Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 3, стр. 227-238

1. ВВЕДЕНИЕ

Неправильные переменные звезды типа UX Ori относятся к числу фотометрически наиболее активных молодых звезд. Характерной особенностью их переменности являются алголеподобные ослабления блеска с амплитудой до 2–3^m и продолжительностью от нескольких дней до нескольких недель. На эти минимумы иногда накладываются более длительные и медленные изменения блеска апериодического или циклического характера. Такая переменность связана с изменениями околозвездной экстинкции в протопланетных дисках, имеющих клочковатую структуру и наклоненных под небольшим углом к лучу зрения [1]. Первоначально семейство звезд типа UX Ori состояло в основном из горячих молодых звезд типа Ае Хербига. В последние годы оно расширилось за счет более холодных молодых звезд типа Т Тельца. Часть из этих объектов известна под названием “дипперы” (dippers). У них также наблюдаются алголеподобные затмения, но с намного меньшей амплитудой и продолжительностью.

В инфракрасной (ИК) области спектра излучение звезд типа UX Ori состоит из собственно излучения звезды и излучения газопылевого диска вокруг нее. Вклад излучения диска растет с увеличением длины волны, и оно в меньшей степени подвержено влиянию околозвездной экстинкции. В ближнем ИК диапазоне излучение приходит из самых внутренних слоев дисков, находящихся вблизи зоны испарения пыли [2]. Флуктуации светимости этих слоев обусловлены возмущениями в диске, в том числе возмущениями магнитного поля диска [3, 4].

Оптическое и ИК-излучение звезд типа UX Ori в полосах $J$ и $H$ обычно коррелируют между собой, потому что в ближнем ИК диапазоне звезда вносит существенный вклад в измеряемый блеск, особенно в полосах $J$ и $H$. Хотя есть примеры, когда такой корреляции не обнаружено, например, у SV Cep, звезды типа UX Ori [5]. В настоящей работе, являющейся дополнением к серии работ [3, 5, 6] по изучению ИК-активности звезд типа UX Ori и родственных им объектов, представлены результаты многолетних фотометрических наблюдений в полосах $JHK$ звезды VX Cas.

2. РЕЗУЛЬТАТЫ ПРЕДЫДУЩИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

Переменность VX Cas была обнаружена в 1918 г. Балановским [7]. Как по своим фундаментальным параметрам, так и по величине ИК-избытка излучения VX Cas подобна другим звездам типа UX Ori. По данным GAIA [8] она находится на расстоянии $537_{{ - 16}}^{{ + 18}}$ пк. Хотя в окрестности звезды имеется достаточно плотное звездное поле, с ней не связана отражательная туманность [9], и она не имеет очевидных признаков принадлежности к областям звездообразования [10]. Вопрос о физической двойственности VX Cas до сих пор остается открытым [11, 12]. Уточненный спектральный класс звезды A0 Vep [13]. Ее возраст по разным оценкам находится в интервале от 3.4 [14] до 9 Myr [8]. Имеющиеся в литературе оценки темпа аккреции сильно отличаются: от $1.29 \times {{10}^{{ - 8}}}\;{{M}_{ \odot }}$/yr [15] до $3.63 \times {{10}^{{ - 7}}}\;{{M}_{ \odot }}$/yr [16], что не удивительно, учитывая нестабильный характер процесса аккреции вещества на молодые звезды. Оценки поглощения ${{A}_{V}}$ в направлении на VX Cas производились на основе анализа цветового избытка излучения и дают значения, близкие к единице [17–19]. VX Cas имеет высокую проекционную скорость вращения: $v\sin i = 139$ км/с [13]. Эмиссионная линия H$\alpha $ имеет двухкомпонентный профиль [20]. Обе эти особенности, как показано в [21], характерны также для большинства других звезд типа UX Ori и свидетельствуют о большом наклоне оси вращения звезды и диска относительно направления на наблюдателя.

VX Cas демонстрирует характерное для звезд типа UX Ori активное фотометрическое поведение в оптической области спектра. Большую часть времени звезда находится в ярком состоянии, основной диапазон ее переменности – порядка 0.5^m, но есть и глубокие (с амплитудой 1–2^m в полосе $V$) минимумы (историческую кривую блеска можно посмотреть, например, в работе [22]). Временнóй анализ показал отсутствие стабильных периодов в 1983–2004 гг. [23] и в 1898–1997 гг. [22]. Более короткие выборки давали периоды: 4.46 г. [24, 25] и 250 дней с амплитудой ~0.1^m [26], которые, однако, не подтвердились последующими наблюдениями. Наблюдались также сезонные тренды [24–29].

