ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 7, с. 507-516

ОКОЛОЗВЕЗДНАЯ ОБОЛОЧКА ПОЛУПРАВИЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОЙ

ЗВЕЗДЫ V CVn

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

²Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

Физический факультет, Москва, Россия

Поступила в редакцию 22.04.2019 г.; после доработки 06.05.2019 г.; принята к публикации 28.05.2019 г.

V CVn — красная полуправильная переменная звезда с амплитудой вариаций блеска в полосе V ≈

≈ 2^m. От других полуправильных переменных эту звезду отличает необычно большая амплитуда

переменности степени поляризации — до 6%, заметная антикорреляция между степенью поляризации

и полным потоком и относительное постоянство угла поляризации. Для выяснения природы этих

особенностей мы наблюдали объект на 2.5-м телескопе Кавказской горной обсерватории Государ-

ственного астрономичсекого института им. П.К. Штернберга МГУ, используя метод дифференциаль-

ной спекл-поляриметрии на длинах волн 550, 625 и 880 нм. Наблюдения были выполнены в 20 дат,

распределенных по трем периодам пульсаций. Мы обнаружили вокруг звезды на расстоянии ≈35 мсд

асимметричную отражательную туманность. В туманности выделяются три области, которые меняют

свою яркость с тем же характерным временем, что и звезда, но c различными сдвигами по фазе.

Рассмотрены несколько гипотез, которые могли бы объяснить такое поведение.

Ключевые слова: околозвездные оболочки, звезды: пульсации, методы: высокое угловое разрешение.

DOI: 10.1134/S0320010819070064

ВВЕДЕНИЕ

которые могли бы объяснить уникальное поведе-

ние звезды. Они пришли к выводу, что модель с

Излучение красных долгопериодических пере-

пылевым диском и модель с ударной волной явля-

менных звезд часто бывает поляризованным вслед-

ются наиболее вероятными. В первом случае соб-

ствие рассеяния на пыли, формирующейся в их

ственная поляризация генерируется при рассеянии

холодных атмосферах. При этом степень и угол

на толстом пылевом диске или торе. Наблюдатель

поляризации показывают нерегулярную перемен-

при этом располагается вблизи плоскости эквато-

ность, обусловленную постоянными хаотическими

ра этой структуры. Вторая гипотеза предполагает,

изменениями в оболочках таких звезд. Доля поля-

что звездный ветер V CVn при взаимодействии

ризации обычно варьируется от 0 до 2%, а времена

с межзвездной средой образует ударную волну,

этих изменений — от месяца до нескольких лет

похожую на ту, что наблюдается у o Cet (Мартин

(Кларк, 2010). Полуправильная переменная звезда

и др., 2007). Пыль в ветре будет накапливаться в

V CVn с периодом 194^d и амплитудой вариаций

области ударной волны, рассеивать и поляризовать

блеска в полосе V

≈2^m (Самусь и др., 2017)

наблюдаемое излучение объекта.

выделяется на этом фоне. Степень поляризации ее

В обоих случаях форма сформировавшейся

излучения может достигать 6%, но угол поляриза-

пылевой оболочки значительно отклоняется от

ции довольно стабилен и меняется от 99^◦ до 122^◦

центрально-симметричной, что может дать суще-

(Серковски, Шоул, 2001). Кроме того, V CVn по-

ственную полную поляризацию, ориентация кото-

казывает наиболее выраженную антикорреляцию

рой будет весьма стабильна. Нейлсон и др. (2014)

между потоком и долей поляризации среди всех

показали, как взаимодействие волн плотности

долгопериодических переменных звезд.

ветра, вызванных пульсациями звезды, с пылевым

Нейлсон и др. (2014) детально изучили характер

диском или запыленной ударной волной может

поляризационной переменности V CVn и на каче-

качественно объяснить наблюдаемую антикорре-

ственном уровне рассмотрели несколько гипотез,

ляцию поток — степень поляризации.

До сих пор исследовались лишь интегральные

^*Электронный адрес: safonov@sai.msu.ru

поляризационные свойства V CVn, в ходе которых

507

508

САФОНОВ и др.

