ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 4, с. 272-289
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ CH Cyg В ПЕРИОД С 2008 ПО 2018 г.
© 2021 г. Т. Н. Тарасова1*, А. Скопал2
1НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, Россия
2Астрономический институт Словацкой академии наук, Татранска Ломница, Словакия
Поступила в редакцию 08.02.2021 г.
После доработки 02.03.2021 г.; принята к публикации 04.03.2021 г.
Исследована переменная активность симбиотической звезды CH Cyg с 2008 по 2018 г. на основе
спектрофотометрических наблюдений. Активность звезды сопровождалась периодическим увеличе-
нием потока излучения в непрерывном спектре и в спектральных линиях. В период активности, как
в 2015, так и в 2018 г., у профилей эмиссионных линий появились абсорбционные компоненты.
Форма и лучевая скорость абсорбционных компонент изменялись в течение суток. Максимальная
лучевая скорость абсорбционных компонент составляла около -2000 км/с. Методом моделирования
наблюдаемого распределения энергии было установлено, что в активном состоянии светимость и
радиус теплой псевдофотосферы симбиотической звезды увеличились в десятки раз, достигнув в
максимуме RWD = 6.77 R⊙, LWD = 88.14 L⊙ в 2018 г., и источником активности симбиотической
звезды является аккреция на белый карлик от гиганта спектрального типа М8III. Оценен темп
˙
аккреции при максимальной светимости псевдофотосферы, равный
M
acc ∼ 4.7 × 10-8 M⊙ год-1.
Обнаружена корреляция между молекулярными полосами TiO 6144 и 7125 и блеском звезды в
полосе R, которая указывает на то, что период 750 сут может быть периодом пульсаций холодного
компонента, и отсюда сделан вывод, что пульсации холодного компонента в периастре или в
фазе, близкой к периастру, могут обеспечить дополнительный приток вещества, аккрецирующего
на белый карлик. Таким образом, сделано заключение, что переменность блеска симбиотической
звезды обусловлена переменным темпом аккреции вещества на белый карлик. Показано, что наиболее
активными для этой звезды были 2015 и 2018 г.
Ключевые слова: симбиотические звезды, спектрофотометрические наблюдения, СН Суg.
DOI: 10.31857/S0320010821040082
ВВЕДЕНИЕ
в системе затмений рассматривалась в работах
Скопал (1995), Скопал и др. (1996, 2002), а также
CH Cyg — самая яркая симбиотическая звезда,
Ииджима (1998, 2019). В работе Ямашита и Мае-
поэтому этой звезде уделялось достаточно много
хара (1979) по лучевым скоростям, измеренным в
внимания разными авторами. Однако, несмотря
красной части спектра, был найден период, равный
на это, CH Cyg остается на сегодняшний день
5700 дням. Авторы этой работы предположили,
одной из наиболее непонятых среди симбиотиче-
что CH Cyg состоит из белого карлика и красного
ских звезд. До 1963 г. звезда считалась обыч-
гиганта. Новый этап в исследовании был положен
ным красным гигантом спектрального типа М6.
в работе Хинкл и др. (1993). В ней на основе
Позднее более детальная фотометрическая калиб-
точных измерений лучевых скоростей в инфракрас-
ровка, выполненная Кенеон и Фернандез-Кастро
ной области было получено два периода: 756 ±
(1987), уточнила спектральный тип М гиганта как
± 4 дня и 5294 ± 117 дней. Авторы предположили,
M6.5 III. Однако после обнаружения ультрафиоле-
что система тройная. Однако в своей более поздней
тового континуума и эмиссионных линий водоро-
работе Хинкл и др. (2009), получив уточненные
да эта звезда была причислена к симбиотическим
периоды, равные 750.1 ± 1.3 и 5689.2 ± 47 дней на
объектам. До сих пор в литературе дискутируется
вопрос, является ли эта система двойной или трой-
основе более продолжительных 29-летних наблю-
ной. Модель тройной звезды после обнаружения
дений, отказались от тройной системы. Авторы ин-
терпретировали длинный период как орбитальный,
*Электронный адрес: taya_tarasova@mail.ru
а короткий — как период пульсаций гиганта.
272
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
273
Год
2007
2008
2009
2010
2011
2012
2013
2014
2015
2016
2017
2018
2019
4
5
I
II
III
IV
6
7
R
8
9
(Спектр)
B (AAVSO)
10
V (AAVSO)
R (AAVSO)
B
U (Секерас, 2019)
11
B (Секерас, 2019)
V (Секерас, 2019)
U
R (Секерас, 2019)
12
4400
4800
5200
5600
6000
6400
6800
7200
7600
8000
8400
JD2450000+
Рис. 1. Кривая блеска CH Cyg в 2008-2019 гг. в полосах U, B, V , R. Наблюдения взяты из базы данных AAVSO и
работы Секерас и др. (2019).
Известно, что CH Cyg отличается высокой ак-
НАБЛЮДЕНИЯ
тивностью, которая проявляется в виде нерегу-
лярных вспышек, сопровождающихся истечения-
Спектральные наблюдения были выполнены на
2.6-м телескопе Шайна (ЗТШ). Все спектры полу-
ми вещества с высокой скоростью, иногда в ви-
де коллимированных потоков вещества — джетов
чены с помощью щелевого спектрографа СПЭМ,
установленного в фокусе Нэсмита. Приемником
(Тейлор и др., 1986). CH Cyg испытала несколько
излучения служила ПЗС-камера SPEC-10 1340 ×
вспышек с начала 1960-х годов. Однако с 2002 г.
× 100 пиксел. Дисперсия с решеткой 651 шт/мм
блеск звезды находился почти на уровне минимума,
составляла около 2
A pix-1 (разрешение около
а в 2006 г. произошло резкое его понижение на
1000). Журнал наблюдений, в котором содержатся
2 зв. величины в полосе V , а в полосе U почти на
сведения о спектральных данных CH Cyg, нахо-
3 зв. величины. После резкого понижения началось
дится в табл. 1. Первичная обработка спектров,
постепенное увеличение блеска звезды в 2008 г., и
включающая вычитание нуль-пункта АЦП (bias) и
максимум был достигнут в 2015 г., а затем в начале
коррекцию неоднородности чувствительности по-
2018 г. (Шугаров и др., 2015; Скопал и др., 2012;
ля матрицы, производилась программой SPERED,
Секерас и др., 2019). Активность звезды в 2014-
созданной С.И. Сергеевым в Крымской астрофи-
2015 гг. была исследована в работе Кондратьевой
зической обсерватории. Калибровка потоков из-
лучения в спектре звезды осуществлялась с ис-
и др. (2017). Наши наблюдения за этой звездой
пользованием абсолютного распределения энергии
охватывают период с марта 2008 г. и заканчивается
спектрофотометрического стандарта HR7371, взя-
мартом 2019 г. Целью данной работы было на ос-
того из каталога Бурнашева (1985). Спектрофото-
нове наших спектральных наблюдений исследовать
метрический стандарт мы наблюдали в ту же дату,
активность симбиотической звезды CH Cyg за этот
что и CH Cyg и с таким же зенитным расстоянием,
период.
