ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 4, с. 258-268

СПЕКТР ЖЕЛТОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ LT ДЕЛЬФИНА ДО,

ВО ВРЕМЯ И ПОСЛЕ ВСПЫШКИ 2017 года

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова,

Москва, Россия

Поступила в редакцию 28.01.2019 г.; после доработки 28.01.2019 г.; принята к публикации 29.01.2019 г.

LT Del — желтая симбиотическая система, состоящая из яркого гиганта спектрального класса K3 и

горячего субкарлика с температурой около 10⁵ K. Приводятся результаты спектральных наблюдений

LT Del за период 2010-2018 гг. В 2017 г. звезда испытала вторую в истории исследований малоампли-

тудную (ΔV ∼ 0.^m7) вспышку. Эмиссионный спектр звезды, представленный в оптическом диапазоне

линиями водорода, нейтрального и ионизованного гелия, во вспышке претерпел существенные

изменения. Потоки в эмиссионных линиях HI и HeI увеличились в 5-6 раз, линия ионизованного

гелия HeII λ4686 возросла в 10 раз. Во вспышке 2017 г. температура возбуждающей звезды, по

нашим оценкам, повысилась до T_hot∼130 000 K, тогда как во время первой вспышки 1994 г. изменение

температуры было незначительным, что позволяет говорить о холодных и горячих вспышках LT Del по

аналогии с подобными событиями другой желтой симбиотической звезды AG Dra.

Ключевые слова: симбиотические звезды, двойные системы, спектральные наблюдения.

DOI: 10.1134/S0320010819040041

ВВЕДЕНИЕ

инфракрасному (ИК) триплету CaII. Архипова и

др. (1995a) приняли спектральный класс холодного

Переменная LT Del (Hen 2-467) принадлежит к

компонента как G8II по фотометрическим дан-

немногочисленной группе желтых симбиотических

ным. Еще одна оценка — K3-4 — получена в рабо-

звезд, прототипом которой принято считать AG

те Архиповой и др. (2011) по показателям цвета

Dra. Система LT Del состоит из яркого гиганта

в оптической и ближней ИК-области спектра, а

позднего G или раннего K класса и компактной

также по распределению энергии в непрерывном

горячей звезды с температурой около 100 000 K.

спектре с учетом всех составляющих измеренного

Аллен (1984) классифицировал LT Del как сим-

суммарного континуума в диапазоне 3500-7000˚A.

биотическую типа S — двойную систему без око-

лозвездной пылевой оболочки. Орбитальный пе-

Перейра и др. (1998) провели анализ оптиче-

риод системы составляет P_orb = 476.^d0 (Архипова

ского спектра высокого разрешения желтого ком-

и др., 2011). За всю историю наблюдений LT Del

понента LT Del и определили, что он представляет

испытала две малоамплитудные вспышки в 1994

собой бедный металлами K-гигант с T_eff = 4400 K,

и 2017 гг., фотометрическое поведение в которых

log g = 1.8 и [Fe/H]=-1.1 Атмосфера холодной

описано в работах Архиповой и др. (1995a) и Икон-

звезды обогащена элементами s-процесса, обра-

никовой и др. (2019) соответственно.

зованными в результате эволюции на асимпто-

Спектральные наблюдения LT Del проводятся

тической ветви гигантов (AGB) горячего компо-

уже более 40 лет, начиная с работы Лютц (1975).

нента системы. Высокая лучевая скорость (V_r =

Неоднократно проводилась классификация холод-

= -106.9 км/с) вместе с низкой металличностью

ного компонента системы LT Del. Первоначально

указывают на принадлежность LT Del к населению

Лютц и др. (1976) приписали звезде спектральный

гало Галактики.

класс G, основываясь на присутствии в спектре

G-полосы и абсорбции CaI λ4226. Позднее Му-

Исследование спектра LT Del в ультрафиоле-

нари и Бусон (1992) получили оценку G6III по

товом (УФ) диапазоне по данным спутника IUE

позволило Мунари и Бусону (1992) получить оцен-

^*Электронный адрес: ikonnikova@gmail.com

ку температуры горячей звезды T_hot = 200 000 K

258

СПЕКТР ЖЕЛТОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ

259

2010

2011

2012

2013

2014

2015

2016

2017

2018

55 200

55 600

56 000

56 400

56 800

57 200

57 600

58 000

58 400

JD 2400000+...

Рис. 1. Кривая блеска LT Del в полосеU за 2010-2018 гг. из статьи Иконниковой и др. (2019). Вертикальнымиотрезками

отмечены моменты спектральных наблюдений.

по распределению энергии в диапазоне 1300-

вспышки 2017 г., а также выявить различия в

спектре во вспышках 1994 и 2017 гг.

1900Å и существенно более низкое значение T_hot =

= 70 000 K методом Занстра по линии HeII λ1640.

СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ

В оптической области на спектр холодного ком-

Систематические спектральные наблюдения

понента накладывается эмиссионный спектр газо-

вой составляющей, представленный, в основном,

LT Del проводятся на 1.25-м телескопе Крымской

астрономической станции ГАИШ МГУ, начиная

линиями водорода, нейтрального и ионизованного

с 1984 г. О результатах наблюдений, полученных

гелия. Лютц и др. (1976) впервые измерили отно-

в 1984-2009 гг., сообщалось ранее в работах

сительные интенсивности эмиссионных линий HI,

HeI, HeII λ4686 и CII λ4267. Позднее Лютц (1977)

Архиповой и др. (1995b, 2011). Спектры с 2010

обнаружила изменение отношения интенсивностей

по 2018 г. были получены на том же телескопе

линий He II λ4686 и Hβ, а Калер и Лютц (1980)

с матрицей ST-402 и дифракционной решеткой

нашли вариации потоков в континууме и эмисси-

600 штрихов/мм, что давало разрешение (FWHM)

онных линиях Hβ, Hα и HeII λ4686. Наварро и

около

7.5

A. Исследуемый диапазон спектра

др. (1987) получили относительные интенсивности

от

4200

до

7200

A, а в отдельные даты до

эмиссионных линий в оптическом диапазоне спек-

9000

Å.

Данные о наблюдательном материале

тра и сравнили свои результаты с данными Лютц и

содержатся в табл. 1, а на рис. 1 показаны мо-

др. (1976) и Лютц (1977). Мунари и Бусон (1992)

менты спектральных наблюдений вместе с кривой

на спектре, полученном 9 июля 1990 г., измерили

блеска U из работы Иконниковой и др. (2019). В

абсолютные потоки эмиссионных линий в диапа-

табл. 1 указаны орбитальные фазы, рассчитанные

зоне от 3835 до 7065

, изучили переменность

с линейными элементами: JD(Min) = 2445930

эмиссионных линий по ранее опубликованным и

+ 476.^d0E (Архипова и др., 2011). В качестве

собственным данным и сделали вывод о том, что

источники излучения в линиях HI и HeII локали-

стандартов использовались звезды 50 Boo, 18 Vul,

29 Vul, 40 Cyg, 57 Cyg. Абсолютные распределения

зованы в разных областях. В работе Архиповой

энергии в спектрах стандартов в диапазоне 4000-

и др. (1995b) дан анализ эмиссионного спектра

звезды во вспышке 1994 г. В дальнейшем, по на-

7650Å взяты из спектрофотометрического катало-

блюдениям 1995-2009 гг. Архиповой и др. (2011)

га Глушневой и др. (1998) и продолжены до 9000˚A

было подтверждено, что интенсивности бальме-

с использованием данных из атласа стандартных

ровских линий водорода и линий нейтрального ге-

звездных спектров Пиклеса (1998). Обработка

лия отслеживают ход изменения блеска системы,

спектров осуществлялась с помощью стандартных

связанного с орбитальным движением, тогда как

пакетов CCDOPS, MAXIM и программы SPE,

поток в линии HeII λ4686 не меняется в пределах

созданной Сергеевым и Хайсбергером (1993).

ошибок измерений .

В настоящей работе сообщаются результаты

АНАЛИЗ ЭМИССИОННОГО СПЕКТРА

наших спектральных наблюдений за период с 2010

LT Del

по 2018 г. Нам удалось проследить развитие эмис-

Эмиссионный спектр LT Del в оптическом диа-

сионного спектра LT Del до, во время и после

пазоне по сравнению со спектрами классических

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

260

ИКОННИКОВА и др.

Таблица 1. Журнал спектральных наблюдений

Таблица 2. Наблюдаемые потоки в эмиссионных линиях

в единицах 10-14 (эрг/см²с)