Таблица 1. Наблюдения V CVn и результаты их аппроксимации моделью трех дуг (рис. 2)

-2 г

Поляризованный поток, 10

JD^а

Полоса

mag^б

p, %^в

θ,◦в

χ2r

ССВ

ЮЮВ

ЮЮЗ

2458090.6

550

7.1

0.90 ± 0.15

106 ± 10

0.22+0.03-0.01

0.35+0.02-0.02

0.66+0.02-0.02

1.7

2458090.6

625

5.9

0.93 ± 0.15

107 ± 9

0.26+0.03-0.01

0.28+0.03-0.01

0.62+0.02-0.01

2.0

2458090.6

880

3.7

0.70 ± 0.15

104 ± 12

0.27+0.10-0.01

0.14+0.05-0.01

0.38+0.04-0.01

3.0

Примечание. Полная версия таблицы доступна в электронном виде.

^а Юлианская дата JD приведена для центра серии.

^б Звездная величина приведена в полосе наблюдения. Она была оценена по квазиодновременным наблюдениям непеременной

звезды HIP65550, для которой мы приняли следующие звездные величины в полосах 550, 625 и 880 нм: 5.9, 5.1 и 4.9, что

соответствует ее звездным величинам в полосах V , R, I).

^в Степень и угол поляризации оценены по сериям, использованным для обработки методом дифференциальной спекл-

поляриметрии.

^г Поляризованные потоки от дуг — компонентов оболочки

относительно полного потока от объекта; неопределенность

приведена в смысле 1σ.

было получено большое количество измерений на

предназначен для исследования распределения

разных фазах пульсационного периода звезды. Од-

поляризованного излучения астрофизических объ-

нако при этом поляризация усреднялась по объек-

ектов с дифракционным разрешением, т.е. ≈50 мсд

ту, который может иметь сложную структуру, что

при работе на длине волны 500 нм. Угловой

затрудняет интерпретацию его поведения. В таких

масштаб камеры спекл-поляриметра составляет

случаях ключом к пониманию объекта может стать

20.6 мсд/пкс.

пространственная локализация поляризованного

Наблюдения были выполнены в 20 дат, рас-

излучения.

пределенных по трем периодам пульсаций звез-

В данной работе мы представляем измерения

ды между мартом 2017 г. и январем 2019 г. (см.

пространственного распределения поляризованно-

табл. 1). Был применен режим быстрой поляримет-

го излучения V CVn с высоким угловым разреше-

рии, использовались три среднеполосных фильтра,

нием в несколько эпох. Мы уверенно разрешили

центрированные на 550, 625 и 880 нм. Наблюдения

околозвездную оболочку, ответственную за высо-

в марте и мае 2017 г. проводились в фильтрах V

кую и переменную поляризацию звезды. Поведение

и I_c. Наблюдения обработаны методом дифферен-

этой оболочки объясняет необычные поляризаци-

циальной спекл-поляриметрии, описанным Сафо-

онные свойства V CVn.

новым и др. (2019). Этот метод дает оценку от-

Вначале мы описываем метод и выполненные

ношений видностей объекта в двух ортогональных

наблюдения, а затем представляем простую гео-

поляризациях (Норрис и др., 2012):

метрическую модель, в рамках которой определяем

параметры оболочки. После этого обсуждается,

I(f) +^Q(f)

R_Q(f) =

(1)

насколько различные физические модели оболочки

I(f) -Q(f)

соответствуют наблюдениям. Итоги исследований

подведены в Заключении.

