента. Обычный метод определения температуры горячего компонента для этих объектов — метод Зан-стра, основанный на эквивалентной ширине линии

^11 1640 Л. Однако в случае BF Cyg эта линия блендируется с линией 01 1641 Л. Даже при наличии высокодисперсных УФ-спектров, точность определения потока в линии ^П 1640 Л нередко

-1.5

-1.0

-0.5

*

*< *х g X

х / X Xх» х х >

•д . * • ч * •• • .

Г * .« s % ц

.f # i f «f л

10 11

12

13 9

10

11

12 13

I I

* X x * X

* I

/ • л Л * »%\ r / V v v V

+

I Mill II

f

x

1 *

А л \ f- / У » . « • • m

* v v v

I *

I I I I I I I I I I I I

0

4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000 11000 12000 13000

JD 24440000+

Рис. 1. Результаты UBV-фотометрии классической симбиотической звезды BF Cyg в период 1978—2005 гг. Точки — данные авторов, крестики — данные из литературных источников (см. статью [4] и ссылки там). Вертикальными отрезками внизу графика U показаны моменты нижнего соединения (красный гигант перед горячим компонентом), рассчитанные по формуле ( 1). Вверху графика U отмечены даты, в которые были получены IUE-спектры.

составляет ^100% [11]. Поэтому при всех дальнейших расчетах предполагалось, что температура горячего компонента постоянна и составляет Thot = 57 000 K. Изменение температуры горячего компонента в пределах 55 000-60 000 К, определенных Гонзалез-Риестрой и др. [11], не оказывает существенного влияния на форму континуума в дальнем УФ-диапазоне. Температура туманности принималась равной Te = 10000 K во все даты наблюдений.

На рис. 2 показаны два УФ-спектра BF Cyg. Верхний спектр получен 14 апреля 1980 г. при орбитальной фазе р & 0.33. Модельная кривая представляет собой сумму излучений от горячего компонента и фотоионизационной туманности, поглощающей все Lc-кванты. Метод моделирования распределения энергии в континууме в УФ- и оп-

тическом диапазонах был подробно описан в [12]. Вклад от туманности был умножен на Q = 0.7, поскольку p = 0.5, и часть туманности экранируется холодным компонентом. При орбитальных фазах, близких к первичному минимуму (на рис. 2 нижний спектр был получен 13 марта 1981 г. при p ж ж 0.13), распределение энергии в УФ-диапазоне меняется существенным образом: в коротк

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.

Показать целиком