поэтому различие в воздушных массах стандарта и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
274
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
Таблица 1. Журнал спектральных наблюдений CH Cyg
Дата
JD-2450000
Фаза 5689.2
Фаза 750.1
Дата
JD-2450000
Фаза 5689.2
Фаза 750.1
23.03.2008
4548.526
0.517
0.352
16.07.2014
6855.453
0.964
0.768
08.06.2008
4626.305
0.572
0.776
27.02.2015
7080.563
0.004
0.048
06.07.2008
4654.350
0.578
0.813
24.04.2015
7137.459
0.014
0.124
10.08.2008
4689.284
0.583
0.860
24.05.2015
7167.436
0.019
0.164
25.09.2008
4734.518
0.591
0.920
25.05.2015
7168.401
0.019
0.165
07.04.2009
4929.460
0.626
0.180
26.05.2015
7169.386
0.019
0.166
08.04.2009
4930.469
0.626
0.181
21.06.2015
7195.395
0.024
0.201
09.04.2009
4931.475
0.626
0.183
22.06.2015
7196.407
0.024
0.202
11.04.2009
4933.426
0.626
0.185
23.06.2015
7197.355
0.024
0.204
15.04.2009
4937.418
0.627
0.190
17.07.2015
7220.531
0.028
0.234
28.05.2009
4980.364
0.635
0.248
22.07.2015
7226.368
0.029
0.242
30.05.2009
4982.170
0.635
0.250
23.07.2015
7227.327
0.030
0.243
31.05.2009
4983.314
0.635
0.252
24.07.2015
7228.306
0.030
0.245
13.07.2009
5026.440
0.643
0.309
18.08.2015
7253.367
0.034
0.278
28.08.2009
5071.518
0.651
0.369
19.08.2015
7254.302
0.034
0.279
28.08.2009
5072.458
0.651
0.371
20.08.2015
7255.300
0.034
0.280
24.09.2009
5099.246
0.655
0.406
21.08.2015
7255.533
0.034
0.281
23.06.2011
5736.458
0.768
0.256
21.08.2015
7256.259
0.035
0.282
06.08.2011
5780.419
0.776
0.314
21.08.2015
7256.462
0.035
0.282
20.09.2011
5825.392
0.783
0.374
18.09.2015
7284.242
0.040
0.319
27.04.2012
6045.381
0.822
0.668
19.09.2015
7285.217
0.040
0.321
25.06.2012
6104.414
0.832
0.746
20.09.2015
7286.346
0.040
0.322
24.07.2012
6133.300
0.837
0.785
29.10.2015
7325.194
0.047
0.374
10.08.2012
6150.361
0.840
0.808
30.10.2015
7326.235
0.047
0.375
24.09.2012
6195.372
0.848
0.868
28.04.2016
7507.452
0.079
0.617
12.05.2012
6424.546
0.888
0.173
30.04.2016
7508.547
0.079
0.618
05.06.2013
6449.313
0.893
0.206
01.05.2016
7509.533
0.079
0.619
09.08.2013
6514.334
0.904
0.293
27.06.2016
7567.380
0.089
0.697
29.06.2016
7569.449
0.090
0.699
16.06.2017
7921.375
0.151
0.169
08.07.2016
7578.481
0.091
0.711
01.07.2017
7936.373
0.154
0.189
09.07.2016
7579.450
0.091
0.712
26.08.2017
7992.509
0.164
0.263
11.07.2016
7581.359
0.092
0.715
27.08.2017
7993.447
0.164
0.265
12.07.2016
7582.421
0.092
0.717
28.08.2017
7994.395
0.164
0.266
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
275
Таблица 1. Окончание
Дата
JD-2450000 Фаза 5689.2 Фаза 750.1
Дата
JD-2450000 Фаза 5689.2 Фаза 750.1
05.03.2017
7817.575
0.133
0.030
24.04.2018
8233.398
0.206
0.585
06.03.2017
7818.569
0.133
0.032
19.06.2018
8289.388
0.216
0.659
27.04.2017
7870.539
0.143
0.100
21.06.2018
8291.353
0.217
0.662
27.04.2017
7871 454
0.143
0.102
21.07.2018
8321.500
0.222
0.702
28.04.2017
7872.463
0.143
0.103
22.07.2018
8322.286
0.222
0.703
29.04.2017
7873.441
0.143
0.105
18.08.2018
8349.280
0.227
0.739
04.05.2017
7878.493
0.144
0.111
01.09.2018
8363.438
0.229
0.758
19.05.2017
7893.471
0.147
0.131
02.09.2018
8364.385
0.229
0.759
29.05.2017
7903.341
0.148
0.145
07.10.2018
8395.350
0.235
0.801
14.06.2017
7919.498
0.151
0.166
13.03.2019
8556.505
0.263
0.015
симбиотической звезды не учитывалось. Посколь-
друг от первого спектра на постоянную величину,
ку спектрограф щелевой, мы для контроля сравни-
равную 1. Ниже приведена краткая характеристика
вали звездные величины CH Cyg в фильтрах B и V
этих фаз.
со значениями показателя цветов B и V , вычислен-
Фаза I. Из рис. 1 следует, что увеличение блеска
ными из прокалиброванных спектров, полученных
звезды в фазу I началось в конце 2007 г., а его
в данные даты. Различие между вычисленными и
максимум пришелся на 2009 г. В это время в
измеренными звездными величинами составило в
полосах U и B наблюдалась вспышка, блеск в
среднем около 0.1 зв. величины.
полосе U резко увеличился почти на 2 зв. величи-
ны (Скопал и др., 2010), тем самым указывая на
КРИВАЯ БЛЕСКА И
активность горячего компонента. В это же время
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЯ CH CYG С 2008
Мукаи и др. (2009) зарегистрировали вспышку в
ПО 2019 г.