I(f)

U (f)

R_U (f) =

I(f)

U (f)

НАБЛЮДЕНИЯ

гд

U —фурье-образы распределений па-

Мы наблюдали звезду V CVn с помощью спекл-

раметров Стокса в объекте, f — вектор простран-

поляриметра (СПП) 2.5-м телескопа Кавказской

ственной частоты. Видно, что можно определить

горной обсерватории Государственного астроно-

два отношения: R_Q и R_U для параметров Стокса

мического института им. П.К. Штернберга. Спекл-

Q и U соответственно. Метод дифференциаль-

поляриметр представляет собой комбинацию двух-

ной спекл-поляриметрии позволяет оценивать как

лучевого поляриметра и спекл-интерферометра

амплитуду, так и фазу величины R. Наблюдения

видимого диапазона (Сафонов и др., 2017). Прибор

выполнялись в фокусах Кассегрена и Нэсмита. В

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

ОКОЛОЗВЕЗДНАЯ ОБОЛОЧКА ПОЛУПРАВИЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЫ V CVn

509

последнем случае измерения были скорректиро-

В рамках этой модели наблюдение объекта в

ваны за эффекты инструментальной поляризации

одном фильтре и в одну дату описывается четырь-

(Сафонов и др., 2019).

мя параметрами: радиусом дуг r_e и отношением

их поляризованных потоков к полному потоку от

Измерения величины R в двух фильтрах, выпол-

ненные в две даты, представлены на рис. 1. Видно,

объекта: F_NNE, F_SSE, F_SSW. Напомним, что поля-

ризованный поток — это произведение степени по-

что R значимо отклоняется от единицы, следова-

тельно, поляризованный поток разрешается.

ляризации и обычного потока. Данные параметры

задают распределение параметров Стокса I, Q, U

Сафонов и др. (2019) показали, как из измере-

в объекте, из которых можно рассчитать ожида-

ний R можно оценить распределения соответству-

емые R_Q и R_U по формулам (1). Отметим, что

ющих параметров Стокса в объекте. Из парамет-

в рамках используемого нами метода невозможно

ров Стокса в свою очередь можно вычислить по-

независимо оценить долю поляризации излучения

ляризованную интенсивность и угол поляризации,

дуг и потоки от них — измерению доступно лишь

распределения которых представлены на рис. 1 в

произведение этих величин, т.е. поляризованный

нижнем ряду.

поток.

На рис. 1 видно, что в оболочке преобладает

Сравнение модельных и наблюдаемых величин

так называемая азимутальная картина поляри-

R выполнялось нами путем вычисления невязки с

зации. Плоскость поляризации некоторой эле-

весом 1/σ², где σ — неопределенность оценки R

ментарной площадки оболочки перпендикулярна

(пример приведен в работе Сафонова и др., 2019).

к направлению, соединяющему эту площадку и

Невязка суммировалась в области частот, где от-

звезду. Следовательно, скорее всего, оболочка

ношение сигнал-шум величины R достаточно ве-

является отражательной туманностью, т.е. светит

лико (рис. 1). Оптимальная модель отыскивалась

за счет рассеяния излучения звезды. Наблюдения,

путем минимизации полной невязки.

выполненные в одну ночь, но в разных фильтрах,

показывают хорошее согласие. С другой стороны,

Мы приняли, что радиус дуг r_e не зависит от

различия в наблюдениях, выполненных в различ-

времени и длины волны, и определили его пу-

тем совместной аппроксимации наблюдений в трех

ные даты, весьма велико. Например, 5 марта 2018 г.

в туманности доминировала область к северо-

фильтрах, выполненных в две даты: 6 марта 2018 г.

северо-востоку (ССВ) от звезды. Всего через

и 27 мая 2018 г. Он оказался равен 35 ± 1 мсд.

82 дня 27 мая 2018 г., область к юго-юго-востоку

Поскольку r_e меньше, чем формальное дифракци-

онное разрешение телескопа, мы не можем выпол-

(ЮЮВ) стала ярче, чем северная. В некоторые

нить модельно-независимое восстановление изоб-

другие даты область к юго-юго-западу (ЮЮЗ)

ражения оболочки. Величина r_e является условной,

становится наиболее яркой (изображения для всех

она была бы другой, например, в модели секторов,

фильтров и всех дат наблюдений приведены на

а не дуг. Тем не менее отклонение поляризован-

http://lnfm1.sai.msu.ru/kgo/mfc_VCVn_en.php).

