Фотометрические и спектральные исследования симбиотических звезд: BF Cyg, PU Vul, V407 Cyg и V1413 Aql

• Автор: Татарников, Андрей Михайлович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 149 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА 1. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
1.1. Наблюдения
1.2. Рэлеевское рассеяние излучения горячего компонента
1.3. Температура горячего компонента
1.4. Электронные температура и концентрация (Те, Пс) и содержание O/Ne
ГЛАВА 2. КЛАССИЧЕСКАЯ СИМБИОТИЧЕСКАЯ ЗВЕЗДА BF CYG
2.1. Характеристики фотометрического поведения BF Cyg
2.2. Эффект эллипсоидальности и степень заполнения полости Роша холодным компонентом
2.3. Размеры компонентов BF Cyg
2.4. Предвспышечная активность BF Cyg
2.5. Выводы
ГЛАВА 3. СИМБИОТИЧЕСКАЯ НОВАЯ PU VUL
3.1. Анализ архивных УФ-наблюдений симбиотической новой PU Vul во время небулярной стадии и минимума блеска 1993 - 1994 гг
3.2. Спектральные и фотометрические наблюдения симбиотической новой PU Vul во время небулярной фазы и минимума 2007 г
3.3. Выводы
ГЛАВА 4. ПОВТОРНАЯ СИМБИОТИЧЕСКАЯ НОВАЯ V407 CYG
4.1. Переменность ИК-блеска V407 Cyg
4.2. Четыре состояния повторной симбиотической новой V407Cyg
4.3. Выводы
ГЛАВА 5. КЛАССИЧЕСКАЯ СИМБИОТИЧЕСКАЯ ЗВЕЗДА VI413 AQL
5.1. Симбиотическая звезда V1413 Aql на стадии перехода к спокойному состоянию
5.2. Затмения горячего компонента VI413 Aql в 2010 и 2011 гг
5.3. Выводы
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ПРИЛОЖЕНИЯ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ВВЕДЕНИЕ
Симбиотические звезды это особый класс взаимодействующих двойных систем, в спектрах которых наряду с линиями и полосами поглощения, характерными для холодных звезд, наблюдаются эмиссионные линии, характерные для спектров планетарных туманностей.
Присутствие в одной системе таких разных объектов, как холодный гигант и горячий карлик, активный обмен веществом, газовая (а в некоторых системах и газопылевая) туманность с сильно различающейся плотностью вещества и степенью ионизации, все это вместе дает возможность изучения целого ряда явлений. Симбиотические звезды выступают в роли своеобразных физических лабораторий, позволяющих изучить различные аспекты эволюции звезд в двойных системах.
Симбиотические звезды делятся на ряд подгрупп. Существует несколько критериев такого деления. Основной (и первый исторически сложившийся) - характер активности горячего компонента. По этому признаку симбиотические звезды делятся на 1) классические симбиотические звезды (время от времени наблюдаются вспышки с амплитудой до 3 звездных величин), 2) симбиотические новые (за всю историю наблюдений наблюдалась одна сильная новоподобная вспышка, период возвращения к исходному уровню блеска -сотни лет), 3) повторные (рекуррентные) симбиотические новые (наблюдалось несколько сильных новоподобных вспышек), 4) пекулярные симбиотические звезды, 5) симбиотические звезды с неактивным горячим компонентом (отсутствие каких бы то ни было вспышек).
Еще один критерий связан с наличием (D-тип от "dusty") или отсутствием (S-тип от "stellar") признаков избытка излучения в ИК-диапазоне, вызванного излучением околозвездной пылевой оболочки. К первому типу принадлежат ~20%, а ко второму - около 80% известных симбиотических звезд.
Существует так же модельная классификация симбиотических звезд (предложена Пачински и Рудак в 1980 г.), основанная на темпе аккреции вещества горячим компонентом и причине возникновения вспышки. В симбиотических звездах типа I (прототип-классическая симбиотическая звезда ZAnd) горячий компонент аккрецирует вещество из ветра холодного компонента. Аккрецируемое вещество постоянно и устойчиво горит на его поверхности и обеспечивает постоянную светимость горячего компонента. При этом вспышки классических симбиотических звезд вызываются относительно небольшими флуктуациями темпа аккреции. У звезд типа II (прототип - симбиотическая новая V1016 Cyg) темп аккреции низок, горение на поверхности не идет, и вещество накапливается до критической массы. Вспышка симбиотической новой наблюдается при возгорании водорода в накопившейся у горячего компонента оболочке.