Инфракрасные наблюдения [30], в том числе наблюдения с помощью телескопа IRAS [31], показали, что звезда имеет значительный избыток ИК-излучения. По типу спектрального распределения энергии в интервале длин волн 20–100 мкм VX Cas относится к группе II, в которую входят звезды Хербига, характеризующиеся меньшей величиной избытка излучения в этой области (по сравнению с избытком объектов группы I) (классификация [32]). Это различие связано с формой диска: если для группы I диск расширяется к периферии, то для группы II он более плоский и “самоэкранирующийся” [32, 33]. Отношение ИК-избытка VX Cas к болометрической светимости звезды составляет 46%, что является одним из самых больших избытков ИК излучения и свидетельствует о большом количестве пыли в окрестности звезды [34].

Диаграммы “цвет–величина” VX Cas во время минимумов имеют характерную для звезд типа UX Ori форму: по мере ослабления блеска звезда краснеет, что объясняется селективным поглощением излучения звезды в газопылевых облаках [34]. Начиная с некоторого уровня блеска (для $(U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B)$ и $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)$), направление цветового трека меняется, и покраснение приостанавливается из-за увеличения вклада рассеянного околозвездной пылью излучения звезды, когда ее прямое излучение ослабляется во время затмения [35]. В статье [34] из оценки производной $\delta (B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V){\text{/}}\delta V$ по верхней (не искаженной рассеянным светом) части цветового трека $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V){\text{/}}V$ авторы получили для VX Cas закон покраснения околозвездной пылью: $R = 5 \pm 0.1$.

Наблюдения VX Cas в ближнем ИК-диапазоне малочисленны и выполнялись в течение коротких интервалов времени: 1974 г., 1 ночь [30], 1970–1976 гг., 14 ночей [36], 1993 г., 1 ночь [37], 1998 г., 8 ночей [18, 38], 2006–2007 гг., 4 ночи [39]. Как правило, во время этих наблюдений оптический и ИК области спектра потоки изменялись в небольших пределах. Колотилов и др. [36] (14 ночей в интервале 1970–1976 гг.) наблюдали ИК переменность звезды с амплитудой около 0.7^m в полосе $J$. Такая же амплитуда переменности в полосе $J$ отмечена и в работе Eiroa и др. [38]. Амплитуда изменений блеска в ИК уменьшается в сторону длинных волн, цветовая переменность слабая и описывается законом “чем слабее, тем краснее”, как и для оптической области [18, 38]. Отмечается как наличие корреляции между изменениями оптической и ИК звездной величиной [18, 38], так и наличие антикорреляции [36].

Исследование линейной поляризации VX Cas выполнялось двумя группами: в 1998–1999 гг. (9 наблюдений) [40] и в 1987–2001 гг. (15 наблюдательных сезонов) [34]. Обнаружена ее переменность как на интервалах порядка дней или недель, так и на более длительных. В ярком состоянии звезды она равна ~1% и увеличивается до ~4% в глубоких минимумах [34], что объясняется увеличением вклада рассеянного излучения диска в наблюдаемое излучение.

3. НАБЛЮДЕНИЯ И ПЕРВИЧНАЯ ОБРАБОТКА

Фотометрические наблюдения в ИК-диапазоне были получены в 2003–2017 гг. на 1-м телескопе Пулковской обсерватории АЗТ-24, установленном на наблюдательной базе Кампо Императоре (Италия) и оснащенном инфракрасной ПЗС-камерой SWIRCAM [41, 42]. Наблюдения проводились в широких фотометрических полосах $J$ (1.25 мкм), $H$ (1.65 мкм) и $K$ (2.20 мкм). Параметры камеры и телескопа представлены в табл. 1. Все наблюдения проводились методом смещения вокруг центрального положения кадра (dithering). Предварительная обработка изображений включала в себя сложение смещенных экспозиций с усреднением, вычитание фона, коррекцию за плоское поле и удаление плохих пикселей. Фотометрия проводилась с помощью программы, разработанной В.М. Ларионовым на основе пакета SExtractor (Source-Extractor) для обработки астрономических изображений. Измерение блеска VX Cas было выполнено методом дифференциальной апертурной фотометрии относительно двух звезд сравнения. Звезды сравнения для VX Cas и их звездные величины из каталога 2MASS даны в табл. 2; поле со звездами сравнения представлено на рис. 1. Ошибки фотометрии составляют в среднем 0.01–0.02$^{m}$.