ных источников от звезды, и их протяженность

Обнаруженная нами туманность имеет харак-

зафиксированы вполне надежно, а r_e может быть

терный угловой размер, сравнимый с дифракци-

рассмотрена как характерный размер оболочки.

онным разрешением телескопа. Поэтому изобра-

Зафиксировав r_e = 35 мсд, мы аппроксимиро-

жения, представленные в нижнем ряду рис. 1,

вали каждое наблюдение индивидуально, варьи-

сильно размыты дифракционной функцией рассе-

руя оставшиеся три параметра F_NNE, F_SSE, F_SSW.

яния точки оптической системы. Из-за этого и

Примеры модельных величин R и соответствую-

некоторых других проблем восстановления изоб-

щих изображений даны на рис. 1 в четных колон-

ражений последние могут быть интерпретированы

ках. Результаты аппроксимации всех наблюдений

лишь качественно. Количественная интерпретация

приведены в табл. 1. Для 39 наблюдений из 57

наблюдений будет выполняться в терминах R в

приведенное χ² оказывается меньше трех, следо-

следующем разделе.

вательно, модель с разумной точностью описывает

наблюдения. В этом можно также убедиться, глядя

МОДЕЛИРОВАНИЕ

на рис. 1.

Опираясь на вид объекта на изображениях в

Полный поляризованный поток от оболочки со-

поляризованном свете, мы предположили, что он

ставляет 0.01-0.03 от полного потока объекта.

может быть описан моделью, состоящей из непо-

Другими словами, оболочка объясняет поляриза-

ляризованной центральной звезды и трех рассеи-

цию объекта, но при этом подавляющий вклад в

вающих дуг (рис. 2). Конфигурация этих дуг фик-

полный поток дает неполяризованное излучение

сирована, мы будем обозначать их в соответствии

звезды.

с их расположением относительно звезды: ССВ,

Поведение компонентов оболочки в полосе

ЮЮВ, ЮЮЗ. Элементарные участки дуг поляри-

550 нм проиллюстрировано на рис. 3. Для удобства

зованы перпендикулярно направлению на звезду.

сравнения на этом же графике мы приводим

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

ОКОЛОЗВЕЗДНАЯ ОБОЛОЧКА ПОЛУПРАВИЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЫ V CVn

511

X, North

NNE

Y, East

r_ring

SSE

SSW

Рис. 2. Модель околозвездной оболочки V CVn, которая была использована для аппроксимации наблюдений: три

рассеивающие дуги с углом при вершине 45^◦ на фиксированных позиционных углах. Элементарные участки дуг

поляризованы перпендикулярнонаправлению на звезду.

кривую блеска V CVn, построенную по данным

2009), т.е. звезда движется почти перпендикулярно

AAVSO (Кафка, 2018). Обратите внимание, что

лучу зрения.

поляризованные потоки дуг на этом рисунке

Звезда имеет погрешность определения парал-

нормированы на средний поток объекта, а не на его

лакса 0.14 мсд, что в 3 раза больше, чем медиана

текущее значение. Это позволяет рассматривать

распределения этой величины для звезд G ≈ 8.5

характер переменности дуг независимо от перемен-

(Линдегрен и др., 2018). Погрешность собственно-

ности звезды.

го движения также велика. Дополнительный шум

Из рис. 3 следует, что когда звезда находится

астрометрии может быть вызван как хроматиче-

в минимуме блеска, дуга ССВ становится самой

скими инструментальными эффектами, присущими

яркой, а по мере увеличения яркости звезды дуга

данным Gaia, так и описанным в предыдущем

ССВ ослабевает. Это приводит к возрастанию пол-

разделе поведением оболочки звезды.

ной поляризации объекта при минимальной ярко-

По данным Шарма и др. (2016) спектральный

сти. При этом дуги ЮЮВ и ЮЮЗ меняют свою

класс V CVn — M6 III, а эффективная темпера-

яркость синхронно со звездой.

