научная статья по теме РЕЗУЛЬТАТЫ ИК-ФОТОМЕТРИИ И МОДЕЛЬ ПЫЛЕВОЙ ОБОЛОЧКИ КАНДИДАТА В ПРОТОПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ V1027 CYG Астрономия

Текст научной статьи на тему «РЕЗУЛЬТАТЫ ИК-ФОТОМЕТРИИ И МОДЕЛЬ ПЫЛЕВОЙ ОБОЛОЧКИ КАНДИДАТА В ПРОТОПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ V1027 CYG»

АСТРОНОМИЧЕСКИМ ЖУРНАЛ, 2009, том 86, № 9, с. 914-921

УДК 524.37-857

РЕЗУЛЬТАТЫ ИК-ФОТОМЕТРИИ И МОДЕЛЬ ПЫЛЕВОЙ ОБОЛОЧКИ КАНДИДАТА В ПРОТОПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ V1027 Cyg

© 2009 г. М. Б. Богданов1, O. Г. Таранова2

1Саратовский государственный университет им. Н.Г. Чернышевского, Саратов, Россия

2Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 30.11.2008 г.; принята в печать 30.12.2008 г.

Приведены результаты фотометрии кандидата в протопланетарные туманности У1027 Cyg в фильтрах ,1НКЬМ за период с 1991 по 2008 гг. Колебания блеска во всех фильтрах не превышали 0.2т. Оценки параметров линейных трендов не показывают каких-либо статистически значимых изменений среднего блеска и показателей цвета объекта, за возможным исключением показателя Ь — М, демонстрирующего небольшое уменьшение. Поиск возможных периодичностей в изменениях блеска дал наиболее вероятный период 237й. На основе результатов фотометрии, дополненных данными о потоках в среднем и далеком ИК-диапазонах, рассчитана модель сферически-симметричной пылевой оболочки. Оцененный темп потери массы звезды составляет 1.3 х 1О~5М0/год.

РАС Б: 97.10.Fy, 97.20.Rp, 95.85.Hp, 95.85.Jq

1. ВВЕДЕНИЕ

Переменность блеска V1027 Cyg (=BD + + 29°3865 = HD 333385 = IRAS 20004 + 2955) была открыта Вахманом [1], и долгое время этот желтый сверхгигант не привлекал к себе особого внимания. После обнаружения спутником IRAS длинноволнового инфракрасного излучения, испускаемого пылевой оболочкой звезды, стало ясно, что звезда V1027 Cyg в ходе своей эволюции уже побывала на асимптотической ветви гигантов (AGB) диаграммы Герцшпрунга—Рессела и находится на так называемой postAGB-стадии. Исследованиями Фолька и Квока [2] и Гривняка и др. [3] было установлено, что V1027 Cyg, вероятно, представляет собой протопланетарную туманность. Эти объекты быстро эволюционируют, перемещаясь при почти неизменной светимости на диаграмме Герцшпрунга—Рессела справа налево так, что их спектральные классы становятся более ранними, а эффективная температура возрастает [4, 5].

Наблюдения V1027 Cyg были начаты в Крымской лаборатории ГАИШ с 1991 г. Архиповой и др. [6—8] были получены длительные ряды UBV-фотометрии, спектры низкого разрешения в диапазоне 4500—10 500 A и проведены измерения лучевых скоростей [7]. С этого же времени данный объект был включен в нашу программу ИК-фото-метрии. Кроме того, спектры высокого разрешения

V1027 Cyg были получены на 6-м телескопе САО РАН, и их анализ, проведенный Клочковой и др. [9], позволил оценить характеристики атмосферы звезды, металличность и содержание ряда химических элементов. Для V1027 Cyg имеются также оценки степени линейной поляризации излучения [10, 11] и данные спектрофотометрии в ближнем ИК-диапазоне, полученные спектрометром SWS орбитальной обсерватории ISO [12]. Эти исследования подтвердили, что объект находится на postAGB-стадии эволюции, а изменения блеска вызваны пульсациями звезды.