Таблица 1.  

Характеристики телескопа АЗТ-24 и приемника излучения SWIRCAM

Объект	Характеристика
Телескоп	АЗТ-24
Оптическая схема	Ричи-Кретьен с оптическим корректором
Диаметр	1100 мм
ПЗС-фотометр	SWIRCAM
Кристалл ПЗС	HgCdTe PICNIC
Тип фотометра	EFOSC*
Размер кристалла	$256 \times 256$ пикселей
Поле кадра	$4.4\prime \times 4.4\prime $
Размер пиксела

Примечание. * EFOSC (ESO Faint Object Spectrograph and Camera).

Рис. 1.

Поле VX Cas со звездами сравнения.

Поскольку ИК-наблюдений VX Cas мало и они не пересекаются с нашими по времени, общую кривую блеска мы не приводим. Исключение составляют данные из статьи [39] (4 наблюдения), которые пересекаются с нашими наблюдениями и согласуются с ними в пределах 0.05–0.1^m (в зависимости от фильтра). В дальнейшем для анализа мы используем только наши наблюдения. Наблюдения VX Cas в оптической области (полоса $V$ Джонсона) получены в рамках программы фотополяриметрического мониторинга звезд типа UX Ori c помощью пятиканального фотометра-поляриметра конструкции Пииролы, установленного на 1.25 м телескопе АЗТ-11 Крымской астрофизической обсерватории (КрАО). Средняя ошибка фотометрических измерений составляет 0.03^m. Для анализа поведения объекта в оптической области спектра были использованы также наблюдения в полосе $V$ из базы данных AAVSO (The American Association of Variable Star Observers¹¹ и каталога ASSAS²².

4. РЕЗУЛЬТАТЫ

4.1. Кривые блеска

На рис. 2 представлены кривые блеска VX Cas в оптическом (полоса $V$) и ближнем ИК диапазонах. Наблюдения в полосе $V$ включают в себя: данные обзора ASSAS, наблюдения двух участников проекта AAVSO James Roe (ROE) и James -McMath (MJB), и наблюдения КрАО. В ИК-диапазоне изменения блеска VX Cas имеют близкую амплитуду во всех трех полосах ($\Delta J{{ = 0.65}^{m}}$, $\Delta H{{ = 0.59}^{m}}$, $\Delta K{{ = 0.69}^{m}}$), которая значительно меньше амплитуды в полосе $V$ ($\Delta V = {{2.11}^{m}}$). Амплитуда переменности в $K$ является наибольшей по сравнению с данными о других звездах типа UX Ori, опубликованными в работах [3, 6].

Рис. 2.

Кривая блеска VX Cas в оптическом (полоса $V$) и ИК диапазонах (полосы $JHK$) в период 2003–2017 гг.

На рис. 2 виден циклический тренд в ИК-полосах с длительностью 5–6 лет, однако, поскольку в наблюдениях есть существенные лакуны, его параметры нельзя определить с хорошей точностью. Характерные времена изменения блеска в ИК полосах составляют от нескольких недель до нескольких месяцев.

Гистограммы активности VX Cas по данным ИК наблюдений представлены на рис. 3. Видно, что гистограмма в полосе $J$ имеет вид, аналогичный гистограммам активности звезд типа UX Ori. Это говорит о том, что изменения околозвездной экстинкции являются главным источником переменности звезды в этой полосе. Судя по гистограммам активности звезды в полосах $H$ и $K$, роль этого фактора в более длинноволновой части спектра менее существенна.

Рис. 3.

Нормированные гистограммы активности для VX Cas в ИК-полосах: $J$ (188 точек), $H$ (165 точек), $K$ (165 точек).