тура — 3180 ± 99 K. Светимость, соответствую-

щая расстоянию, определенному Gaia, 3.6 ± 1.5 ×

Эти особенности в первом приближении повто-

ряются на всех трех наблюдавшихся циклах пуль-

× 10⁴ L_⊙ (Макдональд и др., 2012). Вычисленный

по этим данным радиус звезды R_⋆ = 590 ± 110 R_⊙,

саций. Впрочем, точного воспроизведения ожидать

трудно, поскольку пульсации звезды не совсем ре-

что соответствует угловому радиусу 2.2 мсд на

гулярны. Например, в период между JD = 2458260

расстоянии объекта.

и JD = 2458440 практически отсутствовал выра-

Характерный линейный размер найденной ту-

женный минимум блеска. Доля поляризации оста-

манности 44 ± 10 а.е., что примерно в 10 раз

валась меньше 2%. Различие в яркостях дуг в этот

больше, чем R_⋆. Таким образом, наблюдаемый по-

ляризованный поток образуется в околозвездной

период было менее выражено, чем в предыдущий

период, но общий характер изменения яркости дуг

оболочке на значительном расстоянии от фото-

остался прежним.

сферы. Резонно предположить, что эта оболочка

порождена запыленным звездным ветром. Избы-

ток излучения в среднем ИК-диапазоне (Прайс и

ОБСУЖДЕНИЕ

др., 2010) и силикатная деталь на длине волны

9.7 мкм (Ольнон, 1986; Симпсон, 1991) также го-

Расстояние до V CVn составляет 1.27 ± 0.24 кпк

ворят в пользу наличия пылевой оболочки. Вместе

(Gaia, 2018), причем звезда располагается до-

с тем звезда имеет довольно малый избыток цвета:

вольно высоко над плоскостью Галактики: 1.17 ±

E(B - V ) = 0.04 (Монтез и др., 2017), следова-

± 0.23 кпк. Видимое собственное движение V CVn

тельно, эта оболочка не может быть сферически-

μ_α cosδ = -38.99 ± 0.20 мсд/год и μ_δ = -11.77 ±

симметричной.

± 0.21 мсд/год, что соответствует тангенциальной

Орбитальное движение могло бы быть наибо-

скорости 251 км/с относительно Солнца. Лучевая

лее простым объяснением колебаний блеска раз-

скорость звезды при этом 4.7 км/c (Фомай и др.,

личных частей оболочки. Однако перемещение по

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

512

САФОНОВ и др.

17 may 01

17 sep 01

18 jan 01

18 may 01

18 sep 01

19 jan 01

2.0

1.5

1.0

0.5

0.01

-0.01

-200

-100

100

200

300

-400

500

JD-2458000

Рис. 3. В верхней части рисунка даны индивидуальные визуальные оценки звездной величины из базы данных AAVSO,

конвертированные в поток и нормированные на средний уровень (серые кружки). Толстой черной линией обозначено

скользящее среднее потоков AAVSO. В нижней части рисунка столбики обозначают поляризованный поток от

компонентов оболочки. Столбики, закрашенные серым цветом, белым цветом и диагональными линиями, соответствуют

дугам ССВ, ЮЮВ и ЮЮЗ. Высота столбиков соответствует поляризованному потоку от них, нормированному на

средний (не поляризованный) поток звезды. Высота отсчитывается от нулевого уровня вверх для дуги ССВ, вниз для

дуг ЮЮВ и ЮЮЗ.

полукругу радиусом 44 а.е. за половину периода

Для оценки скорости звезды относительно меж-

пульсаций звезды, который составляет P ≈ 194^d

звездной среды V_∗ мы выполнили коррекцию за

дифференциальное вращение галактики и движе-

(Самусь и др., 2017), требует скорости ≈2500 км/с.

ния Солнца к апексу, используя кривую вращения

Эта величина гораздо больше, чем соответствую-

мазеров, которая наиболее близка к кинематике

щая орбитальная скорость (при массе звезды M <

газа (Расторгуев и др., 2017). Оказалось, что ско-

10 M_⊙), поэтому такое объяснение не подходит,

рость звезды относительно локального стандарта

и мы рассмотрим другие варианты интерпретации

наблюдаемых свойств найденной нами оболочки.

