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.

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 14^m. 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 4^m, 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 0,5^m, 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 цветаU–Bнепрерывно возрастал, указывая на покраснение звезды. Об этом свидетельствует перемещение звезды на двухцветной диаграмме (U–B, 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 60^д, в 1976 г. около 75^д. 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 = 9^m. 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]

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 ~ 500^оКв год в 1960-1961 гг. до 310^оК 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]

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.

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.

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

Из наблюдений других авторов видим, что в 1970 г. блеск FGSge в фильтре V составлял приблизительно: 8.^m9, в 1997 г. колебался от 10^m до 13^m, а 2007 г. упал до 12^m– 16^m. 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 3000^оК.

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

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.