ИСТИНА

Предлагаемый проект направлен на решение фундаментальной проблемы современной астрофизики, связанной с исследованиями нестационарных звезд и их газопылевого окружения. Основой предлагаемого исследования являются многолетние спектрофотометрические наблюдения в диапазоне 0.36-5 мкм малоизученных симбиотических мирид: LL Cyg, V407 Cyg, V1016 Cyg, HM Sge; кандидатов в симбиотические мириды, таких, как V335 Vul и V850 Aql; родственных ( в эволюционном смысле) объектов o Ceti, CH Cyg , FG Sge и т.д. Для сравнительного анализа, будут продолжены ряды наблюдений взаимодействующих двойных систем, одиночных горячих и холодных переменных звезд. Исследуемые объекты, как правило, погружены в структуированные пылевые оболочки разной оптической толщины. Предлагаемый проект позволит: a) получить детальные кривые блеска исследуемых звезд в видимом и ближнем ИК-диапазонах (0.36-5 мкм); б) получить надежные оценки характеристик звездных компонентов в исследуемых двойных системах; в) проследить изменения фотометрических, динамических свойств исследуемых систем в разных фазах переменности; г) детально изучить временные изменения структуры пылевых оболочек; д) получить надежные оценки параметров звездного ветра и скорости потери массы звезд, что имеет фундаментальное значение для понимания их эволюции, механизмов сброса оболочки и формирования межзвездной среды. Будет продолжена модернизация фотометрического ИК-комплекса ГАИШ, установленного на 125 см телескопе Крымской лаборатории ГАИШ МГУ. Комплекс по своим характеристикам (например, пороговая звездная величина при фотометрии в фильтре К (2.2 мкм) близка к значению 11) является единственным в России и в странах ближнего зарубежья и сравним с лучшими мировыми аналогами. Успешное осуществление проекта позволит прояснить природу переменности исследуемых объектов на разных временных шкалах и уточнить их эволюционный статус.

В 2013-2014 г.г. продолжалось пополнение уникальных многолетних рядов инфракрасной фотометрии (1.25–5 мкм) для галактических и внегалактических объектов. Всего за два года наблюдения проводились 106 ночей и получены результаты JHKLM-фотометрии для 154 объектов, значительная часть которых связана с темой гранта. 1. Для пяти объектов (LL Cas, V335 Vul, V850 Aql, STHA 190 и V694 Mon) впервые начаты ряды наблюдений в диапазоне (1.25-5) мкм. К настоящему времени фазовые кривые ИК-блеска и цвета LL Cyg охватывают почти четыре периода (Р=284.2 суток) переменности, амплитуда изменений J-блеска около 0.7 mag и L-блеска около 0.5 mag. Наблюдения LL Cyg на 3.5 мкм (фильтр L) получены впервые. Изменения цветовой температуры LL Cas с изменением фазы пульсаций характерны для мирид: поверхность мириды становится горячее вблизи максимума ИК-блеска и холоднее вблизи минимума ИК-блеска. ИК-амплитуды фазовых изменений блеска и цвета согласуются с изменениями цветовой температуры LL Cas в пределах 2400-2800К, признаки излучения горячей пылевой оболочки не обнаружены. Сдвиг максимумов фазовых пульсаций на 1.25 и 3.5 мкм составляет около 40 сут. Для остальных четырех симбиотических мирид ИК-кривые блеска и цвета получены на шкале времени около двух лет. Выполнена их первичная обработка. 2. Анализ результатов многолетней JHKLM –фотометрии кислородных мирид RU Her и RS Vir позволил сделать вывод, что за время наблюдений средние значения потоков и показателей цвета RU Her оставались практически неизменными. В изменениях среднего блеска RS Vir в ближнем ИК-диапазоне за семнадцать лет наблюдается заметный положительный тренд. При этом изменения среднего блеска в фильтрах J и H происходили при почти постоянных средних значениях показателя цвета J-H , но сопровождалось уменьшением показателя цвета K-L. Показатели K-L и K-M демонстрируют большие избытки цвета по сравнению с нормальными красными гигантами, свидетельствующие о наличии у RU Her и RS Vir пылевых оболочек. С использованием полученных данных о средних потоках на длинах волн 1.25–5.00 мкм, дополненных наблюдениями спутников IRAS и AKARI в среднем и далеком ИК-диапазонах рассчитаны модели сферически-симметричных пылевых оболочек