Дата

Фаза

Диапазон,

Hγ

HeI

HeII HeI

Hβ

HeI

Фаза

07.07.2010

2455385

0.86

4000-7200

4340

4388

4686 4713

4861

4921

5016

31.07.2011

2455774

0.68

4000-7200

2455385

0.86

3.7

7.2

10.2

27.08.2011

2455801

0.74

4000-7200

2455774

0.68

11.3

50.5

4.3

2455801

0.74

7.5

6.3

16.8

1.3

26.07.2012

2456135

0.44

4000-7200

2456217

0.61

10.8

7.0

28.1

4.7

16.10.2012

2456217

0.61

4000-7200

2456900

0.05

3.8

5.2

6.4

30.08.2014

2456900

0.05

4000-7200

2457245

0.77

5.4

7.3

14.6

10.08.2015

2457245

0.77

4000-7200

2457606

0.53

28.1

3.9

18.1

1.9

91.7

14.1

5.2

05.08.2016

2457606

0.53

4000-9000

2457926

0.20

60.1

5.8

110.0

4.3

157.0

18.0

10.7

2457935

0.22

82.5

8.1

121.0

7.1

202.0

26.1

13.3

21.06.2017

2457926

0.20

4000-9000

2457960

0.27

74.1

7.3

89.8

4.6

214.0

20.5

9.6

30.06.2017

2457935

0.22

4000-9000

2458012

0.38

65.6

44.2

4.1

170.0

12.5

5.2

25.07.2017

2457960

0.27

4000-9000

2458019

0.40

51.5

37.6

3.1

155.0

9.7

4.7

15.09.2017

2458012

0.38

4000-9000

2458311

0.01

7.2

8.1

22.09.2017

2458019

0.40

4000-9000

2458374

0.14

12.6

30.2

4.7

23.10.2017

2458050

0.46

4000-7200

2458379

0.15

18.5

39.4

5.3

2458400

0.20

21.0

13.0

38.0

4.8

2.1

11.07.2018

2458311

0.01

4000-9000

2458408

0.21

10.2

29.5

4.2

2.1

06.08.2018

2458337

0.06

4000-9000

HeI

HeII

HeI Hα

HeI

12.09.2018

2458374

0.14

4000-9000

Фаза

5048

5411

5876 6563

6678

7065

7281

17.09.2018

2458379

0.15

4000-9000

2455385

0.86

4.5

84.3

4.5

5.3

08.10.2018

2458400

0.20

4000-9000

2455774

0.68

6.7 150

9.7

5.8

16.10.2018

2458408

0.21

4000-9000

2455801

0.74

2.3

89.3

5.5

3.1

2456217

0.61

7.2 154

13.8

6.2

2456900

0.05

2.6

47.8

4.3

3.3

симбиотических звезд с красными холодными ком-

понентами достаточно беден и представлен лишь

2457245

0.77

3.7

77.0

3.4

линиями водорода, нейтрального и ионизованного

2457606

0.53

18.8 376.0

37.6

20.0

12.1

гелия. Отсутствуют запрещенные линии, в частно-

сти, эмиссии [OIII] и [NII], а также характерная

2457926

0.20

4.2

27.1 567.0

43.9

23.6

10.0

для спектров симбиотических звезд особенность —

2457935

0.22

6.4

7.7

31.4 676.0

53.9

28.3

12.5

рамановская линия OVI λ6825. В спокойном со-

2457960

0.27

3.4

4.4

34.8 786.0

54.2

31.4

11.8

стоянии в спектре LT Del отчетливо видны абсорб-

ционные детали: линии MgI λ5167, D NaI, BaII

2458012

0.38

1.8

2.9

31.8 681.0

39.6

32.5

11.6

λ6496, инфракрасный триплет CaII, однако низкое

2458019

0.40

2.4

662.0

35.2

30.1

8.4

спектральное разрешение не позволяет нам ко-

личественно анализировать абсорбционный спектр

2458311

0.01

4.7

56.1

4.0

5.9

холодного компонента системы.

2458374

0.14

5.1

109.8

7.2

3.3

Мы измерили абсолютные потоки и эквива-

2458379

0.15

7.2

150.0

10.0

4.7

лентные ширины эмиссионных линий Нγ, Нβ, Hα,

HeI λ4388, λ4713, λ4921, λ5016, λ5048, λ5876,

2458400

0.20

6.7

181.0

13.2

7.2

3.2

λ6678, λ7065, λ7281, HeII λ4686, 5412 на спектрах

2458408

0.21

7.1

160.7

10.6

6.6

2010-2018 гг. и приводим их в табл. 2 и табл. 3

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

СПЕКТР ЖЕЛТОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ

261

Таблица 3. Эквивалентные ширины эмиссионных линий

соответственно. Точность измерения потоков и эк-

вивалентных ширин мы оцениваем в пределах от

(EW ),

5% для сильных до 10% для более слабых линий.

Hγ

HeI

HeII

HeI

Hβ

HeI

Потоки и эквивалентные ширины эмиссионных

Фаза

4340

4388

4686

4713

4861

4921

5016

линий заметно меняются со временем. Изменение

потоков наиболее сильных линий — Hα, HeI λ6678

2455385

0.86

4.4

6.4

7.4

и HeII λ4686 за период с 1984 по 2018 г. по данным

2455774

0.68

8.7

5.5

15.

из работ Мунари и Бусона (1992), Архиповой и

2455801

0.74

7.8

5.2

12.

1.2

др. (1995b, 2011), Мунари и др. (2017) и новым

2456135

0.44

15.9

5.8

25.6

4.8

2.5

наблюдениям вместе с кривой блеска в полосе U

из работы Иконниковой и др. (2019) показано на

2456217

0.61

9.9

5.3

18.2

3.1

1.9

рис. 2.

2456900

0.05

3.6

4.3

5.5

Вне вспышек переменность эмиссионных линий

2457245

0.77

6.9

5.0

9.2

0.8

HI и HeI синхронизована с вариациями блеска в

2457606

0.53

27.7

1.6

13.2

1.2

62.2

9.7

3.4

полосе U и отражает изменение условий видимости

2457926

0.20

19.9

0.8

34.0

1.3

46.1

5.2

3.3

области образования этих линий в процессе ор-

2457935

0.22

24.8

0.4

30.0

1.1

52.3

6.7

3.2

битального движения. В отличие от линий низкого

возбуждения, поток в линии HeII λ4686 не зависит

2457960

0.27

27.5

1.1

30.0

1.8

71.3

7.1

4.1

от фазы орбитального периода, что было показано

2458012

0.38

47.3

25.5

2.6

90.3

7.1

3.1

ранее (Мунари, Бусон, 1992; Архипова и др., 2011)

2458019

0.40

32.4

20.8

1.6

71.4

5.2

2.3

и подтверждается новыми наблюдениями. Это яв-

2458050

0.46

28.4

13.1

62.3

5.7

3.0

ляется прямым указанием на то, что в системе не

происходит затмения компактной области образо-

2458311

0.01

6.9

6.7

вания эмиссии HeII и горячей звезды. На рис. 3

2458337

0.07

5.9

8.4

показаны изменения эквивалентных ширин линий

2458374

0.14

7.8

14.9

Hβ, HeI λ6678 и HeII λ4686 с фазой орбитального

2458379

0.15

7.7

15.1

1.9

периода вместе с фазовой кривой в полосе U по

2458400

0.20

11.2

6.6

16.8

1.8

0.9

наблюдениям в спокойном состоянии с 2010 по

2015 г. и в 2018 г.