покоя V_∗ ≈ 237 км/с, а позиционный угол ее про-

екции на картинную плоскость 255^◦ — это направ-

ление указано стрелкой на левой нижней панели

Гипотеза ударной волны

рис. 1.

Нейлсон и др. (2014) предположили, что асим-

Подставляя величину V_∗ в уравнение (1) из ра-

метричная пылевая оболочка могла возникнуть за

боты ван Бурена и МакКрея (1988), получим сле-

ударной волной, которая образовалась на границе

дующее выражение, связывающее требуемую кон-

между звездным ветром и набегающим потоком

центрацию межзвездного газа и скорость звездного

межзвездного вещества. Расстояние между звез-

ветра V_w:

дой и вершиной такой ударной волны определяется

n_H = 490V_w,

(2)

равенством напорных давлений звездного ветра

и потока вещества (ван Бурен, МакКрей, 1988).

где V_w выражается в км/с, а концентрация —

Оценим, при какой концентрации межзвездного

в см-3. При скорости звездного ветра порядка

газа ударная волна будет располагаться на рассто-

несколько км/с, обычной для этого типа звезд,

янии ∼40 а.е. от звезды.

концентрация n_H должна быть ∼10³ см-3.

Для этого нам понадобится темп потери массы

в звездном ветре. Эту величину можно оценить по

Но величина n_H на высоте 1.2 кпк над плос-

величине периода пульсаций P с использованием

костью Галактики составляет ∼3 × 10-3 см-3 —

соотношения, предложенного Де Бек и др. (2010).

“наилучшая оценка” из рис. 10 в работе (Дикей,

В случае V CVn ожидаемый темп потери массы

Локман, 1990). В соответствии с картой нейтраль-

оказывается ∼2 × 10-7 M_⊙ /год.

ного водорода, полученной Бен Бехти и др. (2016),

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

ОКОЛОЗВЕЗДНАЯ ОБОЛОЧКА ПОЛУПРАВИЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЫ V CVn

513

10¹

10⁰

10^-1

10^-2

10^-4

10^-2

10⁰

F'(550)

Рис. 4. Диаграммы цвет-поток для компонентов оболочки и для всего объекта. По оси абсцисс отложен поток в фильтре

550 нм, нормированный на средний полный поток в этом фильтре. По оси OY отложено отношение нормированных

потоков в фильтрах 550 нм и 880 нм. Пустые кружки,квадраты и треугольникисоответствуютдугам ССВ,ЮЮВ и ЮЮЗ.

Заполненные кружки соответствуют объекту в целом, но практически характеризуют поведение звезды, поскольку она

вносит в неполяризованный поток основной вклад. Для компонентов оболочки приведены поляризованные потоки, для

всего объекта приведены полные потоки.

в направлении на V CVn нет молекулярных об-

слабый, чем реально наблюдается (рис. 3, табл. 1).

лаков. Мы приходим к выводу, что концентрация

Следовательно, гипотеза светового эха не согласу-

межзвездного газа в окрестности V CVn при-

ется с наблюдаемой яркостью оболочки.

мерно на пять порядков меньше, чем необходимо

для формирования ударной волны на расстоянии

Гипотеза переменного затенения

∼40 а.е. от звезды. Иными словами, ударная волна

должна возникать на расстояниях, намного превы-

Периодические изменения морфологии около-

шающих размер обнаруженной нами оболочки. Но

звездной оболочки могут быть вызваны тем, что

изначально сферически-симметричный ветер звез-

внешние части оболочки частично закрыты от звез-

ды должен сохранять эту симметрию до области,

ды внутренними частями этой же оболочки. При

где возникает ударная волна, поэтому в нашем слу-

изменении радиуса звезды в процессе пульсаций

чае взаимодействие ветра с окружающей средой не

характер экранирования в разных направлениях

должно приводить к асимметрии пылевой оболочки

может меняться по-разному, в результате чего раз-

и, тем более, переменности ее поверхностной ярко-

личные части оболочки будут по-разному менять

сти. Вероятнее, что форма оболочки обусловлена

свою яркость. Такое объяснение было предложено

анизотропией истечения вещества из звезды.