звезд, оценены их оптические толщины в видимом диапазоне, радиусы внутренних границ и температуры пыли на этих границах. Найденный темп потери массы для RU Her составляет 6.2e-7 Msun/год при скорости расширения оболочки V=15.0 км/с. Для RS Vir эти значения оказываются равными 7.1e-7 Msun/год и V=7.2 км/с. Характеристики звездного ветра хорошо согласуются со значениями, полученными по данным наблюдения мазерного излучения и радиолиний СО. 3. Проанализированы результаты фотометрии долгопериодической затменной системы эпсилон Возничего в полосах JHKLM, полученные в 1999 – 2000 гг. С большой степенью вероятности в этот период в двойной системе впервые было зафиксировано вторичное затмение. В соответствии с элементами орбиты системы предвычислен момент вторичного затмения, когда сверхгигант F2 будет затмевать пылевой диск, окружающий более массивный компонент системы. На фазе вторичного затмения во всех фильтрах обнаружен минимум блеска с одинаковой амплитудой ~0.05 mag. Предвычислен ближайший следующий момент вторичного затмения, который приходится на декабрь 2026 - февраль 2027 гг. Показано, что во время вторичного минимума не может затмеваться предлагаемая в настоящее время на роль второго компонента системы звезда B5V. Предполагается, что затмеваемым компонентом является горячая звезда со светимостью и радиусом, превышающими характерные значения для звезд ГП, окруженная газопылевой оболочкой. Затмение большей части этой оболочки и наблюдается во время обнаруженного нами вторичного затмения в ближнем ИК-диапазоне. 4. Проанализированы результаты оперативно проведенной JHKLM-фотометрии Новой Дельфина 2013 в первые шестьдесят дней после вспышки. На основе эмпирических соотношений, связывающих абсолютную звездную величину новых в максимуме со временем падения блеска, сделана оценка расстояния до Новой, D~3 кпк. По результатам анализа распределения энергии в широком спектральном диапазоне 0.36-5 мкм для двух дат вблизи максимума оптического блеска получено, что Новая имитирует излучение нормальных сверхгигантов спектральных классов В5 (Aug 15.94UT) и А0 (Aug 16.86UT). Оценены отдельные параметры Новой вблизи максимума оптического блеска: светимость и радиус источника L=250000 Lsun и R~6.3e12 см (Aug 15.94UT), L=200000 Lsun и R≈1.2e13 см (Aug 16.86UT). Скорость расширения Новой вблизи максимума оптического блеска составляла ~700 км/c. Показано, что через месяц после максимума оптического блеска в окрестностях Новой уже существовала пылевая оболочка. Оценки параметров пылевой компоненты (ПК) показали, что ее цветовая температура ~1500 К (21.09.2013) и ~1200 К (11.10.2013), радиус ~6.5e13 см (21.09.2013) и ~1.7e14 см (11.10.2013). Скорость расширения пылевой оболочки составляла около 600 км/с. Светимость пылевой оболочки, ~4000 Lsun (21.09.2013) и ~11000 Lsun (11.10.2013). Масса пыли ~ 1.6e24 г (21.09.2013) и ~1.1e25 г (11.10.2013). За двадцать дней, с середины сентября по 11 октября 2013 г., в оболочку Новой поступило около 9e24 г (~4.5e-9 Msun) пылевого вещества. Суммарная масса выброшенного вещества (газ+пыль) могла достигать ~1e-6 Msun. Темп поступления пыли в ПК Новой в этот период составлял ~8e-8 Msun/год. 5. Представлены результаты спектральных и фотометрических наблюдений классической симбиотической звезды V1413 Аql на различных стадиях ее активности в 2008-2012 гг. Показано, что система V1413 Aql в очередной раз продемонстрировала аномальную (для симбиотических звезд) длительность периодов спокойного и активного состояний. Очередная сильная вспышка у V1413 Aql произошла в начале 2009 г., при этом в 2008 г. система еще не успела вернуться к спокойному состоянию после предыдущей вспышки. Вплоть до конца 2012 г. не наблюдалось никаких признаков перехода системы к спокойному состоянию. Анализ кривой блеска в фильтре V во время затмения 2012 г. позволил оценить размеры компонентов системы по отношению к большой полуоси: R(giant)=0.28A, R(hot)= 0.17A. 6. Проведен анализ многолетней (1985-2013 г.г.) JHKLM-фотометрии сверхгиганта FG Sge (пост-AGB звезда – ядро планетарной туманности He 1-5). Всего в 1993-2013 г.