рентгеновском диапазоне. В остальных полосах
На рис. 1 представлена кривая блеска CH Cyg с
блеск звезды увеличился на величину от одной до
2008 по 2019 г., полученная с использованием базы
полутора зв. величин. После максимума блеска
данных AAVSO и работы Секерас и др. (2019). На
его падение происходило более-менее плавно. На
этом рисунке вертикальными черточками отмечены
рис. 1, помимо изменений блеска, связанных с
дни, когда проводились спектрофотометрические
активностью горячего компонента, хорошо видны,
наблюдения. Журнал наблюдений, в котором со-
особенно в полосе R, его вариации в 1 зв. величину
держатся сведения о спектральных данных сим-
с периодом, близким к 750 сут. На существование
биотической звезды, находится в табл. 1. Там же
таких вариаций блеска с 2000 по 2007 г. и в иссле-
указаны фазы для двух периодов 750 и 5689 сут,
дуемый период указывалось в работах Секерас и
согласно эфемеридам JD = 2447293.5 + (750.1 ±
др. (2019) и Скопал и др. (2007). В полосе V такие
± 1.3)E и JD = 2445681 + (5689.2 ± 47)E, полу-
вариации были менее выражены, а в полосах B и U
ченным Хинкл и др. (1993).
в период с 2013 по 2017 г. вместо указанных вариа-
Исследуя кривую блеска, мы выделили четыре
ций наблюдалось более-менее плавное увеличение
фазы активности звезды, которые отметили рим-
блеска на 3 зв. величины.
скими цифрами. В соответствии с выделенными
Спектральные наблюдения охватывают период
периодами активности на кривой блеска мы также
от начала увеличения блеска и до вспышки
разделили и наши спектрофотометрические на-
(рис. 1, I период активности). В распределении
блюдения. На рис. 2, 3, 5 приведены примеры спек-
энергии непрерывного спектра доминирует излу-
тров, которые получены в разные фазы активности.
чение холодного компонента (рис. 2). В спектрах
Римскими цифрами на этих рисунках отмечены пе-
присутствуют некоторые эмиссионные линии баль-
риоды активности CH Cyg. Для наглядности спек-
меровской серии водорода Hα, Hβ, Hγ, а также
тральные наблюдения представлены в логарифми-
многочисленные линии ионизованного железа,
ческом масштабе и смещены относительно друг
наиболее сильные из которых — это линии FeII
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
276
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
11
I
12
24.09.09
II
13
23.06.11
14
27.04.12
25.06.12
15
16
24.09.12
3500
4000
4500
5000
5500
6000
6500
7000
7500
Wavelength (A)
Рис. 2. Спектры для периода активности I и II. Ось X выражена в ангстремах, ось Y представляет потоки в
логарифмическом масштабе. Спектры смещены относительно первого на постоянную величину.
4417
+ [FeII]4416, FeII4584(38), FeII4924(42),
Наши спектральные наблюдения, представлен-
FeII5018(42),
FeII5198(49),
FeII5235(49),
ные на рис. 2, были получены во время медлен-
FeII5276(49), FeII5317(49), запрещенные ли-
ного увеличения блеска 23.06.2011, во впадине
нии железа
[FeII]4244,
[FeII]4287,
[FeII]5159,
27.04.2012, почти в максимуме двугорбого профи-
[FeII]5262. Помимо запрещенных линий железа
ля 25.06.2012 и после него 27.09.2012. Следует
в спектре выделяются запрещенные линии неона
отметить, что характер распределения энергии в
[NeIII]3869, серы [SII]4069, кислорода [OII]3727,
непрерывном спектре звезды такой же, как и в
[OIII]5007, а также присутствует слабая линия
предыдущей фазе, доминирует излучение холодно-
[OI]6300. Кроме того, в спектре наблюдают-
го компонента. Заметно усилились эмиссионные
ся абсорбционные линии холодного компонента
линии (рис. 2). Замечено, что в даты 27.04.2012
Ca K 3934, CaI 4226.
и 25.06.2012, т.е. во впадине и после нее на кри-
вой блеска, значительно ослабела линия [OIII]5007
Фаза II. Следующая фаза активности нача-
(рис. 2).
лась с медленного плавного увеличения блеска
в конце 2010 г. (29.11.2010, JD2455529)-начале
Фаза III. Следующее увеличение блеска звезды
2011 г. (25.04.2011, JD2455676). В течение года
началось в конце 2012 г. (31.12.2012, JD2456292)-
блеск (12.03.2012, JD2455998) в полосах U, B, V
начале 2013 г. В это время система находилась
увеличился почти на 3 зв. величины (12.03.2012,
вблизи периастра. Фаза орбитального периода
JD2455998) и стал равным в полосах U, B около
5689 сут была около 0.09, согласно эфемериде,
8.5 зв. величин, в полосе V около 6.5 зв. величин,
вычисленной в работе Хинкл и др. (2009). Блеск
в полосе R около 5 зв. величин. Потом произо-
после падения в предыдущей фазе достиг почти
шло ослабление блеска на 0.8 зв. величин во всех
такой же величины. Кроме того, блеск в полосе U
полосах, а затем снова блеск увеличился почти на
почти сравнялся с блеском в полосе V , около
эту же зв. величину (15.06.2012, JD2456093) через
7 зв. величины. Из рис. 1 видно, что изменение
три месяца, образовав на кривой блеска двугорбый
блеска в полосах B и V было почти симметричным
профиль.
и длилось по времени в два раза дольше, чем в
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
2021
№4
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
277
10
III
11
12.05.2013
12
16.07.2014
13
27.02.15
14
29.10.15
15
16
12.07.16
17
3500
4000
4500
5000
5500
6000
6500
7000
7500
Wavelength (A)
Рис. 3. Спектры для периода активности III (обозначение осей см. рис. 2).
полосе R, т.е. в полосе R мы в это время видим две
H11 до Hβ приобрели форму P Cyg профилей. На
“волны” вместо одной. На этой фазе активности
рис. 4 приведены характерные профили для линии
после падения блеска произошло его резкое
Hβ. Из этого рисунка следует, что абсорбцион-
увеличение около даты 28.03.2016 (JD2457475)
ные компоненты P Cyg профилей имели сложную
более чем на 1.5 зв. величины в полосе U, на
структуру, которая могла меняться не только от
1 зв. величину в полосе B и в 0.5 зв. величин
ночи к ночи (с 18.08.2015 по 22.08.2015), но и в те-
полосе V , а затем через 80-90 сут падение на такую
чение суток, например, в дату 21.08.2015. Лучевые
же величину. Причем в полосе R увеличение блеска
скорости абсорбционных компонент находились в
было незначительным, из-за разброса величин его
пределах от -800 км/с до -2000 км/с. Такое же
падение почти не заметно.
поведение профилей линий было описано в работе
Распределение энергии в непрерывном спектре
Кондратьевой и др. (2017). Однако авторы этой
до максимума блеска было таким же, как и в
работы получили максимальную лучевую скорость
предыдущей фазе, доминирует излучение холодно-
абсорбционных компонент выше: 3000 км/с.