2458408

0.21

7.8

19.9

2.9

1.1

В 2016 г., когда звезда находилась в предвспы-

HeI

HeII

HeI

Hα

HeI

шечном состоянии, мы получили спектр вблизи

Фаза

5048

5411

5876

6563

6678

7065

7281

орбитального максимума (φ = 0.53). В это время

2455385

0.86

2.1

28.5

1.6

потоки в линиях, в том числе в линии HeII λ4686,

стали заметно выше, чем были в близких фазах

2455774

0.68

2.0

49.2

2.9

1.8

в предшествующие годы, что продемонстрировано

2455801

0.74

1.8

41.0

2.4

1.2

на рис. 4, где, в частности, приведены фрагменты

2456135

0.44

5.1

73.4

7.7

3.9

спектров 2016 г. (φ = 0.53) и 2012 г. (φ = 0.44).

2456217

0.61

1.8

47.4

4.3

2.2

В 1994 г. произошла первая в истории иссле-

2456900

0.05

1.1

19.2

1.5

1.2

дований LT Del малоамплитудная (ΔV ∼ 0.^m8)

2457245

0.77

1.4

29.0

1.8

1.2

вспышка, которая пришлась на фазы

0.57-

0.90 орбитального цикла и продолжалась около

2457606

0.53

8.6

164.0

11.7

7.6

3.0

160 дней (Архипова и др., 1995a). Абсорбционные

2457926

0.20

1.6

1.7

6.1

124.0

10.4

4.4

1.0

детали, принадлежащие холодному компоненту, во

2457935

0.22

1.5

2.2

6.8

134.0

11.6

5.6

2.6

вспышке оставались видны. Потоки в эмиссионных

2457960

0.27

1.5

1.3

8.8

176.0

12.3

7.1

2.7

линиях HI, HeI, HeII усилились в 2-3 раза по

сравнению со средними значениями для данных

2458012

0.38

0.9

1.5

11.4

249.0

14.1

11.2

3.2

фаз орбитального цикла. Температура горячей

2458019

0.40

1.0

226.0

12.7

10.5

2.8

звезды во вспышке, оцененная методом Занстра по

2458050

0.46

6.7

173.0

10.3

7.8

2.2

линии HeII λ4686, оказалась равной T_hot(flash) =

2458311

0.01

2.3

24.0

1.6

2.2

= 65 000

K. Это значение ниже полученного

2458337

0.07

0.8

25.6

1.6

1.0

для спокойного состояния звезды T_hot(quiet) =

= 74 000 K (Архипова и др., 1995b).

2458374

0.14

1.6

40.9

2.6

1.2

Мунари и др. (2017) сообщили о новой вспышке

2458379

0.15

1.6

45.4

3.0

1.5

LT Del в 2017 г. Согласно спектральным данным,

2458400

0.20

2.4

56.4

4.4

2.3

0.7

полученным ими 8 мая 2017 г. на 1.22-м теле-

2458408

0.21

2.7

56.5

3.6

2.92

скопе в Асьяго (Италия) (диапазон 3200-7900

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

262

ИКОННИКОВА и др.

1985

1990

1995

2000

2005

2010

2015

120

Hell

4686

Hel

6678

800

400

46 000

48 000

50 000

52 000

54 000

56 000

58 000

JD 2400000+...

Рис. 2. Изменение потоков линийHα, HeI λ6678 и HeII λ4686 со временем за периодс 1984 по 2018 г. по данным из работ

Архиповой и др. (1995b) (квадраты), Мунари и Бусона (1992) (треугольники), Архиповой и др. (2011) (перечеркнутые

крестики),Мунарии др. (2017) (звездочки) и нашим новымнаблюдениям(закрытыекружки). На нижнейпанелипоказана

кривая блеска LT Del в полосе U по данным из работ Архиповой и др. (1995a), Архиповой и др. (2011) и Иконниковой и

др. (2019).

дисперсия 2.31

/пиксель), небулярный конти-

линиях Hβ, HeI λ6678 и HeII λ4686 в 2017 г. и

нуум усилился и скрыл особенности континуума

кривая блеска в полосе V . В спектре, полученном

холодной звезды. На этом спектре эмиссионная

8 мая 2017 г. (Мунари и др., 2017), линия HeII

линия HeII λ4686 была несколько сильнее, чем

λ4686 была несколько сильнее, чем Hβ, тогда

Hβ (10.11 × 10-13 против 9.71 × 10-13 эрг см-2

как на наших более поздних спектрах (21 июня

с-1), были видны линии высокого возбуждения

2017 г. и позднее) Hβ значительно интенсивнее,

OIII λ3444 и λ3429, OIV λ3411, [Ne V] λ3345 и

чем HeII λ4686. Согласно нашим данным, макси-

λ3427. Соотношение потоков бальмеровских ли-

мальный поток в линии HeII λ4686 наблюдался

ний Hα:Hβ:Hγ:Hδ составило 3.53:1.00:0.46:0.36.