г. наблюдалось около семи эпизодов глубоких минимумов JHK – блеска (1.25-2.2 мкм). Максимальные значения амплитуд колебаний блеска и цвета наблюдались между 1996 г. и 2008 г., затем до осени 2012 г. колебания затухали. Колебания ИК блеска и цвета происходили с характерными временами 500 -1000 дней, их амплитуды уменьшались с ростом длины волны. В 2001 - 2013 г.г. темп изменений JHK-блеска был заметно выше, чем в 1993-2000 г.г. К осени 2013 г. пылевая оболочка стала оптически толстой в диапазане λ<1.65 мкм. В изменениях ИК- блеска и цвета заметна долговременная составляющая, с 1998 г. по 2013 г. средний JHK – блеск падал, LM- увеличивался. Долговременные изменения L-блеска за весь период наблюдений были менее 0.1m, увеличение М-блеска с 1993 г. по 2013 г. составило ~(0.5-0.7)m. Наблюдалось покраснение источника во всем наблюдаемом диапазоне 1.25-5 мкм. После 2001 г. темп долговременных изменений ИК-цветов (кроме показателя цвета J-H) так же увеличивался: долговременные изменения показателя цвета K-L до начала 2000 г. были меньше 0.1 mag , с 2000 г. до мая 2013 г. его значения увеличились от 2 mag до 3.5 mag и связаны с удалением ПО от нагревающей звезды и уменьшением температуры ПО. Увеличение среднего показателя цвета J-H с 1993 г. по 2012 г. происходило почти линейно от ~0.9 mag в 1993 г. до ~1.8 mag осенью 2012 г., что объясняется ростом оптической толщины ПО на луче зрения. Уточнены параметры сверхгиганта и оптические свойства пыли в пылевой оболочке. Распределение энергии в спектре FG Sge в максимумах J-блеска в диапазоне 1.25-5 мкм с учетом оптической фотометрии согласуется с классификацией сверхгиганта как звезды К3. Показано, что наблюдаемые изменения J и H блеска в 1993-2013 г.г. можно объяснить совместным действием двух факторов: поглощением излучения сверхгиганта в пылевой оболочки с пылевыми частицами похожими на межзвездные и изменениями параметров (спектрального класса и радиуса) самого сверхгиганта. Распределение энергии в спектрах FG Sge в диапазоне 1.25-5 мкм в наблюдаемый период согласуются с моделью, в которой сверхгигант К3 погружен в пылевую оболочку с неоднородной структурой, ее температура менялась от ~ 800 K до ~ 450 К и 4-х кратно изменялась оптическая толщина. Клочковатая структура ПО проявлялась в несовпадении значений оптических толщин в излучении и поглощении, например, в максимумах J-блеска наблюдались просветления в ПО, в минимумах, наоборот, уплотнения. Оптическая толщина пылевой оболочки с 1993 г. по 2013 г., в среднем, увеличивалась. В максимумах J-блеска пылевая оболочка горячее и более компактная, по сравнению с минимумом J-блеска. Вероятно, каждый цикл от максимума к минимуму J-блеска связан с механизмом вброса вещества в пылевую оболочку, при котором происходит увеличение оптической толщины ПО вместе с ее удалением от сверхгиганта. Радиус и масса пылевой оболочки менялись примерно в три и сорок раз, соответственно. Оптическая толщина почти в два раза больше в минимуме, чем в максимуме.Масса пылевой оболочки в 1998 г. ~ 2.8 e-7 Msun и скорость поступления пыли в пылевую оболочку в начальный момент составляла ~ e-6 Msun/год. Масса пылевой оболочки от максимума к минимуму J-блеска увеличивалась почти в 50 раз, скорость ее увеличения ~ e-5 Msun/год. Средняя скорость поступления пыли в пылевую оболочку за наблюдаемый период составляла около e-6 Msun/год. 7. Проведен анализ многолетних (1994-2014 г.г.) ИК-наблюдений трех горячих Be-звезд (P Cyg, k Dra и BU Tau). Установлено, что в ИК-диапазоне (1.25-5 мкм) исследуемые горячие звезды определенно являются переменными и источниками переменности могут быть, как сами звезды, так и их газовое окружение. Реальные колебания ИК-блеска и цвета P Cyg с амплитудой в пределах одной-двух десятых звездной величины и на разных временных интервалах, наблюдались во всем ИК-диапазоне. Амплитуды долговременных колебаний с разными характерными временами составляли в фильтре J около 0.1mag, в фильтрax L и M ~0.15 mag. Изменения среднего ИК-блеска и средних значений показателей цвета не превышали нескольких сотых звездной величины. Показатель цвета J-H от максимума к минимуму ИК-блеска уменьшался, т.