го компонента, присутствуют те же эмиссионные
Фаза IV. Последний период активности сопро-
линии (рис. 3). Но близко к середине этого периода
вождался хаотическими колебаниями блеска, а в
активности в синей области спектра увеличился
максимуме произошло его резкое понижение близ-
поток излучения, менее глубокими стали молеку-
ко к дате 21.06.2018 (JD2458290) более чем на
лярные полосы TiO 4950, 6144 и появились линии
2.5 зв. величины в полосе U, на 2 зв. величины
HeI(5876, 6678). Следует отметить, что в спек-
в полосах V и B, длительностью около 46 сут. В
трах, полученных после резкого увеличения блес-
полосе R также наблюдалось ослабление блеска,
ка, продолжительность которого составляла около
но менее слабое, около 0.5 зв. величины. Так же как
90 сут, в даты с 27.06.2016 по 12.07.2016 опять
ив предыдущей фазе, блеск звездыв полосеU стал
доминирует излучение холодного компонента, т.е.
почти таким же: около 6 зв. величин, а в отдельные
спектр стал таким же, как и в предыдущей фазе
периоды даже превышал блеск в полосе V .
активности.
На этой фазе активности (близко) и в максиму-
На этой фазе в спектрах появился Бальмеров-
ме блеска линии Бальмеровской серии водорода от ский скачок (рис. 5), указывающий на увеличение
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
278
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
2
24.05.2015
UT 23:26
18.07.2015
UT 00:48
0
22.07.2015
UT 20:35
24.07.2015
UT 19:06
2
18.08.2015
UT 20:54
19.08.2015
UT 18:42
4
19.08.2015
UT 23:31
21.08.2015
UT 00:34
6
21.08.2015
UT 17:51
21.08.2015
UT 20:11
8
21.08.2015
UT 21:48
21.08.2015
UT 22:57
10
22.08.2015
UT 00:17
12
6000
4000
2000
0
2000
4000
6000
Vr, km/s
Рис. 4. Вариации профилей спектральной линии Нβ в 2015 г. По оси Y даны нормированные интенсивности,по оси X —
гелиоцентрические лучевые скорости в км/с.
вклада излучения от газовой туманности. Когда
ми глубокими, но максимальное значение лучевой
блеск звезды был близок к максимуму, в синей
скорости было близким к предыдущей фазе: около
области спектра увеличился поток излучения и
2000 км/с (28.08.2017). P Cyg профили линии Hβ
исчез Бальмеровский скачок.
наблюдались при входе (21.06.2018, JD2458291) и
На спектрах, полученных в начале и в конце V-
после выхода (21.07.2018, JD2458321) из V образ-
образного падения блеска, спектр такой же, как и
ной впадины на кривой блеска. По форме P Cyg
в максимуме блеска. На этой фазе активности, но
профили отличаются от тех, что наблюдались ранее
еще до максимума блеска, в линиях Бальмеровской
и, кроме того, имеют меньшую лучевую скорость:
серии появились абсорбционные компоненты. На
рис. 6 представлены вариации профиля линии Hβ.
около 300 км/с. Из рис. 6 следует, что в это
В отличие от предыдущей фазы, по нашим дан-
время значительно уменьшилась и интенсивность
ным, абсорбционные компоненты были не таки- линии Hβ.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
279
IV
11
28.04.17
12
28.08.17
13
19.06.18
14
22.07.18
15
18.08.18
16
01.09.18
3500
4000
4500
5000
5500
6000
6500
7000
7500
Wavelength (A)
Рис. 5. Спектры для периода активности IV (обозначение осей см. рис. 2).
ПЕРЕМЕННОСТЬ ПОТОКОВ В
(2017) потоки получены в пределах (330-850) ×
НЕКОТОРЫХ ЭМИССИОННЫХ
× 10-12 эрг/см2/с. Кроме того, не совпадают
СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЯХ И ГЛУБИНЫ
максимумы потоков в линии FeII 4924. Потоки в
МОЛЕКУЛЯРНЫХ ПОЛОС TiO
линии [OIII]5007 мы не привели на рис. 7, так как
Из спектрофотометрических наблюдений мы
они значительно отличаются от наших в максимуме
определили потоки в некоторых наиболее сильных
более, чем в три раза.
спектральных линиях за весь период наблюдений и
Из рис. 7 следует, что потоки в разрешенных
исследовали, как они коррелируют с кривой блеска
линиях Hα, Hβ, FeII 4924, 5018, HeI 5876 имеют
в полосе U. Потоки в этих линиях представлены в
два максимума. Максимум потоков в линиях FeII
табл. 2 и на рис. 7. Это линии Hα, Hβ, [SII]4069,
4924 и 5018 имеют острый пик с заметными осцил-
[OIII]5007, [OI]6300, FeII 4924, 5018, HeI 5876.
ляциями и практически совпадает с максимума-
Там же представлена кривая блеска в полосе U.
ми потоков в бальмеровских линиях. Максимумы
Переменность потоков в спектральных линиях
потока в линии HeI 5876 выглядят почти также,
в предыдущие годы исследовалась в работах
как максимум потока в линиях железа. Видно, что
Ииджима (2019), Бурмейстер и Леедярв (2009).
первый максимум потока в разрешенных линиях
В работе Кондратьевой и др. (2017), в которой
достигается в максимуме блеска в полосе U, а
исследовалась активность звезды в 2014-2015 гг.,
второй, по-видимому, близко к максимуму. К со-
были получены потоки почти в тех же спектраль-
жалению, у нас отсутствуют данные о потоках в
ных линиях, что и наши. На рис. 7 незаполненными
максимуме блеска в 2018 г.
кружками показаны потоки, взятые из этой работы.
Как видно из рис. 7, наилучшее совпадение мы
В запрещенных линиях, за исключением линии
получили для линий Hβ и [OI] 6300. Наибольшее
[OIII]5007, второй максимум либо слабо выражен,
различие в потоках в линии Hα наблюдается
как у линии [SII]4069, либо отсутствует, как у
в максимуме. Максимальное значение потоков
линии [OI]6300. Отметим, что первый максимум
в этой линии по нашим данным около 500 ×
в запрещенных линиях смещен относительно мак-
× 10-12 эрг/см2/с, а в работе Кондратьевой и др.
симума блеска, в отличие от разрешенных линий,
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
280
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
2
27.04.2017
UT 22:42
1
28.04.2017
UT 22:55
0
29.05.2017
UT 20:01
1
28.08.2017
UT 21:16
2
21.06.2018
UT 20:17
3
21.07.2018
UT 23:54
4
22.07.2018
UT 18:40
5
02.09.2018
UT 21:04
6
6000
4000
2000
0
2000
4000
6000
Vr, km/s
Рис. 6. Вариации профилей спектральной линии Hβ в 2017-2018 гг. (обозначение осей см. рис. 4).
