Анализ кривых блеска и кривой лучевых скоростей экстремальной звезды HD 108 в модели затменной двойной системы

УДК 524.312

АНАЛИЗ КРИВЫХ БЛЕСКА И КРИВОЙ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ЭКСТРЕМАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ HD 108 В МОДЕЛИ ЗАТМЕННОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ

© 2005 г А.А. Баранников

Results of the photometric and spectroscopic observations of the «runaway» Ofp star HD 108 are presented. A periodic variability of V-light with the period 94d.3 is discovered. Joint analysis of the B, V, and R light curves and radial velocity curve have been carried out. It is supposed that the HD 108 is an eclipsing binary system.

Астрофизические наблюдения Ofp звезды HD 108 имеют более чем полувековую историю. Эта звезда интересна своей неординарностью, поскольку у нее экстремальны многие физические характеристики. Например, масса равна М = 61 М0, где М0 - масса Солнца; светимость - log (L/Ls) = 5,86, где Ls - светимость Солнца; температура - Teff = 40500 K; темп потери массы - 5-10-5 М0/год; асимптотическая скорость звездного ветра - Vm = 3900 км/с. HD 108 относится к «убегающим» звездам из-за ее высокой пространственной пекулярной скорости Vp > 98 км/с и большой высоты над галактической плоскостью z = 80 пк.

За длительную историю исследования были достаточно хорошо изучены основные морфологические свойства звезды, некоторые из которых мы привели выше. Но камнем преткновения остается ее фотометрическая и спектральная переменность. Давно известно, что HD 108 меняет свой блеск и спектральные характеристики на различных временных масштабах. Но характер подобных переменностей до конца не ясен. Этой проблеме посвящено множество работ, например [1 - 9]. Обсуждение проблемы HD 108 можно встретить и в других астрофизических публикациях.

Данная работа не подводит итог этим исследованиям, ее лишь можно поставить в один ряд с работами, где обсуждаются вновь открытые гипотетические периоды и делается попытка понять природу переменности HD 108. Основываясь на большом собственном наблюдательном материале, нами впервые было сделано предположение о возможной затменной природе переменности кривых блеска.

Наблюдения

Публикуемые фотометрические наблюдения HD 108 проводились c сентября 1989 по август 1997 г. на телескопе «Цейс-600» Крымской лаборатории Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (ГАИШ) при МГУ им. М.В. Ломоносова. Использовался WBVR-электрофотометр на счете фотонов. В качестве звезды сравнения была HD 134 (A6V, V = 8m,79), контрольной звездой служила BD +62°2362 (B8III, V = 9m,74). Всего было получено в каждом B, V и R фильтре по 364 индивидуальных измерения блеска за 54 ночи. В течение ночи делалось от 2 до 24 таких оценок в зависимости от программы наблюдений, условий видимости звезды и состояния атмосферы. Для получения более точных кривых блеска и исследования перемен-ностей индивидуальные оценки объединялись в группы и усреднялись по принципу: одна группа за

каждую ночь. Исключение, пожалуй, составляют наблюдения в октябре 1990 г., когда условия видимости звезды позволяли наблюдать ее значительную часть ночи. В этом случае наблюдения одной отдельной ночи разбивались на несколько групп.

Спектральные наблюдения HD 108 проводились с 1982 по 1991 г. на 1,25-м рефлекторе Крымской лаборатории ГАИШ МГУ со спектрографом UAGS. Все полученные спектрограммы обрабатывались в Отделе звездной астрофизики ГАИШ на автоматизированном комплексе LIREPHO - PC. Для данной работы использовались лучевые скорости абсорбционных линий ионизированного гелия Hell XX 420,0 нм и 454,2 нм; и наблюдения других исследователей, взятые из литературных источников, в том числе, любезно предоставленные А. Андерхилл.