4.2. Диаграммы цвет–величина

На рис. 4 представлены диаграммы “цвет–величина” $J{\text{/}}(J{\kern 1pt} - {\kern 1pt} H)$ и $J{\text{/}}(H{\kern 1pt} - {\kern 1pt} K)$, построенные по всем наблюдениям, показанным на рис. 2. Звезда демонстрирует обычное для звезд типа UX Ori поведение: увеличение блеска объекта сопровождается увеличением цвета $J{\kern 1pt} - {\kern 1pt} H$ и $H{\kern 1pt} - {\kern 1pt} K$.

Рис. 4.

Диаграмма “цвет–величина” VX Cas для ИК-полос. Пунктирная линия соответствует стандартному закону межзвездного поглощения.

4.3. Корреляция между полосами

Для понимания связи между полосами мы построили зависимости звездных величин друг относительно друга (рис. 5). Блеск звезды в $J$ и $K$ показывает слабую зависимость (коэффициент корреляции Пирсона $r \sim 0.16$), однако $J(H)$ и $H(K)$ демонстрируют значимую корреляцию: $r \sim 0.52$ и 0.82 соответственно.

Рис. 5.

Диаграммы звездных величин VX Cas: слева – $H$ и $K$ относительно $J$; справа – $H$ относительно $K$. Цифрами показан коэффициент корреляции Пирсона.

Отсутствие корреляции между полосами $J$ и $K$ говорит о том, что изменения блеска в полосе $K$ связаны не только с изменением экстинкции на луче зрения, но и с изменением вклада излучения от диска. Сравнение инфракрасной и оптической переменности осложнено несовпадением дат большинства оптических и ИК наблюдений. Поскольку точных совпадений по датам мало (31 ночь), для анализа мы добавили близкие даты – в пределах 1–2 сут, без интерполяции. В итоге получилось 86 ночей. На рис. 6 представлены диаграммы для звездных величин VX Cas в полосе $V$ и полосах $J$ и $K$ для совпадающих и близких дат. Видно, что блеск в ИК полосах показывает отсутствие корреляции с полосой $V$. Исключение составляет полоса $J$, для которой коэффициенты корреляции Пирсона: $r \sim 0.56$ (для общего массива оптических данных) и $r \sim 0.69$ (только для данных КрАО).

Рис. 6.

Корреляция между блеском VX Cas в оптическом (полоса $V$) и ИК-диапазонах (полосы $J$ и $K$). Цифрами показан коэффициент корреляции Пирсона. Индексом “CrAO” обозначен коэффициент, вычисленный только для данных, полученных в КрАО (штриховая линия).

К сожалению, наблюдения в ИК диапазоне практически не попали на моменты глубоких минимумов. Тем не менее некоторое представление о поведении блеска звезды при его ослаблении мы можем получить. Мы выбрали несколько отрезков на кривой блеска, содержащих достаточное для анализа количество точек в обоих диапазонах (рис. 7). В этих интервалах блеск VX Cas ведет себя по-разному: иногда в ИК диапазоне тоже наблюдается ослабление блеска, не такое глубокое, как в $V$ (интервал VI или VIII); а иногда (как, например, на интервале I или VII), оптическое и ИК-поведение звезды не демонстрирует сходства. Даже полоса $J$ не показывает сильного ослабления блеска, как мы могли бы ожидать, так как в ней все еще сильно влияние излучения звезды.

Рис. 7.

Кривые блеска VX Cas для избранных интервалов времени, отмеченных римскими цифрами.

На рис. 8 (левая панель) представлены кривые блеска в полосах $VJHK$, для интервала времени JD 245 5490–245 5530, имеющего достаточно наблюдений и в ИК, и в оптическом диапазоне, чтобы проследить поведение блеска звезды на более мелких временны́х масштабах. В полосе $V$ виден отчетливый восходящий тренд, в то время как в ИК полосах его не наблюдается. Поскольку точки располагались близко, для построения диаграмм звездных величин была использована инерполяция звездных величин в полосе $V$ на момент наблюдения в полосах $JHK$ (правая панель). Видны сильная корреляция между потоками в полосах $V$, $J$ и $H$ (коэффициент Пирсона 0.98 и 0.73 соответственно) и отсутствие корреляции между полосами $V$ и $K$.

Рис. 8.

Слева: фрагменты кривых блеска VX Cas в полосах $VJHK$. Справа: диаграммы звездных величин $JHK$ относительно $V$ (подробности см. в тексте). Цифрами показан коэффициент корреляции Пирсона.