Целью настоящей работы являются анализ изменения блеска V1027 Cyg в ИК-диапазоне по данным наших наблюдений 1991—2008 гг. и расчет модели ее пылевой оболочки.

2. РЕЗУЛЬТАТЫ ИК-ФОТОМЕТРИИ

ИК-фотометрия V1027 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 кас-сегреновском фокусе телескопа. Диаметр входной диафрагмы составлял 12 , а пространственное разделение пучков при модуляции — œ30" в направлении восток-запад. Фотометрическим стандартом служила звезда BS 7615 из каталога Джонсона и др. [13].

4.8 • / * : • > • : -1 • • •

] 5.0 ч •/ • — * п • «» % • • V • •• Г 5 •

• щ « • • • • •

4.2 - / • * ч \ ** ✓ • л -А..

т т* • • • N • % * -»

Н Ф • •

4.4 -

3.8 • <ч» * Л. •• • * £ ' я " "V : • • . « -Г"- -

К 4.0 V".* -V- V» К • •• • • 4 т • •

3.3 • / и \ • • • » •

Ь - / • —Г • г • ч

3.5 « • • •

3.1 _ у ч А/ - * * • * Ж х Ш 1

М г 1 0 • • • ■М * X

X

3.5 - 1 1 1

10000 12000 14000

ГО2440000+

Рис. 1. Наблюдаемые изменения блеска У1027 Су^ в фильтрах ЗНКЪЫ в 1991—2008 гг. Сплошными линиями показаны линейные тренды, а штриховыми — результаты усреднения наблюдений скользящим средним по 5 отсчетам.

Результаты ИК-фотометрии У1027 Cyg в 1991—2008 гг. представлены на рис. 1 и 2 в виде кривых изменений блеска в фильтрах ЗНКЪШ и показателей цвета J—И и Ь — М. По оси абсцисс отложены юлианские даты, а по оси ординат — звездные величины. Вертикальными отрезками на рис. 1 и 2 для блеска в фильтре М и показателя цвета Ь — М указаны погрешности оценки звездной величины (±1а). В остальных фильтрах погрешности не превышали ±0.01т. Сплошными линиями на рисунках нанесены линейные тренды, параметры которых определялись методом наименьших квадратов. Штриховыми линиями показаны результаты усреднения наблюдений скользящим средним по 5 отсчетам.

В таблице приведены усредненные за все время наблюдений значения звездных величин У1027 Cyg в фильтрах JHKЬM и потоков ^(А), их стандартные отклонения ат и ар, число усредненных значений Ж и эффективная длина волны пропускания фильтра А. Все JHKЬM-величины исправлены за межзвездное поглощение со значением избытка цвета Е(В — V) = 1.03 [3].

Из данных наблюдений можно сделать следующие выводы об особенностях изменения ИК-блеска У1027 Cyg на протяжении 18 лет. Колебания блеска во всех фильтрах не превышали 0.2т. В изменениях ИК-блеска наблюдаются небольшие тренды (рис. 1). Так, средний блеск в фильтрах JHKЬ с 1991 по 2008 гг. увеличивался. Однако его

ГО2440000+

Рис. 2. Наблюдаемые изменения показателей цвета J — Н и Ь — М объекта У1027 Су^ в 1991—2008 гг. Обозначения те же, что на рис. 1.

увеличение за все время наблюдений составило не более нескольких сотых звездной величины. Средний блеск в фильтре М, напротив, уменьшался, и его падение за тот же период составило около 0.1Ш. Кроме отмеченных трендов, на сглаженных кривых изменениях блеска звезды заметны колебания с характерным временем 1500й—2500й (рис. 1, штриховые линии). Увеличение блеска в фильтрах J и Н происходило таким образом, что средний показатель цвета J — Н с точностью до 0.01ш в 1991—2008 гг. оставался неизменным. Уменьшение среднего М-блеска привело к уменьшению среднего показателя цвета Ь — М примерно на 0.1ш, что соответствует увеличению цветовой температуры примерно на 500 К.