Анализ кривых блеска и кривой лучевых скоростей

Для изучения скрытой периодичности неравномерных астрофизических наблюдательных рядов применяются методы спектрального анализа, основанные на исследовании периодограммы, которая характеризует упорядоченность распределения точек на фазовой диаграмме, если форма искомого упорядоченного распределения наперед задана гармонической функцией. Но в астрофизике многие периодические переменные временные ряды сильно отличаются от гармонических. К ним относятся, например, затменные кривые блеска, пульсации некоторых классов переменных звезд, орбитальные кривые лучевых скоростей двойных звезд с большим эксцентриситетом и т.д. Поэтому для извлечения более полной информации часто применяют непараметрический метод Лафлера - Кинмана [10], не связанный гармоническими ограничениями и являющийся разновидностью метода сворачивания эпох (epoch folding). При изучении переменностей блеска и лучевых скоростей очень важно, что непараметрический метод чувствителен к колебаниям, форма которых сильно отличается от синусоидальной. Эти свойства метода Лафлера - Кинмана и были успешно использованы для поиска затменной природы HD 108.

Изучение фотометрической переменности методом Лафлера-Кинмана привело к интересному результату. Периодограмма дала достаточно сильный выброс (параметр 6 » 0,5) на частоте, соответствующей периоду P = 94d,3 (рис. 1). Для всех трех фильтров с этим периодом были построены фазовые диаграммы, которые по своей внешней структуре очень похожи на затменные кривые блеска. На рис.

2 приведены кривые блеска в синих (В), желтых (V) и красных (Я) лучах. За нулевую фазу принят произвольный момент времени ГО 2426260.901. Все значения блеска звезды даны в инструментальной системе данного фотометра. На этом рисунке хорошо виден главный минимум блеска у фазы 0,3, а у фазы 0,75 прослеживается вторичный минимум, особенно в синих и желтых лучах.

Рис. 1. Периодограмма метода Лафлера - Кинмана наблюдательного ряда фотоэлектрических наблюдений в V-фильтре. Стрелкой отмечен пик на частоте, соответствующей периоду P = 94d,3

Кривые блеска имеют некоторые особенности и детали, хорошо заметные на этих рисунках. Главный минимум блеска более глубокий в В-лучах, чем в R-лучах, 0m,06 против 0m,04. Но в B-лучах минимум более узкий, чем в R-лучах. В V-лучах глубина (около 0m,05) и ширина главного минимума занимают промежуточное положение. Обращает на себя внимание сильная зашумленность (с отдельными выбросами) участка кривой блеска при выходе из главного минимума между фазами 0,4 и 0,8. Особенно хорошо заметна эта особенность в R-фильтре. Можно было бы легко «списать» все это на ошибки измерений, но при рассмотрении соответствующей этому периоду кривой лучевых скоростей абсорбционных линий этот участок также выделяется некоторыми особенностями (рис. 3). За фазой 0,4 сильно выделяется группа из 5 точек, выпавшая из общей кривой. Величина этого отклонения довольно значительная и достигает около 40 км/с в фиолетовую область кривой лучевых скоростей, что намного превышает погрешности измерений. Причем все точки принадлежат современным наблюдениям на CCD (Reticon) приемниках излучения с хорошим отношением сигнал/шум (равный 95) [4]. Около фазы 0,8, на месте вторичного минимума, также видна группа точек, выпавших в отрицательную область кривой Vr и принадлежащих как нашим наблюдениям, так и наблюдениям из работы Андерхилл [4].

Рис. 2. Кривые блеска HD 108 в B, V и R-лучах с элементами периода P = 94d,3

-120 -

0.00 0.25 0.50 0.75 1.00 1.25 1.50 1.75 2.00

Phase

Рис. 3. Кривая лучевых скоростей абсорбционных линий HD 108. Аналогично рис. 2 фазы соответствуют периоду P= 94d,3

Одно из предположений может состоять в том, что выбросы у главного минимума можно интерпретировать как периодически возникающие газовые потоки, направленные к наблюдателю и при угле наклона орбиты близком к 90° эффективно искажающие кривые блеска и лучевых скоростей. Причем эти потоки должны зарождаться глубоко в атмосфере звезды у основания звездного ветра, где формируются линии Hell с высоким потенциалом возбуждения.

