Уникальная переменная звездаFG Sge

Фан-Юнг Александр

Введение

Нестационарность – закономерная фаза в жизни звезд. Изучение звездных ассоциаций, нестационарных звезд и родственных им объектов входящих в эти динамические неустойчивости, распадающиеся системы, окончательно подтвердило фундаментальный для проблемы эволюции звезд вывод о том, что нестационарность – закономерная фаза в жизни звезд и звездных систем.
Большинство звезд Галактики подобно Солнцу обладает практически постоянной мощностью излучения. Их сколь-нибудь заметные изменения требуют промежутки времени, сравнимые с возрастом этих звезд. Однако имеются звезды, мощность излучения которых заметно меняется несравненно быстрее: за несколько дней или часов и даже минут. Такие звезды называются переменными. По характеру переменности, выражающейся в форме кривой изменения блеска, все переменные звезды разделяются на две основные группы: периодические переменные звезды и эруптивные (взрывные) переменные звезды. К последней группе принадлежат все переменные звезды, излучение которых изменяется неправильным образом.
Весьма плодотворным для вопросов физики и эволюции звезд оказалось изучение переменных звезд, входящих в группу эруптивных переменных.
Система классификации охватывает далеко не все известные нам разновидности переменных звезд. Многие звезды и впредь будут считаться уникальными.

Уникальные объекты - это, видимо, кратковременные переходные стадии от одних типов переменности к другим или начальные и конечные стадии этих типов. На наших глазах FGSge - центральная звезда планетарной туманности - пересекла полосу нестабильности цефеид, начав пульсировать с возрастающим периодом. [1]

FG Стрелы, возможно, самая уникальная переменная звезда из тех, которую когда-либо приходилось наблюдать. Блеск звезды не изменяется сильно, и поэтому только длительные, продолжительные наблюдения могут дать результат.

Около 1870 года блеск FG Sge был отмечен близким к 14m. Много лет звезда не считалась переменной, оставаясь примерно при том же блеске, но в конце XIX века она вдруг значительно стала увеличивать свой блеск. С 1895 по 1967 годы звезда стала ярче на 4m, изменился и её тип спектра. В середине XX века она имела спектральный класс В4, а к 70-м годам он переменился на G. Ко всему прочему звезда ещё и регулярно изменяет свой блеск на 0,5m, причём амплитуда этих изменений увеличивается на 4,9 дня за год. Спектрографические исследования показали, что это – супергигантская звезда, вокруг которой находится планетарная туманность, образовавшаяся в результате взрыва, который произошёл 6000 лет назад. Логично сделать вывод, что FG Стрелы – звезда, быстро проходящая стадии своей эволюции. [2]

Фотометрические наблюдения FG Стрелы, относящиеся к периоду 1960 – 1970 гг., показывают (рис. 1), что возрастание блеска звезды в визуальных лучах в этот период еще продолжалось, однако в фотографических лучах начиная с 1967 г. наблюдается его уменьшение, а в ультрафиолетовых лучах его уменьшение началось еще раньше: почти с самого начала этого периода блеска звезды непрерывно убывал.

В соответствии с этим показатель цвета В–Vзвезды до 1967 г. оставался почти постоянным (+0.4), а показатель цветаUBнепрерывно возрастал, указывая на покраснение звезды. Об этом свидетельствует перемещение звезды на двухцветной диаграмме (UB, В–V) за это период. [3]

В эти годы звезда показывает прогрессивное изменение спектра от В4I в 1955 г. до А5Ia в 1967 г. Наблюдения также фиксируют наличие нерегулярных флуктуаций блеска с амплитудой 0.m2 – 0.m3. В конце 60-х годов блеск FGSge находился в пределах V = 8.m9, а показатель цвета составлял: В – V = 0.m6. Анализируя спектр FGSge в это время, он имел класс F2 – F5. [4]

В 1977 г., как и в 1975 – 76, наблюдались квазипериодические колебания блеска FG Стрелы с амплитудой до 0.m7 в В, 0.m5 в V. Характерное время одного колебания в 1977 г. составляло 80 – 90 дней. Эти квазипериодические колебания стали хорошо выраженными с 1975 г., причем их периодпостоянно увеличивается: в 1975 г. он составлял около 60д, в 1976 г. около 75д. Изменение периода за одно колебание составляет несколько дней. Показатель цвета В – V изменяется в фазе с блеском, в минимуме звезда становится более красной.