вблизи максимума блеска (JD=2457935), тогда как

В 2017 г., с 21 июня по 23 октября, мы получили

потоки в линиях водорода и нейтрального гелия

6 спектрограмм для LT Del. Из табл. 2 видно, что

достигли максимальных значений через ∼30 дней,

все эмиссионные линии во вспышке значительно

когда блеск звезды в полосе V понизился на 0.^m3,

усилились. Потоки в линиях HI и HeI увеличились

что может быть связано с разной локализацией

в 5-6 раз, а в линии HeII λ4686 — в 10 раз по

областей образования линий ионизованного гелия

сравнению со спокойным состоянием системы в тех

же фазах орбитального цикла. Появились эмис-

(близко к горячему субкарлику) и эмиссий водоро-

сионные линии HeI λ4388, λ4713, λ5048, λ7281,

да и нейтрального гелия (область в ветре и вблизи

которые ранее в спектре LT Del не обнаружива-

поверхности холодного компонента). Во вспышке

лись. На рис. 5 показаны изменения потоков в

из-за увеличения вклада газового континуума и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

СПЕКТР ЖЕЛТОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ

263

Hel

6678

Hell

4686

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

Phase

Рис. 3. Зависимость эквивалентных ширин (EW) эмиссионных линий и блеска в полосе U от орбитальной фазы. Данные

относятся к спокойному состоянию LT Del: 2010-2015 гг. и 2018 г.

Hell

Hel

25.07.17

05.08.16

13.08.94

26.07.12

= 0.44

26.07.12

= 0.44

13.08.14

= 0.05

13.08.14

= 0.05

4600

4800

5000

5200

6400

6600

6800

7000

Wavelength [A]

Рис. 4. Фрагменты нормализованного спектра LT Del в разных фазах орбитального цикла в спокойном состоянии, во

вспышках 1994 и 2017 гг. и в предвспышечном состоянии в 2016 г.

горячей звезды стали незаметными абсорбционные

битальных фазах от 0.01 до 0.21. Как и ожидалось,

детали, принадлежащие холодной звезде.

по мере выхода из орбитального минимума блеска

В 2018 г. звезда вернулась в спокойное со-

потоки в линиях HI и HeI повышались. Линия HeII

стояние. С 11 июля по 16 октября мы получили

λ4686 в 2018 г. была сильнее, чем до вспышки

6 спектрограмм, система при этом находилась в ор-

2017 г., за исключением даты JD=2458311, относя-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

264

ИКОННИКОВА и др.

200

160

120

Hel

6678

Hell

12.4

12.8

13.2

1.4

10⁵

1.2

10⁵

57 880

57 920

57 960

58 000

JD 2400000+...

Рис. 5. Изменение абсолютных потоков в эмиссионных линиях Hβ, HeI λ6678, HeII λ4686, блеска в полосе V и

температуры горячей звезды (T_hot) в 2017 г. Открытыми значками показаны наблюдения Мунари и др. (2017).

щейся к орбитальной фазе 0.01. В 2018 г. в спектре

1994 и 2017 гг. есть существенное различие: если

LT Del отчетливо проявились абсорбции холодной

в 1994 г. величины F (4686)/F (Hβ) практически не

звезды.

отличались от таковых для спокойного состояния

системы на тех же орбитальных фазах, то в 2017 г.

Отношение потоков в линиях HeII λ4686 и Hβ

они были заметно выше, что может указывать на

и температура горячей звезды

увеличение температуры горячей звезды.

Отношение абсолютных потоков в линиях HeII

Ииджима (1981) предложил модифицирован-

λ4686 и Hβ в спектре LT Del меняется с фазой

ный метод Амбарцумяна (1932) для оценки темпе-

орбитального периода, причем изменения касают-

ратуры центральных звезд планетарных туманно-

ся линии Hβ, а интенсивность линии HeII λ4686

стей и горячих компонентов симбиотических двой-

остается примерно постоянной. На рис. 6 показана

ных в виде уравнения

зависимость F (4686)/F (Hβ) от фазы по данным

из работ Лютц и др. (1976), Лютц (1977), Алле-

√

на (1984), Наварро и др. (1987), Мунари и Бусо-

2.22F (4686)

T_hot = (19.38

+ (1)

на (1992), Архиповой и др. (1995b), Архиповой и

4.16F (Hβ) + 9.94F (4471)

др. (2011), Мунари и др. (2017) и нашим новым

наблюдениям. В спокойном состоянии отношение

+ 5.13) × 10⁴,

F (4686)/F (Hβ) варьируется от 0.16 в максимуме

где T_hot — температура горячей звезды, F (4686),

до 0.95 в минимуме блеска. В фазе 0.5 полностью

F (Hβ) и F (4471) — потоки в линиях HeII λ4686,

видны области образования эмиссий HeII и HI,

Hβ и HeI λ4471, исправленные за межзвездное

тогда как в фазе 0.0 значительная часть зоны

поглощение света.