е. цветовая температура звезды увеличивалась, радиус звезды уменьшался. Светимость от максимума к минимуму оставалась почти постоянной. В изменениях ИК-блеска и цвета k Dra наблюдались статистически значимые линейные тренды. Падение ИК-блеска k Dra на протяжении почти тринадцати лет не противоречит 22 летниму периоду переменности, хотя и существуют некоторые противоречия при анализе фазовых кривых ИК-блеска. Для k Dra температура от максимума к минимуму ИК-блеска увеличивалась, радиус уменьшался, светимость увеличивалась. На фоне среднего падения ИК-блеска k Dra, отмечено заметное поярчание источника на lamda~5 мкм (JD245(4500+-500)) и уменьшение его цветовой температуры (показатель цвета L-M увеличился). Отмеченная особенность характерна для излучения звезд с пылевыми оболочками/облаками: при появлении в окрестностях звезды пылевой относительно горячей (700-1000) К оболочки, в ее излучении на lamda~5 мкм появляется избыточное излучение и ее цветовая температура уменьшается. Избыточное излучение P Cyg и k Dra наблюдаемое на lamda=3.5 мкм можно объяснить излучением ионизованных газовых оболочек, для возбуждения которых необходимо от 5 до 15% от светимости звезды. В изменениях среднего ИК-блеска BU Tau наблюдался статистически значимый отрицательный тренд: при падении ИК-блеска источник, видимый в диапазоне 1.25-1.65 мкм становился холоднее, а в диапазоне 2.2-3.5 мкм – горячее. В максимуме ИК-блеска BU Tau (до оболочечная фаза, 1998-2001 г.г.), колебания JHKL-блеска звезды не превышали 0.1 mag. В этой фазе наблюдался минимум в значениях показателя цвета J-H и максимум в значениях K-L. В оболочечной фазе (2004-2007 г.г.) ИК-блеск достиг минимума. При вхождении в минимум блеска звезда в диапазоне 1.25-1.65 мкм стала холоднее, в диапазоне 2.2-3.5 мкм – горячее. С середины 2007 г. до февраля 2014 г. (после оболочечная фаза) в ИК-блеске звезды наблюдался второй максимум. Для BU Tau максимальная температура наблюдалась в фазе Ве-звезды, минимальная - в оболочечной фазе и почти такая же в после оболочечной фазе. Радиус звезды увеличивался от фазы Ве-звезды до после оболочечной фазы (примерно на 15%). Минимальная светимость была в оболочечной фазе, максимальная в фазе Ве-звезды и почти в два раза меньшая в после оболочечной фазе. Излучение BU Tau в диапазоне 1.25-3.5 мкм в разные эпизоды иммитирует излучение АЧТ с температурами, полученными по показателю цвета J-H. Избыточного излучения, которое можно было бы связать с дополнительным источником, не обнаружено. 8. Для модели стационарной ударной волны в атмосфере переменной типа Миры Кита исследован процесс окончательного охлаждения газа за фронтом ударной волны до невозмущенного значения температуры. Результатом расчетов стало время охлаждения газа как функция текущего значения температуры. Сравнение времени охлаждения и периода блеска мирид позволило сделать вывод, что газ не успевает за время, характерное для периодов пульсаций мирид, остыть до температуры «фотосферы» - области, где формируются молекулярные полосы. Следовательно, ударная волна движется в подфотосферных слоях. Это вывод подтверждается известными спектральными наблюдениями мирид, на которых видно, что эмиссионные линии искажены молекулярным поглощением. Проведены теоретические исследования влияния различных химических элементов на высвечивание газа, нагретого на фронте ударной волны. С этой целью была записана замкнутая система уравнений для тепловой энергии, электронной температуры и относительных концентраций атомов и ионов. Среди учтенных химических элементов, кроме водорода и гелия, присутствуют углерод, азот, кислород, натрий, магний, алюминий, кремний, сера, калий, кальций и железо. Вследствие большой оптической глубины в лаймановской серии, излучение оказывается запертым. Большая часть энергии возвращается газу посредством деактивации электронным ударом. Эффективность водорода как охладителя снижается, его вклад в скорость охлаждения становится сравнимым с вкладом металлов, в основном углерода, магния и железа. Таким образом, модель ударной волны имеет потенциал для объяснения эмиссионных линий металлов в спектрах холодных звёзд. 