"°7ГГ—
В последние десятилетия вышло несколько каталогов симбиотических звезд: каталог Аллена (1984), каталог Кениона (1986) и каталог Бельчински и др. (2000). Первый из них содержит сведения о 129 симбиотических звездах и 15 кандидатах в этот класс переменных звезд, второй- о 133 симбиотических звездах и 20 кандидатах, третий- о 188 симбиотических звездах и 30 кандидатах в них. Таким образом, в настоящее время известно около 200 симбиотических звезд (небольшая часть из них находится в Магеллановых облаках).
Симбиотические звезды - двойные звездные системы
Несмотря на достаточно полное общее понимание природы симбиотических звезд, дать точное определение тому, что же такое симбиотическая звезда непросто (об истории появления термиина "симбиотическая звезда" см. в Приложении). Исторически так сложилось, что переменная звезда относится к одному из типов переменных звезд путем сравнения ее с заданными прототипами. Для симбиотических звезд основным таким прототипом является Z And (предложен Мерриллом в первой половине XX столетия). Однако, разнообразие явлений, встречающихся у симбиотических звезд, привело к попыткам усовершенствовать такую простую классификационную схему. В разные годы предлагались такие дополнительные признаки, как неправильная оптическая переменность и присутствие в спектре линий излучения ионов с потенциалом ионизации выше 55 эВ.
В конечном счете, были выработаны следующие наблюдательные критерии для отбора симбиотических звезд (Кенион, 1986): 1) присутствие абсорбционного спектра, характерного для гигантов поздних спектральных классов; 2) присутствие ярких эмиссионных линий водорода и гелия; 3) присутствие либо ярких линий ионов с потенциалом ионизации больше 20 эВ, либо (в случае симбиотических звезд во время вспышки) - континуума спектрального класса A-F.
Попытки выяснить природу симбиотических звезд и их эволюционный статус предпринимались на протяжении нескольких десятков лет. В настоящее время двойственность симбиотических звезд не вызывает сомнений.
Впервые модель двойной звездной системы для описания наблюдавшихся особенностей у звезд с комбинационным спектром предложил Берман (1932). Это была первая модель, предложенная для описания звезд данного типа, и именно она оказалась верной. Подробно эта модель была описана в работах Боярчука (1967, 1970). Он получил хорошее согласие между теоретическим и наблюдаемым распределением энергии в спектрах нескольких симбиотических звезд в модели, состоящей из красного гиганта, компактной горячей звезды с Тс;г=100000К и ионизованной туманности с электронной плотностью >106

множестве фаз, соответствующих датам проведенных наблюдений, то А' = 0.'”137 и Д'т;п = 0.т0042.
Сравнение показывает, что модель достаточно хорошо воспроизводит характеристики периодической составляющей кривой блеска красного гиганта, когда при оценках его блеска учитывается вклад (хотя и незначительный) горячего источника излучения. Тем не менее, отметим еще раз, что однозначный выбор модели, из их списка, приведенного в табл. 2.1, не возможен. Этому мешает значительная нерегулярная переменность ИК-блеска красного гиганта, которая деформирует периодическую составляющую, связанную с эффектом эллипсоидальное™, внося заметные ошибки в определение таких ее параметров, как Л/Д,шП. Мешает однозначному выбору и относительно слабая зависимость параметров модельной кривой блеска Л/Дщт от таких входных параметров модели, как qli. (табл. 2.1).
Однако уверенно можно утверждать, что эллипсоидальная переменность блеска с большой амплитудой, а также с различными по глубине минимумами существует. Большая амплитуда в совокупности с достаточно резкой зависимостью амплитуды модельной кривой блеска от степени заполнения холодным компонентом своей полости Роша (параметр |i) позволяет утверждать, что холодный компонент BF Cyg заполняет свою полость Роша и относится соответственно к красным гигантам II класса светимости.
В настоящее время эллипсоидальные вариации блеска обнаружены у таких классических симбиотических звезд как Cl Cyg (Миколаевска, 2001) и YY Нет (Миколаевска и др., 2002а). В то же время они определенно отсутствуют у таких не эруптивных симбиотических звезд как V443 Her (Колотилов и др., 1998) и RW Нуа (Миколаевска и др., 2002b), хотя они являются своего рода двойниками классических симбиотических звезд, когда последние находятся в спокойном состоянии. Сходны и их орбитальные периоды.
Причины, по которым одни, из этих внешне сходных симбиотических звезд, вспыхивают, а другие не вспыхивают, пока что однозначно не установлены. На наш взгляд наиболее вероятно, что причина заключается в различной степени заполнения холодным компонентом своей полости Роша. При достаточном ее заполнении происходит замена малоэффективной аккреции из звездного ветра красного гиганта, которой в значительной мере противодействует собственный звездный ветер горячего компонента, на более эффективную дисковую аккрецию (Татарникова и др., 2000). Однако прямых доказательств заполнения холодными компонентами классических симбиотических звезд своей полости Роша собрано еще не достаточно, т.к. чтобы уверенно определить, есть ли эллипсоидальные вариации в блеске красного гиганта, нужны многолетние систематические наблюдения в ИК-диапазоне.