излучения линий водорода закрыта от наблюдателя

холодным компонентом.

В спектре LT Del в спокойном состоянии линия

В активном

состоянии

отношение

HeI λ4471 с трудом выделяется на фоне контину-

F (4686)/F (Hβ) также следует за изменением фа-

ума, во вспышке она крайне слаба, и ее измерение

зы, что видно на рис. 6. Однако между вспышками

ненадежно. Другие линии триплетной серии HeI —

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

СПЕКТР ЖЕЛТОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ

265

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

Phase

Рис. 6. Зависимость отношения F(4686)/F(Hβ) от орбитальной фазы. Мелкие значки относятся к спокойному

состоянию LT Del, серая сплошная линия — аппроксимация этих данных параболой. Звездочки описывают вспышку

1994 г., крупные кружки — вспышку 2017 г. Двойная стрелка показывает различие F(4686)/F(Hβ) в одной фазе в

спокойном состоянии и во вспышке 2017 г.

λ5876 и λ7065 — довольно сильны, поэтому мы ре-

∼ 105 000 K, что согласуется с оценкой T_hot =

шили использовать линию HeI λ5876 для учета до-

= 100 000 K из работы Скопала (2005) и суще-

ли квантов излучения горячей звезды, поглощаемой

ственно выше значения температуры горячей звез-

атомами гелия. Эффективный коэффициент реком-

ды T_hot = 70 000 K, полученного методом Занстра

бинации для линии HeI λ5876 получен с помощью

по линии HeII λ1640 (Мунари, Бусон, 1992).

пакета PyNeb (Луридиана и др., 2015), который

Мы оценили также температуру возбуждающей

использует результаты Портера и др. (2012, 2013)

звезды во вспышке 2017 г. Спектральные наблю-

для расчета атома HeI. С учетом вышесказанного,

дения 2017 г. относятся к моментам, когда часть

мы преобразовали (1) в следующее уравнение:

области излучения линий HI и HeI может быть

закрыта диском холодной звезды. Мы ввели допу-

√

щение о том, что во вспышке HII и HeII области не

2.22F (4686)

изменили свои размеры и экранирование их диском

T_hot = (19.38

+ (2)

4.16F (Hβ) + 2.88F (5876)

холодной звезды при орбитальном движении про-

исходило так же, как и в спокойном состоянии, а

+ 5.13) × 10⁴,

область HeIII видна всегда.

где F (4686), F (Hβ) и F (5876) — потоки в линиях

По нашим оценкам температура горячей звезды

HeII λ4686, Hβ и HeI λ5876, и использовали его

во вспышке 2017 г. увеличилась до ∼130 000 K,

для оценки температуры возбуждающей звезды в

оставалась на этом уровне до JD∼2457935, по-

системе LT Del. Потоки в линиях были исправлены

сле чего начала понижаться вместе с ослаблением

блеска системы. На рис. 5 показан график измене-

за межзвездное покраснение с E(B - V ) = 0.^m2

ния T_hot(flash) по наблюдениям 2017 г.

(Скопал, 1995).

Наиболее достоверное значение T_hot для LT Del

может быть получено для орбитальной фазы 0.5,

Распределение энергии в оптическом спектре

когда область ионизованного водорода максималь-

LT Del

но открыта наблюдателю. При других конфигу-

рациях системы часть HII области закрыта хо-

На рис.

представлены исправленные за

лодным компонентом, что увеличивает отношение

покраснение с E(B - V ) = 0.^m2 (Скопал, 2005)

F (4686)/F (Hβ) и дает завышенное значение T_hot.

спектры во вспышке

2017

г. и в спокойном

С помощью уравнения (2) получено, что в спокой-

состоянии в минимуме блеска вместе с модельными

ном состоянии в максимуме блеска T_hot(quiet) ∼

спектрами и данными UBV -фотометрии.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

266

ИКОННИКОВА и др.

10¹³

(1)

10¹⁴

(2)

4000

5000

6000

7000

8000

9000

Wavelength [A]

Рис. 7. Исправленные за межзвездное покраснение оптические спектры LT Del, полученные во вспышке 2017 г.

(27.07.2017, φ = 0.27; верхний спектр) и в спокойном состоянии (11.07.2018, φ = 0.01; нижний спектр). Пунктирными

линиями показаны модельные кривые распределения энергии, полученные суммированием постоянного вкладчика —

гиганта спектрального класса K3 (серая сплошная линия) и переменного газового континуума с Te = 15 000 K: (1) — для

спектра во вспышке и (2) — для спектра в минимуме блеска. Кружками изображены потоки, пересчитанные из звездных

величин в полосах UBV на соответствующую дату.

Модельные кривые представляют собой сумму

быть представлен суммой излучения гиганта K3

излучений от холодного компонента и фотоионизо-

и газового континуума (кривая (1) на рис. 7) с

ванной туманности, поглощающей все Lc-кванты.

отношением F_λ(K3)/F_λ(gas) = 1.4 на длине волны

Спектр K3III взят из библиотеки звездных спек-

λ=5500˚A.

тров Пиклеса (1998).