и наблюдался до того, как блеск начал увели-
полосе R обусловлена пульсациями красного ги-
чиваться. Второй максимум потока совпадает с
ганта, то должна наблюдаться зависимость между
максимумом потока в разрешенных линиях. Поток
глубиной молекулярных полос TiO и блеском. Мы
в линии [SII]4069 имеет большой разброс значений
определили глубину молекулярных полос титана
в период активности в 2017-2018 гг. Разброс зна-
TiO 6144 и 7125. На рис. 8 представлены измене-
чений потоков в линиях, скорее всего, связан с тем,
ния этого параметра в зависимости от юлианской
что из-за появления абсорбционных компонент в
даты. Римскими цифрами обозначены условные
профилях разрешенных линий точнее определить
периоды активной фазы. Корреляция глубины по-
потоки с нашим разрешением не получилось. На
лос и блеска просматривается во всех выделенных
рисунке на кривой блеска вертикальными черточ-
эпизодах активной фазы, за исключением третьего.
ками указаны даты, когда мы наблюдали глубокие
Скорее всего, поскольку звезда наиболее актив-
абсорбционные компоненты в профилях линий.
на в этот период, глубина молекулярных полос
В работе Бурмейстер и Леедярв (2009) были
замывается излучением от активного компонента
измерены потоки в линиях Hα, Hβ, [OIII]5007,
системы. Связь между блеском и глубиной полос
[OI]6300 в активный и спокойный периоды звезды
можно объяснить, если принять, что с расширени-
с 1996 по 2007 г. Авторы показали, что поток в
ем звезды во время пульсаций (блеск увеличива-
линиях Hα, Hβ, [OI]6300 коррелирует с блеском.
ется) температура падает и глубина молекулярных
Поток же в линии [OIII]5007 явного максимума не
полос увеличивается, а когда звезда сжимается,
показал, наблюдался большой разброс значений.
температура повышается и уменьшается глубина
Если предположить, что модуляция блеска в молекулярных полос.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
281
4
I
II
III
IV
6
8
10
12
H
600
300
0
90
H
60
30
0
[OIII] 5007
8
6
4
2
0
[OI] 6300
36
24
12
0
12
[SII] 4069
9
6
3
0
He I 5876
30
15
0
FeII 4924
20
FeII 5018
10
0
4000
5000
6000
7000
8000
9000
JD2450000+
Рис. 7. Кривая блеска в
полосе U и
переменность абсолютных потоков излучения в некоторых эмиссионных
спектральных линиях c 2008 по 2019 г. По оси Y даны абсолютные потоки в единицах 10-12 эрг/см2/с, по оси X —
JD-2450000.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
282
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
Таблица 2. Абсолютные потоки излучения в эмиссионных линиях, 10-12 эрг/см2
/с
Дата
[SII]4069
Hβ
FeII54924
[OIII]5007
FeII5018
HeI5876
[OI]6300
Hα
26.07.2007
2.5
4
3.5
4.4
23.03.2008
2.4
3
2.7
2.4
11.8
08.06.2008
1.3
2.1
2.2
2.5
17.3
06.07.2008
2.1
2.5
2.4
2.9
20.1
15.08.2008
3.2
3.1
3.7
3.2
19.2
03.11.2008
1.2
1.9
1.5
2
20
07.04.2009
1.4
1.7
1.8
1.7
17.4
08.04.2009
1.4
2.5
2.4
1.5
17.8
10.04.2009
1.8
1.7
1.3
1.8
19.4
11.04.2009
1
1.8
1.5
1.6
19.4
15.04.2009
1.1
2.3
1.2
1.8
25.3
28.05.2009
1.2
2.3
1.1
1.9
25.7
30.05.2009
1.2
2.2
1
1.5
23.6
31.05.2009
1.2
2.1
0.8
1.9
22.5
13.07.2009
0.9
1.7
0.5
1.8
25.8
28.08.2009
1.5
2.6
0.5
1.2
25.4
28.08.2009
1.9
3.7
1
1.3
26.7
23.06.2011
2.5
7.6
2.6
0.9
4.4
46
06.08.2011
2.6
5.4
2.2
0.5
5
36
21.09.2011
3.7
9.6
5.1
0.4
5.3
60
27.04.2012
5.7
17
2.3
2.4
15
169
25.06.2012
5.8
16
2.5
2.1
2.5
131
24.07.2012
5.8
19
4.4
3.1
24
154
10.08.2012
6.7
21.5
4.8
3.6
24
117
24.09.2012
8.1
18.4
5.2
2.5
22
93
12.05.2013
11.4
24.5
7.4
8.1
6.5
40
316
05.06.2013
11.5
23.1
6.3
8.6
5.1
32
264
09.08.2013
11.9
249
5.1
6.6
5.2
35
318
16.07.2014
10.5
57
7.9
5.8
11.6
23
463
27.02.2015
10
62
18
4.3
16
22.7
31
474
24.04.2015
7.7
20
1.5
15
24
17
25.05.2015
8.6
20
2.6
16
25
22
26.05.2015
8.4
23
4.4
21
37
25
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
283
Таблица 2. Продолжение
Дата
[SII]4069
Hβ
FeII54924
[OIII]5007
FeII5018
HeI5876
[OI]6300
Hα
21.06.2015
10.6
80
26
3.4
19
21.5
18
282
22.06.2015
9.5
82
22
3.6
17
22.1
19
370
23.06.2015
10.6
70
25
2.6
19
31.9
25
375
17.07.2015
12.5
88
17
4.6
16
36
18
392
22.07.2015
+
19
5.2
20
31
16
23.07.2015
9.4
77
21
4
17
21.1
17
346
24.07.2015
5.4
20
5.2
18
31.3
14
18.08.2015
+
25
4.3
21
41.3
18
19.08.2015
+
24
21
37.9
17
20.08.2015
11
65
20
5.1
20
41
21
381
21.08.2015
+
17
4.6
15
31.4
16
18.09.2015
7.7
47
15
4.0
9
21
15
350
19.09.2015
5.6
53
16
3.9
10
+
15
328
20.09.2015
8.3
52
20
3.1
10
+
16
320
29.10.2015
7.5
40
17
3.7
11
21
14
193
30.10.2015
5.9
34
13
2.7
10
25
13
195
28.04.2016
6.4
48
10
4.8
7.8
19
16
254
30.04.2016
7.2
46
9
4.9
6.4
12
14
235
01.05.2016
6.5
39
8
4.2
5.3
7.4
17
235
27.06.2016
6
7.8
+
3.2
+
12
70
29.06.2016
6.3
7.1
+
3.4
+
11
82
08.07.2016
5.7
6.3
+
3.5
+
13
71
09.07.2016
5.3
5.2
+
3.2
+
14
62
11.07.2016
6.4
5.1
+
2.7
+
13
66
12.07.2016
5.6
7.4
+
4.1
+
12
56
05.03.2017
7.8
55.9
9.9
8.8
10.6
16.2
13.2
252
06.03.2017
6.6
42.5
7.8
7.9
8.2
16.2
13.2
234
27.04.2017
4.8
36.8
8.7
7.4
6.6
11.6
10
211
27.04.2017
5.7
33
8.1
5.9
5.6
7.2
10
165
28.04.2017
5.9
29.6
6.1
6.6
5.4
3.2
8.2
133
29.04.2017
4.4
27.7
4.2
5.4
5.4
4.5
8.2
155
04.05.2017
5.7
38.4
6.4
6.9
7.5
10.3
8.3
195
19.05.2017
6.1
57.7
7.9
8.2
10.5
12.6
10.6
219
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 47