У объектов, являющихся кандидатами в прото-планетарные туманности, могут наблюдаться периодические изменения блеска [4]. Фурье-анализ наших рядов ИК-фотометрии был проведен в диапазоне периодов от 10й до 1000й с использованием компьютерной программы Ленца и Брегера [14],

реализующей усовершенствованный вариант алгоритма Сперла [15]. Рассчитанная периодограмма показана сплошной линией на рис. 3. Штриховой линией на этом рисунке показано спектральное окно, связанное с наличием пропусков данных, а числа у вершин пиков дают соответствующие им периоды в сутках. Анализ периодограммы показывает наличие наиболее вероятного периода Р = = 237й ± 1й. Кроме этого, на периодограмме видны еще два пика меньшей высоты, соответствующие периодам 143й и 660й. На рис. 4 представлены сводные кривые блеска в фильтрах J и Ь, построенные с периодом 237й и эпохой минимума ^(Мт^) = 2448583.7.

Независимый поиск возможных периодично-стей в изменении блеска У1027 Cyg выполнен Архиповой и др. [8] при анализе ряда иБУ-фотометрии, продолжительность которого была приблизительно в 2 раза меньше интервала, охватываемого нашими наблюдениями, но число оценок блеска в котором существенно выше.

Средние звездные величины в фильтрах 1НКЬМ и потоки излучения объекта У1027 Cyg

Фильтр А, мкм Звездная величина О m N ^(А), 10 4 эрг/с см2 см ар ,10 4 эрг/с см2 см

J 1.25 4.07 0.07 63 7.58 0.49

H 1.65 3.75 0.06 53 3.85 0.21

К 2.2 3.62 0.06 62 1.48 0.08

L 3.5 3.25 0.05 57 0.32 0.02

M 5.0 3.12 0.09 50 0.12 0.01

Было найдено два периода: Р0 = 306й и Р\ = 225й. Поскольку отношение Р\/Р0 = 0.73, то найденные периоды интерпретировались в работе [8] как фундаментальный период пульсации и первый обертон, соответственно. На рис. 3 вертикальными штриховыми стрелками отмечены ожидаемые положения пиков с этими периодами. Очевидно, что гармоника с периодом 306й присутствует и на нашей периодограмме, однако высота соответствующего пика сравнительно невелика. Другой период 225й близок к найденному нами значению 237й.

Как видно из таблицы, среднее значение показателя цвета 1 — Н составляет 0.32т. Для нормальных сверхгигантов такое значение приблизительно соответствует спектральному классу С0 [16]. У этих звезд показатель цвета К — Ь = = 0.10т—0.12т, в то время как по данным наших наблюдений его значение превышает величину 0.3т. Таким образом, у У1027 Cyg на длинах волн Л > 2 мкм присутствует избыточное (по отношению к нормальному сверхгиганту) излучение, которое вероятно связано с пылевой оболочкой звезды.

На рис. 5 представлены двухцветные диаграммы (1 — Н, Н — К) и (1 — Н, К — Ь). Темными кружками нанесены наблюдаемые значения показателей цвета, а светлыми — значения показателей цвета, исправленные за межзвездное поглощение с Е(В — V) = 1.03т (прямые линии со стрелками). Сплошными линиями показаны изменения показателей цвета нормальных сверхгигантов по данным Курнифа [16]. Из анализа спектра У1027 Cyg следует, что спектральный класс звезды — 071аЬ. На рис. 5, где вертикальной штриховой линией отмечено значение показателя цвета 1 — Н для нормального сверхгиганта 07, видно, средний спектральный класс У1027 Cyg после учета межзвездного поглощения получается близким к 00. Такое расхождение можно объяснить, например, двойственностью У1027 Cyg или меньшим межзвездным поглощением для У1027 Cyg. Значение Е(В — — V) = 0.7т, вместо 1.03т приведет к согласию спектральной классификации и цвета звезды.

3. РАСЧЕТ МОДЕЛИ ПЫЛЕВОЙ ОБОЛОЧКИ

Одними из основных параметров модели пылевой оболочки являются светимость L и эффективная тем

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