Таким образом, уровень газового континуума во

Газовый континуум получен как сумма водород-

вспышке повысился в ∼10 раз по сравнению со

ного и гелиевого континуумов с электронной тем-

спокойным состоянием в орбитальной фазе, близ-

пературой T_e = 15 000 K. Содержание гелия было

кой к 0.0.

принято равным He/H = 0.12.

Спектральный диапазон, доступный нам для

анализа, к сожалению, не позволяет получить све-

Спектр, полученный 11 июля 2018 г. в фазе

дения об излучении горячей звезды.

орбитального периода, близкого к минимуму (φ =

= 0.01), в диапазоне длин волн 4000-9000˚A хоро-

шо представляется излучением гиганта спектраль-

LT Del и AG Dra

ного класса K3 с незначительным добавлением

LT Del принадлежит к немногочисленной группе

газового континуума с T_e = 15 000 K (кривая (2) на

желтых симбиотических систем, холодные компо-

рис. 7). Вклад излучения красного гиганта на длине

ненты которых имеют спектральный класс не позд-

волны λ5500 в 16 раз превышает долю излучения

нее K5. Прототипом этой группы принято считать

газового континуума.

AG Dra.

Во вспышке 2017 г. уровень континуума LT Del

AG Dra и LT Del имеют похожий набор

в оптическом диапазоне повысился значительно,

эмиссионных линий в оптическом диапазоне (HI,

что связано с увеличением доли излучения газового

HeI, HeII). Основное отличие — это присутствие

компонента. В диапазоне длин волн 4000-9000

в спектре AG Dra рамановской линии OVI λ6825,

спектр LT Del, полученный 27 июля 2017 г., может

которой нет в спектре LT Del. Изучение спектра

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

СПЕКТР ЖЕЛТОЙ СИМБИОТИЧЕСКОЙ ЗВЕЗДЫ

267

AG Dra показало, что у этой звезды, как и в случае

зависит от фазы орбитального цикла, однако пока-

LT Del, в спокойном состоянии наблюдаются ва-

зала монотонное изменение: небольшое усиление с

риации эквивалентных ширин эмиссионных линий

1995 по 2003 г., а затем ослабление до 2015 г.

низкого возбуждения (HI и HeI) с орбитальной

2. В предвспышечном состоянии в 2016 г., в

фазой и отсутствует такая зависимость для линии

фазе 0.53 орбитального цикла, нами был получен

высокого возбуждения HeII λ4686 (Леэдьярв и

один спектр, на котором все линии усилились по

др., 2016). Сделан вывод о том, что линии HI и HeI

сравнению с наблюдениями в близких фазах в

возникают в расширенном газовом объеме вместе

спокойном состоянии.

с излучением в континууме в ближней ультрафио-

3. В 2017 г. во время второй в истории иссле-

летовой и оптической спектральной области, тогда

дований LT Del вспышки потоки в эмиссионных

как линии HeII образуются в значительно меньшей

линиях возросли значительно. Впервые в спектре

области вблизи горячей звезды, что справедливо и

обнаружились эмиссии HeI λ4388, λ4713, λ5048 и

для LT Del.

λ7281, которые ранее не наблюдались. Линия HeII

Во вспышках эмиссионные линии в спектре

λ4686 увеличила свою интенсивность в 10 раз, а

AG Dra усиливаются, однако нет однозначной за-

эмиссии HI и HeI усилились в 5-6 раз. В оптиче-

висимости между их эквивалентными ширинами и

ском диапазоне увеличился вклад газового конти-

блеском звезды. Так, во время активного состояния

нуума, что привело к ослаблению абсорбционных

AG Dra в 2007 г. (событие F1), когда блеск звезды

деталей спектра холодного компонента.

повысился на ∼3.^m7 в полосе U, эмиссии Hα, Hβ,

HeI λ6678, HeII λ4686 не изменились, а рама-

4. Получены оценки температуры горячего суб-

карлика аналитическим методом с использовани-

новская линия OVI λ6825 ослабела по сравнению

ем интенсивностей линий HeII λ4686, Hβ и HeI

со спокойным состоянием, тогда как во вспышке

λ5876. Показано, что по сравнению со спокойным

2005 г. (событие E10) с меньшей амплитудой все

эмиссии в спектре AG Dra усилились значительно

состоянием с T_hot(quiet) ∼ 105 000 K температу-

(Леэдьярв и др., 2016). Это указывает на разли-

ра во вспышке 2017 г. возросла до T_hot(flash) ∼

чие вспышек: в одних температура возбуждающей

∼ 130 000 K, тогда как во вспышке 1994 г. изме-

звезды возрастает, в других, по-видимому, умень-

нение температуры было незначительным. В связи

шается. Подобное наблюдается и у LT Del, у ко-

с этим можно заключить, что LT Del испытывает

торой во вспышках с примерно равной амплитудой

холодные и горячие вспышки, как и прототип под-

в полосе V , эмиссионный спектр изменился по-

класса желтых симбиотических звезд AG Dra.

разному. В 1994 г. потоки в эмиссиях возросли

5. В 2018 г. звезда вернулась в спокойное состо-

незначительно, отношение линий HeII λ4686 и Hβ

яние, однако потоки в эмиссионных линиях остава-

не изменилось по сравнению со спокойным состо-

лись более высокими, чем до вспышки 2017 г.