№4
2021
284
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
Таблица 2. Окончание
Дата
[SII]4069
Hβ FeII54924
[OIII]5007
FeII5018
HeI5876
[OI]6300
Hα
29.05.2017
7.8
69.6
11.2
11.5
13.9
16.7
10.1
235
14.06.2017
4.6
66.5
11.6
9
13.2
19.9
8.2
315
16.06.2017
6.2
72.4
10.7
10.6
13.7
32.2
13
488
01.07.2017
9.8
61
9.7
8
11.8
15.6
10
245
26.08.2017
7.3
67.7
9.6
6.4
13.2
24.8
11
339
27.08.2017
9.8
79.1
12.1
8.2
14.1
27.7
10.1
373
28.08.2017
66.5
10.4
6.8
13.8
14.3
9.5
257
24.04.2018
4.8
33.9
7.1
1.7
5.8
9.7
6.4
153
19.06.2018
7.6
41.9
7.5
3.9
7.17
16.7
15.8
383
07.10.2018
9.2
33.5
4.5
4.6
6.3
2.3
16.2
227
13.03.2019
5.5
21
4
6.0
3.8
2.8
10.8
140
МОДЕЛИРОВАНИЕ НАБЛЮДАЕМОГО
ниже диска ионизируется непосредственно горячим
РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ
источником (Скопал, 2005, рис. 27).
Вклад от теплой псевдофотосферы в данной мо-
Моделируя наблюдаемое распределение энер-
дели мы аппроксимировали излучением абсолют-
гии, мы можем определить физические параметры
но черного тела с некоторой температурой, вклад
компонент симбиотической звезды CH Cyg, иссле-
от туманности — излучением водородной плазмы.
довать, как они меняются, когда система переходит
Таким образом, согласно этой модели, излучение,
в активное состояние, а следовательно, предло-
регистрируемое на Земле от симбиотической звез-
жить механизм, ответственный за активность звез-
ды в оптическом диапазоне, можно представить
ды. Для построения синтетического распределения
выражением
энергии в спектре звезды использовалась модель,
предложенная Скопал (2005). В этой модели в
F (λ) = Fλ(Teff) +
(1)
оптических длинах волн можно выделить три ос-
+ θ2warmπBλ(Twarm) + kNελ(Te),
новных компонента излучения. Два из них име-
ют звездную природу. Это холодный компонент,
где Fλ(Teff) — синтетический спектр красного ги-
в частности, красный гигант, и горячий компо-
ганта, рассчитанный по моделям из работы Флакс
нент. Третий компонент — это газовая составляю-
(1994), θwarm = Reffwarm/d — угловой радиус теплой
щая (туманность), сосредоточенная в окрестности
псевдофотосферы, определяемый как отношение
двойной системы.
ее эффективного радиуса Reffwarm (радиус сферы с
В активном состоянии в симбиотической звез-
той же светимостью) к расстоянию d до объек-
де вокруг белого карлика формируется простран-
та. Для CH Cyg мы взяли d = 250 пк (Хинкл и
ственно расширяющийся нейтральный диск. Таким
др., 2009). Третье слагаемое в уравнении — это
образом, горячий компонент имеет дископодобную
излучение от газовой оболочки, которое выражено
структуру. В случае, когда такая система видна
через некоторый масштабированный коэффициент
для наблюдателя с “ребра” (угол наклона орбиты
объемной эмиссии ελ(H, Te), kN = EM/4πd2, где
около 90◦), расширяющийся оптически толстый
EM — мера эмиссии газовой оболочки.
внешний край диска имитирует теплую псевдо-
Подгоняя поток излучения, полученный из дан-
фотосферу. Излучение от центрального горячего
ного уравнения (1), к наблюдаемому спектру, мы
источника переносится в диске, переизлучается
можем определить основные параметры компонент
в оптически толстой/тонкой оболочке, формируя
симбиотической звезды, а именно, спектральный
на прямой видимости теплую псевдофотосферу с
тип гиганта или его эффективную температуру,
более низкой температурой (1-2) × 104 K. В то же
чернотельную температуру, эффективный радиус
время газовая составляющая (туманность) выше и
и светимость теплой псевдофотосферы, а также
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
285
I
II
III
IV
5
6
7
8
TiO 6144
6
4
2
TiO 7125
30
20
10
4000
5000
6000
7000
8000
9000
JD2450000+
Рис. 8. Кривая блеска в полосе R и глубины молекулярных полос TiO 6144, 7125 c 2008 по 2019 г. (обозначение осей см.
рис. 7).
электронную температуру и меру эмиссии водород-
светимость. Ее температура составляла Twarm ∼
ной оболочки. Для подгонки использовался крите-
∼ 6500-11 000 К. Излучение от газовой оболочки
рий χ2. Соответствующие параметры представле-
было слабым и не всегда регистрировалось.
ны в табл. 3, а примеры модельного и наблюдаемого
Через год, начиная с июля 2014 г., вклады в
распределения энергии — на рис. 9. Следует отме-
излучение от теплой псевдофотосферы и газовой
тить, что параметры Reffwarm, Lwarm и EM в табл. 3
оболочки значительно увеличились (период III на
определены для расстояния d = 250 пк.
кривой блеска). Светимость Lwarm увеличились в
Согласно моделям SED (спектральное распре-
∼5-10 раз, а радиус Reffwarm в ∼3 раза при той
деление энергии), CH Cyg была неактивна с 2008 г.
же температуре Twarm. Одновременно увеличилась,
до середины 2011 г. (период I на кривой блеска). В
более чем в 4 раза, и была переменной мера эмис-
течение этого периода в наблюдаемом спектре, со-
сии EM газовой оболочки. В минимуме блеска
гласно нашему моделированию, присутствовал ис-
между 2016.41 и 2016.64 вклад излучения в спектр
ключительно спектр красного гиганта спектраль-
от теплой псевдофотосферы заметно понизился
ного типа М8 III, согласно синтетическим спектрам
(Lwarm = 4.0 L⊙, Reffwarm = 1.10 R⊙), а от газовой
Флакс (1994).