Средние значения блеска V и показателя цвета В – V в 1977 г. составило: V = 9.m07, B – V = 1.m58.[5]

В течение 1978 г. амплитуда изменения блеска в лучах DB = 0.m3, DV = 0.m2. Отношение амплитуд блеска V и показателя цвета В – V составляет около 1.2.

Средний блеск звезды в 1978 г. составил B = 10.m59, V = 9m. Средние показатели цвета звезды В – V = 1.m59 показывают незначительное дальнейшее покраснение звезды.

Покраснение звезды за период 1975-78 гг. составило В – V = 0.m12, тогда как с 1972 г. по 1975 г. В – V увеличился почти на 0.m4.[6]

Рис. 4. Изменения блеска FG Стрелы по данным Американской ассоциации наблюдателей

Быстро эволюционирующее ядро планетарной туманности – выдающаяся звезда FG Sge – за несколько десятилетий прошла путь от горячей В до холодной К звезды. В настоящее время общепринято, что такое поведение является результатом гелиевой вспышки в слоевом источнике ядра планетарной туманности, приведшей к быстрому расширению и охлаждению звезды. Как показали наблюдения блеска и спектра FG Sge, скорость охлаждения со временем сильно уменьшается: от ~ 500оКв год в 1960-1961 гг. до 310оК в год в 1970-1977 гг.

Средняя амплитуда изменений блеска в 1985-1989 гг. составляла в лучах V = 0.m35. [7]

Эта интересная переменная изменила за 100 лет температуру от 50 000 до 4 600 К, химический состав атмосферы звезды также изменился. Звезда FG Стрелы выбрасывает с 1992 года огромные облака пыли из углерода, она переживает стадию вспышки в гелиевом слое, сопровождающейся расширением оболочки. [8]

Рис. 5. Изменения блеска FG Стрелы по данным Американской ассоциации наблюдателей в период с 1992 по 1997 год

Рис. 6. Наблюдения в фильтре J [9]

Наблюдения

Все наблюдения проводились с помощью рефрактора: D = 100 мм. F = 1000 мм и фотоаппарата Canon 350D. Получено 14 наблюдений в промежутке времени с 31.08.2009 по 23.11.2013.

Переменная звезда FGSgeимеет экваториальные координаты:

RA: 20h 11m 55.95s;DE: +20° 20' 07.4".

Звездная величина в фильтре B изменяется: 9.4 - 13.6.

Рис. 7Карта звезд сравнения
Таблица 1. Звезды сравнения

Рис. 8. Снимок получен 18 сентября 2012 г. Время экспонирования 4 мин.
Результаты наблюдений

В качестве звезды сравнения из таблицы 1 была выбрана только одна звезда под номером 126. Она наиболее близка была как по блеску, так и по расположению. Другие наиболее близкие звезды по блеску, такие как № 115 располагалась слишком далеко, а № 123 наоборот часто сливалась с переменной.