Кервелла и др. (2014) для полуправильной пере-

менной звезды L₂ Pup с целью объяснить наблю-

даемую корреляцию между движением фотоцентра

Гипотеза светового эха

и изменением блеска.

Тот факт, что блеск дуги ССВ достигает мак-

Если эта гипотеза применима к V CVn, то во

симума через Δt ∼ 95^d после максимума блеска

внутренней части оболочки должна быть структу-

звезды, может быть объяснен эффектом светового

ра, отбрасывающая тень на дугу ССВ во время

эха, как, например, у RS Pup (Кервелла и др.,

максимума блеска звезды. Предполагая, что звезда

2008). В этом случае дуга ССВ должна быть как

достигает максимального размера в районе мини-

минимум на cΔt/2 ∼ 8000 а.е. дальше от нас, чем

мума блеска, можно ожидать, что гипотетическое

звезда. Характерный линейный размер соответ-

затенение дуги ССВ будет уменьшаться, и она

ствующего облака при этом может быть оценен

будет становиться ярче.

как длина дуги ССВ: ≈40 а.е. Такое околозвездное

Но в процессе пульсаций меняется и цвет (тем-

облако перехватывает не больше чем ≈1.4 × 10-6

пература) звезды. Поэтому в рамках такого объяс-

излучения звезды. Какая-то доля этого излучения

нения на диаграммах цвет-поток треки дуг ССВ и

будет поглощена, а оставшееся будет рассеянно, в

ЮЮВ/ЮЮЗ должны различаться: дуга ССВ по

основном, вперед. Для наблюдателя облако будет

мере поярчания должна становиться более красной

видно в свете, рассеянном назад, как источник

(звезда в минимуме), а дуги ЮЮВ/ЮЮЗ, на-

поляризованного потока минимум в ∼10⁶ раз более

против, должны становиться более синими, когда

слабый, чем звезда, или в 10² - 10³ раз более

ярчают (звезда в максимуме).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

514

САФОНОВ и др.

Ось пульсаций

Картинная плоскость

Наблюдатель:

высокий поток

низкий поток

низкая поляризация

высокая поляризация

Рис. 5. Схема объекта в модели с нерадиальными пульсациями (не в масштабе) в моменты, соответствующие

максимальному (слева) и минимальному (справа) блеску звезды.

Между тем из рис. 4 следует, что цветовое по-

свидетельств существования дипольных мод, с ам-

ведение всех компонентов оболочки очень похоже

плитудой ΔV ≈ 1.5^m, у полуправильных перемен-

и практически совпадает с цветовым поведением

ных звезд найдено не было. Также такие пульсации

звезды: поярчание характеризуется более синими

не предсказываются теоретически (см. Моссер и

цветами. Таким образом, эту гипотезу мы также

др., 2013, и приведенные там ссылки). В связи с

отвергаем.

этим мы не настаиваем на этой интерпретации.

Гипотеза нерадиальных пульсаций звезды

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Нами представлены результаты наблюдений по-

Характер переменности дуги ССВ может быть

луправильной переменной звезды V CVn методом

естественным образом объяснен, если предполо-

жить, что с ее точки зрения пульсации звезды

дифференциальной спекл-поляриметрии на длинах

сдвинуты на половину периода по сравнению с

волн 550, 625 и 880 нм. Мы нашли отражательную

пульсациями с точки зрения наблюдателя. При

туманность в поляризованном свете, окружающую

звезду на характерном расстоянии 35 мсд, что

этом с точки зрения дуг ЮЮВ/ЮЮЗ пульсации

соответствует 44 а.е. на расстоянии объекта. Фор-

выглядят также, как для наблюдателя. Соответ-

ма туманности значительно отклоняется от цен-

ствующая модель проиллюстрирована на рис. 5 и

тральной симметрии: в ней отчетливо выделяют-

предполагает значительное отклонение пульсаций

ся три области, расположенные к северо-северо-

звезды от чисто радиальных, а точнее — наличие

востоку, юго-юго-востоку и юго-юго-западу от

существенной дипольной компоненты.