оболочки исчез (спектр с 12 июля 2016 г.).
В течение следующего периода, вплоть до ав-
Наконец, в последний период (период IV на
густа 2013 г. (период II на кривой блеска), теп-
кривой блеска) увеличился вклад в излучение,
лая псевдофотосфера была небольшого размера
как от теплой псевдофотосферы, так и от газовой
Reffwarm ∼ 0.5-1.5 R⊙ и имела относительно слабую оболочки, достигнув максимума в конце апреля
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
286
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
3
CH Cyg
August 28, 2009
2
1
0
3.6
3.7
3.8
3.9
lg(Wavelength [A])
3
May 12, 2013
2
1
0
3.6
3.7
3.8
3.9
lg(Wavelength [A])
3
October 29, 2015
2
1
0
3.6
3.7
3.8
3.9
lg(Wavelength [A])
3
June 16, 2017
2
1
0
3.6
3.7
3.8
3.9
lg(Wavelength [A])
Рис. 9. Эволюция наблюдаемого и теоретического распределения энергии в спектре симбиотической звезды CH Cyg.
Наблюдаемый спектр изображен сплошной темно-серой линией, модельное распределение энергии — черной сплошной
линией, спектр холодного компонента — короткой черной пунктирной линией, спектр теплой псевдофотосферы—
длинной серой пунктирной линией, а спектр туманности — сплошной светло-серой линией. Заполненными кружками
показаны потоки, соответствующие фотометрическим наблюдениям в полосах U, B, V и RC.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
287
Таблица 3. Параметры симбиотической системы CH Cyg, полученные из моделирования наблюдаемого распреде-
ления энергии
Дата,
Гигант
Псевдофотосфера
Туманность
JD 2 450 000+
χ2red/d.o.f.
год/мес/день
Lwarm,
Reff
,
EM,
ST
warm
Twarm, K
Te, K
L⊙
R⊙
1058 cм-3
2008/03/23
4548.526
7.9
-
-
-
-
-
6.8/1800
2008/06/08
4626.305
7.7
-
-
-
-
-
7.9/2040
2008/07/06
4654.350
8.0
-
-
-
-
-
7.5/2050
2008/08/10
4689.284
8.1
-
-
-
-
-
7.7/1990
2008/09/25
4734.518
8.2
-
-
-
-
-
8.0/2003
2009/05/31
4983.314
8.0
-
-
-
-
-
6.1/2080
2009/08/28
5072.458
7.9
-
-
-
-
-
4.7/2176
2009/09/24
5099.246
7.9
-
-
-
-
-
4.3/2190
2011/06/23
5736.458
7.8
0.86
0.38
9000
-
-
3.3/1989
2011/08/06
5780.428
7.8
1.10
0.48
8500
-
-
5.0/2091
2012/04/27
6045.424
7.9
6.43
0.94
9500
-
-
3.7/2203
2012/06/25
6104.417
7.9
4.55
1.68
6500
20000
1.12
5.1/1993
2012/07/24
6133.301
7.9
3.63
0.78
9000
20000
0.75
3.7/1947
2012/08/10
6150.361
7.9
7.21
1.83
7000
20000
0.75
3.0/1981
2012/09/24
6195.372
7.8
3.84
0.72
9500
-
-
3.1/2094
2013/05/12
6424.546
7.9
5.90
0.81
10000
-
-
3.4/1937
2013/06/05
6449.313
7.7
4.32
0.57
11000
-
-
3.7/1987
2013/08/09
6514.334
7.8
4.61
0.65
10500
-
-
4.7/1978
2014/07/16
6855.453
7.7
22.60
1.67
9750
20000
1.12
2.7/2170
2015/02/27
7080.563
7.9
27.32
2.73
8000
20000
3.92
1.5/1866
2015/04/24
7137.459
7.9
28.47
2.78
8000
20000
5.94
1.8/2066
2015/05/26
7169.386
7.9
52.79
4.31
7500
20000
8.97
1.4/1942
2015/07/23
7227.327
7.8
46.08
3.06
8600
20000
8.23
2.4/2009
2015/08/18
7253.367
7.5
50.32
2.62
9500
20000
8.55
3.4/1940
2015/08/21
7256.462
7.5
47.63
3.19
8500
20000
7.10
3.0/2010
2015/10/29
7325.194
7.6
57.55
2.87
9400
20000
3.22
2.3/2150
2016/04/28
7507.452
7.7
26.94
4.10
6500
20000
4.94
1.8/2195
2016/07/12
7582.421
7.9
4.00
1.10
7800
-
-
5.4/2106
2017/04/28
7872.463
7.7
23.80
2.42
8200
18000
5.46
5.7/1954
2017/06/16
7921.375
7.8
29.32
2.50
8500
16000
9.57
2.0/1984
2017/08/28
7994.395
7.8
38.80
2.95
8400
17500
10.09
2.2/1949
2018/04/24
8233.398
8.0
88.14
6.77
6800
20000
6.71
1.7/2225
2018/06/21
8291.353
7.9
84.34
3.40
9500
20000
2.62
1.8/1835
2018/09/02
8364.385
7.3
36.70
2.87
8400
-
-
5.7/2075
2018/10/07
8395.350
7.8
28.64
4.10
6600
-
-
1.7/2198
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
288
ТАРАСОВА, СКОПАЛ
2018 г. Мы получили светимость и радиус теп-
высокая активность звезды в этот период допол-
лой псевдофотосферы, равные Lwarm = 88.14 L⊙
нительно поддерживалась еще и пульсациями хо-
лодного компонента двойной системы. Пульсации
и Reffwarm = 6.77 R⊙ соответственно. Мера эмиссии
холодного компонента дополнительно поставляли
газовой оболочки составила EM ∼ 7 × 1058 см-3
вещество в двойную систему, которое, аккрецируя
(24 апреля 2018 г.). Последний спектр, взятый нами
на белый карлик, усиливало его активность.
после максимума, показал уменьшение вклада в
излучение от теплой псевдофотосферы, а излучение
Предположение о том, что период 750 сут может
от газовой оболочки не было обнаружено.
быть периодом пульсаций, подкрепляется суще-
ствованием корреляции между молекулярными по-
Используя
соотношение
Lacc =
лосами TiO 6144 и 7125 и блеском звезды в поло-
= GMwarm M˙ acc/Rwarm, можно оценить темп ак-
се R. Кроме того, пульсации холодного компонента
креции
Macc ∼ 4.7 × 10-8 M⊙ год-1 для массы
могли подпитывать некоторую активность звезды в
белого карлика, равной MWD = 0.6 M⊙ (Хинкл,
периоды, когда она была близка к периастру, но не
2009), и его радиуса RWD = 0.01 R⊙, который
находилась в этом положении в 2009 и в 2012 г.