Таблица 2. Результаты обработки наблюдений


Дата
JD:2450000+
B
Ошибка
V
Ошибка
R
Ошибка
31.08.2009
5075
13,87
0,02
12,35
0,02
11,46
0,01
14.10.2009
5119
13,97
0,03
12,29
0,02
11,49
0,01
10.08.2010
5419
13,93
0,01
12,32
0,02
11,49
0,01
02.09.2010
5442
13,95
0,01
12,34
0,02
11,46
0,01
25.08.2011
5799
13,86
0,01
12,28
0,02
11,46
0,02
29.08.2011
5803
13,98
0,01
12,39
0,01
11,51
0,01
31.08.2011
5805
13,99
0,05
12,39
0,02
11,54
0,02
15.05.2012
6063
13,88
0,02
12,31
0,02
11,48
0,01
18.09.2012
6189
13,92
0,02
12,29
0,01
11,45
0,02
11.10.2012
6212
14,04
0,04
12,30
0,01
11,41
0,01
19.10.2012
6220
13,84
0,03
12,31
0,01
11,45
0,01
02.05.2013
6415
13,86
0,04
12,36
0,01
11,56
0,01
08.05.2013
6421
13,94
0,01
12,27
0,01
11,50
0,01
23.11.2013
6620
13,93
0,02
12,29
0,02
11,49
0,02
29.07.2014
6868
13,95
0,01
12,36
0,01
11,48
0,01

Из таблицы видно, что амплитуда колебаний блеска составила: DВ = 0.m2, DV = 0.m12, DR = 0.m15.

Рис. 9. Синим цветом показан блеск в фильтре В, зеленым – V и красным – R.

Таблица 3. Изменения показателя цвета

Дата
JD:2450000+
BV
VR
31.08.2009
5075
1,52
0,89
14.10.2009
5119
1,68
0,8
10.08.2010
5419
1,61
0,83
02.09.2010
5442
1,61
0,88
25.08.2011
5799
1,58
0,82
29.08.2011
5803
1,59
0,88
31.08.2011
5805
1,6
0,85
15.05.2012
6063
1,57
0,83
18.09.2012
6189
1,63
0,84
11.10.2012
6212
1,74
0,89
19.10.2012
6220
1,53
0,86
02.05.2013
6415
1,5
0,8
08.05.2013
6421
1,67
0,77
23.11.2013
6620
1,64
0,8
29.07.2014
6868
1,59
0,88
Амплитуда колебаний показателя цвета: D(B – V) = 0.m24; D(V – R) = 0.m12.
Рис. 10. Показатель цвета. Синим цветом показаны значения B– V, красным - V – RПо оси «х» - JD:2450000+; по оси «у» - звездная величина.
Заключение

Из наблюдений других авторов видим, что в 1970 г. блеск FGSge в фильтре V составлял приблизительно: 8.m9, в 1997 г. колебался от 10m до 13m, а 2007 г. упал до 12m– 16m. То есть наши наблюдения показывают, что блеск FGSge находится на уровне конца 90-х годов.

Спектр FGSge за все время наших наблюдений колебался в близи М3 [10]. То есть температура звезды опустилась до 3000оК.

На основе полученных нами данных и анализируя наблюдения других авторов можно сделать вывод, что FGSge продолжает краснеть и ее температура неукоснительно падает.

Используемые источники

1. П. Н. Холопов. О классификации переменных звезд. (Переменные звезды 21, 465-484, 1981).

2. http://www.meadenight.ru/stars/variable/fg_sge.htm

3. Л. В. Мирзоян. Нестационарность и эволюция звезд. 1981 г.

4. В. П. Архипова. Наблюдения блеска FGSgeв 1967-69 г. Астрономический циркуляр, № 553, 1970 февраль 24.

5. В. П. Архипова и др. UBV наблюдения FG Стрелы в 1977 г. Астрономический циркуляр, № 987, 1978, марта 9.

6. В. П. Архипова и др. UBV-фотометрия FG Стрелы в 1978 г. Астрономический циркуляр, № 1079, 1979 ноября 19.

7. В. П. Архипова и др. Многоцветная фотометрия FG Стрелы в 1985-1989 гг. Письма в Астрономический журнал, том 16, № 9, 1990 г.

8. Открытая Астрономия 2.5 http://www.en.edu.ru/shared/files/old/astrolite/content/chapter1/section2/paragraph1/7466_subparagraph68.html

9. O. Taranova, V. Shenavrin. FG Sge: Increase of IR Brightness in August 2010. Peremennye Zvezdy", Prilozhenie, vol. 10, N 26 (2010).

10. Intrinsic colours as a function of spectral type. Ducati et al.2001 - ApJ, 558, 309.