В данной работе, учитывая сильные искажения, не предпринималась попытка более глубокого анализа BVR-кривой и кривой лучевых скоростей с определением фотометрических и спектроскопических элементов. Для данного периода решить подобную задачу будет крайне сложно, учитывая специфику этой звезды. Кроме чисто физических причин (сильная зашумленность кривых блеска и кривой лучевых скоростей), существуют чисто наблюдательные причины, усложняющие эту задачу. Продолжительность главного минимума занимает едва не полпериода. Следовательно, для подробной его фотометрии необходимо полтора месяца непрерывных наблюдений, что осуществить за один наблюдательный сезон весьма непросто.

Исследование поведения показателей цвета говорит о неизменности показателей цвета (B-V) и (V-R) с фазой периода. То есть цвет звезды практически не меняется с фазой. Лишь в (^^)-цвете наблюдается едва заметное покраснение с амплитудой около 0m,01 у фаз главного и вторичного минимумов.

Заключение

Все представленные здесь выводы следует считать предварительными. Только на основе дальнейших фотоэлектрических, спектральных и других наблюдений возможна проверка гипотезы HD 108 как затменной двойной системы. Предложенная здесь гипотеза выдвинута впервые, поскольку до сих пор для HD 108 не было столь длительных рядов высокоточных фотоэлектрических наблюдений. Актуальные вопросы о двойственности этой звезды,

Южно-Российский государственный университет экономики и сервиса_

а также о причинах затмений и структуре невидимого компонента (если такой существует) помогут разрешить дополнительные исследования переменности различных характеристик звезды на временах ~ 100 дней. Остро ощущается необходимость дальнейших наблюдений, особенно фотометрических.

Полученные здесь выводы косвенным образом подтверждаются исследованиями, проведенными в работе [8], в которой было сделано предположение, что HD 108, возможно, является высокоэксцентричной двойной системой, состоящей из Of звезды и компактного объекта. Ее орбитальный период оценивается в несколько декад.

На сегодняшний день подводить какой-нибудь итог в исследовании фотометрической и спектральной периодической переменности HD 108 пока рано. Необходимо продолжать систематические длительные ряды наблюдений на других инструментах в различных частях электромагнитного спектра.

Литература

1. Hutchings J.B. // Astrophys. J. 1975. Vol. 200. P. 122 -127.

2. Vreux J.-M., Conti P.S. // Astrophys. J. 1979. Vol. 228. P. 220 - 223.

3. Асланов А.А., Баранников А.А. // Письма в Астрон. журн. 1989. Т. 15. С.732 - 737.

4. Underhill A.B. // Astrophys. J. 1994. Vol. 420. P. 869 -879.

5. Баранников А.А. Исследование спектральной и фотометрической переменности ОВ-звезд с аномальными пространственными скоростями: Дис... канд. физ.-мат. наук. М., 1999.

6. Баранников А.А. // Письма в Астрон. журн. 1999. Т. 25. С. 209 - 219.

7. Баранников А.А. // Изв. вузов. Сев.-Кавк. регион. Ес-теств. науки. 2001. № 2. С. 41 - 43.

8. Naze'Y., Vreux J.-M., Rauw G. // Astronomy and Astrophysics. 2001. Vol. 372. P. 195 - 207.

9. Naze' Y. et al. // Astronomy and Astrophysics. 2004. Vol. 417. P. 667 - 677.

10. Lafler J., Kinman T.D. // Astrophysical J. Suppl. Ser. 1965. Vol. 11. P. 216 - 222.

19 декабря 2004 г.