9. Проанализированы результаты JHKL – фотометрии (1.25-3.5 мкм) сейфертовской галактики NGC 4151 в период ее активности 1995-2011 г.г. Подтверждено существование, по крайней мере, двух переменных источников: излучение центрального источника, ослабленного пылевой оболочкой (тором) и излучение самой пылевой оболочки. Уменьшение цветовой температуры с ростом длины волны обусловлено протяженностью излучающего в ближнем ИК-диапазоне источника, нагреваемого одним и тем же центральным источником. Диапазон изменений цветовых температур в 1994-2011 гг. в диапазоне 1.25-1.65 мкм составлял примерно 2600-3600 К, в диапазоне 2.2-3.5 мкм – 1400-1700 К. В изменениях блеска и цвета присутствовала долговременная составляющая с характерным временем около 20 лет, на фоне которой наблюдались колебания с характерными временами от десятков дней до нескольких лет. Проведенный фурье-анализ для наблюдаемых потоков во всех фильтрах в интервале периодов 20-1000 сут., показал, что наиболее вероятна составляющая с периодом (317±5) с элементами: МАХ (F) = 2449276+317(±5)*Е. Оценка постоянного излучения звезд галактики («фоновое» излучение) методом «поток-поток» позволила скорректировать его потоки в ближнем ИК-диапазоне. Показатели цвета в излучении звезд галактики согласуются с излучением звезды спектрального класса К(3.5±0.5), возможно, с небольшим избытком на 3.5 мкм. Внутреннее поглощение при активизации ядра галактики может достигать величины эквивалентной E’(B-V) ~ 1.5mag (если пылинки подобны межзвездным). В модели двухкомпонентного (горячего и холодного) источника спектральный класс горячего менялся от B6 до G8, диапазон изменений цветовой температуры холодного компонента составлял (1000-1400) К. «Горячим» компонентом галактики является центральный источник, излучение которого ослаблено пылевым окружением с переменной оптической толщиной. «Холодный» компонент – пылевое окружение (оболочка/тор). На начальной стадии активности галактики в 1995-1996 г.г. температура пылевых частиц составляла ~950 К, оптическая толщина на длине волны 1.25 мкм ~0.3, масса светящейся пыли ~2Msun. В дальнейшем произошло несколько циклов вброса и рассеяния вещества на шкалах времени 1500-2000 дней. Оптическая толщина пылевого компонента достигала значений ~ 1 и к 2010-2011 г.г уменьшилась до 0.35. Масса пыли и размеры пылевого компонента были максимальными в минимумах ИК-блеска. Изменения размера и массы пылевого компонента достигали двух и двадцати раз, соответственно. Изменения температуры пылинок происходили в интервале (700-950) К. За время активности с 1994 г. по 2011 г. галактика, возможно, потеряла около 50 Msun. 10. Исследована корреляция между инфракрасной (JHKL) и оптической (B) переменностью ядра сейфертовской галактики NGC 4151 используя частично опубликованные данные за последние 6 лет (2008-2013 гг.). Было найдено, что запаздывания инфракрасной переменности во всех фильтрах относительно оптической совпадают в пределах точности измерения и составляют 40+-6 дней. Переменность в J (1.25 мкм) и К (2.2 мкм) происходит не совсем синхронно, что, возможно, связано с различным вкладом излучения аккреционного диска в этих фильтрах. Найденное запаздывание для переменности в К значимо не отличается от полученного нами ранее значения в 2000-2007 гг. Примерно одинаковое запаздывание переменности во всех ИК фильтрах отличается от прежних результатов, в других интервалах времени, когда запаздывание росло с увеличением длины волны. Почти одинаковые запаздывания в разных инфракрасных фильтрах известны для некоторых активных ядер, но в случае NGC 4151 оказалось, что эта особенность может возникать в отдельных интервалах времени. Полученные результаты обсуждаются в рамках стандартной модели, где переменное инфракрасное излучение, в основном, связано с тепловым переизлучением от наиболее близких к центральному источнику областей пылевого тора. Частично в это ИК излучение вносит вклад также тепловое излучение аккреционного диска, причем этот вклад растет с уменьшением длины волны.