Как было уже сказано выше, исследования [18, 38] обнаружили корреляцию изменений блеска в оптической и ИК-области, однако следует напомнить, что количество наблюдательных ночей в данных работах невелико (всего 8). В статье Колотилова и др. [36] была обнаружена антикорреляция, однако точность их наблюдений заметно хуже (ошибки $\sim {\kern 1pt} 0.1{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{0.2}^{m}}$). Как мы видим, наш вывод не противоречит результатам этих работ, а наоборот, является более широким и более надежно установленным, так как VX Cas может демонстрировать как корреляцию, так и антикорреляцию, или вообще не демонстрировать никакой корреляции между изменениями блеска в оптическом и ИК-диапазонах. Это означает, что механизмы изменения блеска звезды в этих участках спектра могут быть совершенно разными по своей природе.

5. ОБСУЖДЕНИЕ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Представленные выше результаты позволяют сделать следующие выводы.

1. Фотометрическая активность VX Cas в полосе $J$ в значительной степени определяется изменениями околозвездной экстинкции в ближайшем окружении звезды. Это вполне понятно, поскольку значительный вклад в излучение в этой полосе дает сама звезда. Влияние околозвездной экстинкции уменьшается при переходе к полосам $H$ и $K$. В результате корреляция между изменениями блеска в оптической области спектра и в полосе $K$ практически отсутствует. Ранее аналогичный вывод был сделан по данным ИК-наблюдений для ряда других звезд типа UX Ori [3, 6].

2. Сравнение с оптической фотометрией показало, что во время глубоких оптических минимумов блеск VX Cas в полосе $H$ и особенно в $K$ может возрастать, т.е. он находится в антикорреляции с блеском в полосе $V$. Эта особенность наблюдалась ранее у некоторых других звезд типа UX Ori [3]. Для VX Cas она была впервые отмечена в [36]. Такая антикорреляция свидетельствует о том, что затмения звезд в этих эпизодах были вызваны горячей пылью, находившейся в ближайших к звезде областях протопланетного диска. Для ее объяснения была предложена модель, в которой затмение звезды происходило в результате усиления дискового ветра вблизи зоны сублимации пыли [43]. В этом случае частицы пыли, увлекаемые ветром, поглощают излучение звезды и переизлучают его в ближней ИК области спектра. Самосогласованная модель таких затмений была недавно рассмотрена в статье [44] применительно к звезде Ае Хербига HD 163 296.

Таким образом, фотометрическая активность VX Cas в ближней ИК области спектра имеет много общего с активностью других звезд типа UX Ori, исследованных на больших интервалах времени [3, 6]. Из всех исследованных в этих статьях звезд VX Cas имеет максимальную амплитуду ИК переменности в полосе $K$.

3. Изменения блеска в полосе $K$ и, частично, в полосе $H$ вызваны возмущениями в протопланетном диске в области сублимации пыли. Оценки показывают, что в случае VX Cas эта область находится на расстоянии ${{R}_{S}} \simeq 0.19$ а.е. [45].

4. Характерные времена изменения блеска в ИК полосах составляют от нескольких недель до нескольких лет. Один из механизмов, который может вызывать флуктуации ИК блеска молодых звезд на таких временах, описан в статье Хайбрахманова и др. [4]. Трубки с магнитным потоком образуются в результате нестабильности Паркера в областях с сильным магнитным полем, и “всплывают” на поверхность диска, унося избыточный магнитный поток. Такие трубки содержат пылевые частицы, а значит, способны поглощать излучение звезды и переизлучать его в ИК-диапазоне. Характерные времена таких процессов на расстоянии порядка ${{R}_{S}}$ составляют несколько месяцев. Важную роль в создании неоднородной пылевой атмосферы диска могут играть также заряженные пылинки. Магнитное поле диска может управлять их движением и поднимать на большую высоту [46], увеличивая, тем самым, эффективную толщину внутренних областей диска. Таким образом, существуют разные механизмы, поднимающие пыль над поверхностью протопланетных дисков и влияющие как на оптическое, так и на инфракрасное излучение молодых звезд. Важную роль в их изучении играют наблюдения звезд типа UX Ori в видимой и ИК областях спектра. Они позволяют получать прямую информацию о колонковой плотности пыли на луче зрения и ее изменениях во времени. Чтобы проследить за динамикой таких процессов, необходимы длительные и достаточно плотные во времени ряды наблюдений.