янием, и поэтому можно считать, что температура

6. Проведено моделирование оптического спек-

горячей звезды не увеличилась. В 2017 г. наблю-

тра LT Del в минимуме блеска и во вспышке 2017 г.

далось более существенное изменение эмиссион-

Показано, что распределение энергии в оптиче-

ного спектра - значительное усиление эмиссион-

ском спектре системы удовлетворительно аппрок-

ных линий, увеличение отношения интенсивностей

симируется суммой излучения двух составляющих:

эмиссий HeII λ4686 и Hβ и повышение уровня

холодного гиганта K3III и газового континуума

небулярного континуума, что свидетельствует об

с T_e = 15000 K. Получено, что уровень газового

увеличении температуры горячего источника.

континуума во вспышке повысился в ∼10 раз по

сравнению со спокойным состоянием в орбиталь-

ВЫВОДЫ

ной фазе, близкой к 0.0.

В работе представлены результаты спектраль-

ных наблюдений желтой симбиотической звезды

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

LT Del.

1. Аллен (D.A. Allen), Proc. Astron. Soc. Austral. 5,

1. Анализ новых данных вместе с опубликован-

369 (1984).

ными ранее показал, что в спокойном состоянии,

2. Амбарцумян (V.A. Ambartsumyan), Circ. Glav.

между вспышками 1994 и 2017 гг., изменение эмис-

Astron. Observ. 4, 8 (1932).

сионных линий HI и HeI было связано с условия-

3. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И.,

ми видимости областей образования этих линий в

Письма в Астрон. журн.

21,

379

(1995a)

двойной системе, состоящей из горячего субкарли-

[V.P. Arkhipova et al., Astron. Lett. 21, 339 (1995a)].

ка и холодного яркого гиганта, и синхронизовано с

4. Архипова В.П., Есипов В.Ф., Иконникова Н.П.,

переменностью блеска звезды в полосе U. Интен-

Письма в Астрон. журн.

21,

439

(1995b)

сивность линии ионизованного гелия HeII λ4686 не

[V.P. Arkhipova et al., Astron. Lett. 21, 391 (1995a)].

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

268

ИКОННИКОВА и др.

5. Архипова В.П., Есипов В.Ф., Иконникова Н.П.,

14. Лютц (J. H. Lutz), Astron. Astrophys. 60, 93 (1977).

Комиссарова Г.В., Носкова Р.И., Письма в Астрон.

15. Мунари, Бусон (U. Munari and L.M. Buson), Astron.

журн. 37, 377 (2011) [V.P. Arkhipova et al., Astron.

Astrophys. 255, 158 (1992).

Lett. 37, 343 (2011)].

6. Глушнева и др. (I.N. Glushneva, V.T. Doroshenko,

16. Мунари и др. (U. Munari, P. Ochner, S. Dallaporta,

T.S. Fetisova, T.S. Khruzina, E.A. Kolotilov,

and R. Belligoli), Astron. Telegram 10361 (2017).

L.V. Mossakovskaya, S.L. Ovchinnikov, and

17. Наварро и др. (S. Navarro, R. Сostero, P.G. Serrano,

I.B. Voloshina), VizieR Online Data Catalog III/208

(1998).

and L. Carrasco), Rev. Mex. Astrofis. 14, 339 (1987).

7. Ииджима (T. Iijima),

Photometric and

18. Перейра и др. (C.B. Pereira, V.V. Smith, and

Spectroscopic Binary Systems (Ed. E.B. Carling,

K. Cunha), Astron. J. 116, 1997 (1998).

Z. Kopal, Kluwer, Dordrecht, p. 517, 1981).

8. Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Архипо-

19. Пиклес (A.J. Pickles), Publ. Astron. Soc. Pacific 110,

ва В.П., Письма в Астрон. журн., в печати (2019).

863 (1998).

9. Калер, Лютц (J.B. Kaler and J.H. Lutz), Publ.

20. Портер и др. (R.L. Porter, G.J. Ferland, P.J. Storey,

Astron. Soc. Pacific 92, 81 (1980).

and M.J. Detisch), MNRAS 425, L28 (2012).

10. Леэдьярв и др. (L. Leedj ¨arv, R. G ´alis, L. Hric,

J. Merc, and M. Burmeister), MNRAS 456, 2558

21. Портер и др. (R.L. Porter, G.J. Ferland, P.J. Storey,

(2016).

and M.J. Detisch), MNRAS 433, L89 (2013).

11. Луридиана и др. (V. Luridiana, C. Morisset, and

R.A. Shaw), Astron. Astrophys. 573, 42 (2015).

22. Сергеев, Хайсбергер (S.G. Sergeev and

12. Лютц и др. (J.H. Lutz), Bull. Am. Astron. Soc. 7, 243

F. Heisberger), A Users Manual for SPE. Wien

(1975).

(1993).

13. Лютц и др. (J.H. Lutz, T.E. Lutz, J.B. Kaler,

23. Скопал (A. Skopal), Astron. Astrophys. 440, 995

D.E. Osterbrock, and S. A. Gregory), Astrophys. J.

203, 481 (1976).

(2005).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019