соответствует светимости Lwarm = Lacc = 90 L⊙.
Есть основание считать, что это возможно, если
принять, что период 750 сут является периодом
Следует отметить, что в течение всего периода
пульсаций холодного компонента, и максимальная
наблюдений, в целом, излучение от теплой псев-
амплитуда пульсаций достигается на фазе около
дофотосферы и газовой оболочки коррелировало с
0.5. Действительно, фаза периода 750 сут в мак-
изменением блеска звезды в U- и B-диапазонах
симумах блеска в полосе R в 2009, 2012, 2015
(рис. 1).
и в 2018 г. была около 0.5, 0.6, 0.42 и 0.6, а в
минимуме — 0.84, 0.97, 0.09.
Модельное распределение энергии показало,
ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ И
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
что в спокойном состоянии в спектре преоблада-
ло излучение от холодного компонента — гиганта
Используя полученные нами на протяжении по-
спектрального типа МIII 8. В активном состоянии в
чти десятилетнего периода спектрофотометриче-
системе развилась теплая псевдофотосфера вокруг
ские наблюдения симбиотической звезды CH Cyg,
белого карлика, в результате по мере роста блеска
мы установили, что за исследуемый период она
симбиотической звезды радиус и светимость ее
была наиболее активной в 2015 и 2018 г. В эти
увеличились в десятки раз, достигнув в 2018 г.
периоды у звезды наблюдались похожие признаки
RWD = 6.77 R⊙, LWD = 88.14 L⊙. Показано, что
активности. Отмечалось увеличение потока излу-
относительно низкая светимость псевдофотосферы
чения в непрерывном спектре и в эмиссионных
CH Cyg указывает на то, что источником активно-
линиях, причем максимумы потоков в разрешен-
сти звезды является аккреция. Исходя из значения
ных линиях совпадали с максимумом блеска в
светимости оценен темп аккреции на белый карлик,
полосе U, а в запрещенных линиях максимумы
равный
Macc ∼ 4.7 × 10-8 M⊙ год-1.
потока наблюдались до того, как блеск звезды стал
максимальным.
Кроме того, до и в максимуме блеска линии
Бальмеровской серии водорода от H11 до Hβ при-
Данное исследование было поддержано грантом
обрели форму P Cyg профилей. Показано, что аб-
Словацкой академии наук VEGA No. 2/0030/21
сорбционные компоненты P Cyg профилей имели
и грантом Словацкого научно-исследовательского
сложную форму, которая могла меняться не только
агентства по развитию по контракту No. APVV-
от ночи к ночи (с 18.08.2015 по 22.08.2015), но и
15-0458.
в течение суток. Лучевые скорости абсорбционных
Мы выражаем благодарность всем наблюда-
компонент находились в пределах от -300 км/с до
телям переменных звезд, которые внесли вклад
-2000 км/с.
в создание всемирной базы данных AAVSO, за
Сделано заключение, что первый период ак-
использование их наблюдений в нашей работе.
тивности звезды связан с положением компонент
в системе, которые находились в это время в
периастре. Фаза орбитального периода 5689 сут
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
была в пределах от 0.95 до 0.05. В 2018 г. звезда
1. Бурнашев В.И., Бюлл. Абастуманск. астрофиз. об-
занимала другое положение, была вне периастра,
серв. 59, 83 (1985).
фаза орбитального периода 5689 сут была около
2. Бурмейстер, Леедярв (M. Burmeister and
0.2. Однако в этот период звезда проявила себя
L. Leedjarv), Astron. Astrophys. 504, 171 (2009).
не менее активно. Мы предположили, что такая
3. Ииджима (T. Iijima), MNRAS 297, 77 (1998).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ АКТИВНОСТИ
289
4. Ииджима (T. Iijima), Astron. Astrophys. 622, 45
14. Скопал и др. (A. Skopal, S. Shugarov, and
(2019).
D. Chochol), Astron. Telegram 2394 (2010).
5. Кенеон, Фернандез-Кастро (S.J. Kenyon and
15. Скопал и др. (A. Skopal, S. Shugarov, and
T. Fernandez-Castro), Astron. J. 93, 938 (1987).
6. Кондратьева Л.Н., Рспаев Ф.К., Кругов М.А., Се-
M. Vanko), Astron. Nachr. 333, 242 (2012).
ребрянский А.В., Астрофизика 60, 169 (2017).
16. Тейлор и др. (A.R. Taylor, E.R. Seaquist, and
7. Мукаи и др. (K. Mukai, J.A. Kennea, G.J.M. Luna,
J.A. Mattei), Nature 319, 38 (1986).
and J.L. Sokoloski), Astron. Telegram 2245 (2009).
8. Секерас и др. (M. Sekeras, A. Skopal, S. Shugarov,
17. Флакс и др. (M.A. Fluks, B. Plez, P.S. The,
N. Shagatova, E. Kundra, R. Komzik, M. Vrastak,
D. de Winter, B.E. Westerlund, and H.C. Steenman),
S.P. Peneva, E. Semkov, and R. Stubbings), Contrib.
Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 105, 311 (1994).
Astron. Obs. Skalnate Pleso 49, 19 (2019).
9. Скопал (A. Skopal), Inf. Bull. Var. Stars 415 (1995).
18. Хинкл и др. (K. Hinkle, H. Kenneth, and F. Fekel),
10. Скопал и др. (A. Skopal, M.F. Bode, and M. Bryce),
Astron. J. 105, 107 (1993).
MNRAS 282, 327 (1996).
11. Скопал и др. (A. Skopal, M.F. Bode, M.M. Crocker,
19. Хинкл и др. (K. Hinkle1, F. Fekel, and R. Joyce),
H. Drechsel, S.P.S. Eyres, and R. Komzik), MNRAS
Astrophys. J. 692, 1360 (2009).
335, 1109 (2002).
12. Скопал (A. Skopal), Astron. Astrophys. 440, 995
20. Шугаров и др. (S. Shugarov, A. Skopal, and
(2005).
M. Sekeras), EAS 71, 107 (2015).
13. Скопал и др. (A. Skopal, M. Vanko, T. Pribulla,
21. Ямашита, Маехара (M. Yamashita and H. Maehara),
D. Chochol, E. Semkov, M. Wolf, and A. Jones),
Publ. Astron. Soc. Japan 31, 307 (1979).
Astron. Nachr. 328, 909 (2007).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№4
2021