звезды. Асимметрия туманности приводит к посто-

В этой модели в максимуме блеска часть звезды,

янству угла поляризации и сравнительно высокой

обращенная к наблюдателю и дугам ЮЮВ/ЮЮЗ,

степени поляризации излучения объекта в целом.

находится в ярком состоянии. В то же время

Наблюдения в 20 дат, распределенных по трем

противоположная сторона звезды, обращенная к

периодам пульсаций, показывают, что различные

дуге ССВ, ослаблена. Через полпериода пульсаций

области туманности меняют свой блеск с таким

ситуация меняется на противоположную. Теперь

же периодом, как и звезда, но с различными за-

звезда выглядит для наблюдателя слабой, а для

держками по фазе. В частности, северо-северо-

дуги ССВ — яркой, вследствие чего последняя до-

восточная область достигает максимума блеска,

стигает максимума блеска. При этом вклад поля-

когда весь объект находится в минимуме. В это

ризованного излучения в полный поток от объекта

время вклад рассеянного и, следовательно, поля-

возрастает. Формируется антикорреляция потока и

ризованного излучения в полный поток объекта

степени поляризации.

возрастает. Именно это обстоятельство приводит

Ранее Пател и др. (2008) привлекали неради-

к наблюдаемой у V CVn антикорреляции между

альные пульсации как одно из возможных каче-

блеском и степенью поляризации.

ственных объяснений необычной поляризационной

Наши оценки показывают, что наблюдаемая

переменности звезды V1497 Aql. Эта полуправиль-

асимметрия оболочки не может быть обусловлена

ная переменная звезда иногда показывает измене-

взаимодействием звездного ветра с межзвездной

ния степени поляризации до 5% при сравнительно

средой, а скорее всего, вызвана анизотропией по-

малых вариациях блеска ≈0.2^m. Однако надежных

тери массы. Мы приводим аргументы в пользу

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№7

ОКОЛОЗВЕЗДНАЯ ОБОЛОЧКА ПОЛУПРАВИЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЫ V CVn

515

того, что наблюдаемые вариации поверхностной

Кервелла и др. (P. Kervella, A. Merand, L. Szabados,

яркости оболочки не могут быть объяснены ни

P. Fouqu ´e, D. Bersier, E. Pompei, and D. Perrin),

орбитальным движением, ни эффектом светового

Astron. Astrophys. 480, 167 (2008).

эха или переменным затенением. Мы отмечаем, что

Кервелла и др. (P. Kervella, M. Montarges,

все наблюдаемые особенности поведения пылевой

S.T. Ridgway, G. Perrin, O. Chesneau, S. Lacour,

оболочки V CVn можно объяснить, предположив,

A. Chiavassa, X. Haubois, and A. Gallenne), Astron.

что пульсации звезды имеют заметно нерадиаль-

Astrophys. 564, A88 (2014).

ный характер, хотя вопрос о реалистичности такого

Кларк (D. Clarke), Stellar Polarimetry (Вайнхайм:

объяснения оставляем открытым.

WILEY-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, 2010).

Для построения убедительной модели объекта

Коллаборация

Gaia

(Gaia

Collaboration,

требуются новые наблюдения с угловым разре-

A.G.A. Brown,

A. Vallenari, et al.), Astron.

шением, меньшим чем его характерный размер:

Astrophys. 616, A1 (2018).

35 мсд. Эти наблюдения могут быть выполнены

10.

Линдегрен и др. (L. Lindegren, J. Hernandez,

на крупном телескопе, либо на длиннобазовом ин-

A. Bombrun, S. Klioner, U. Bastian, M. Ramos-

терферометре. Например, может быть примене-

Lerate, A. de Torres, H. Steidelm’uller, et al.), Astron.

на спекл-интерферометрия на 6-м телескопе БТА

Astrophys. 616, A2 (2018).

(Максимов и др., 2009), поляризационная интер-

11.

Макдональд и др. (I. McDonald, A.A. Zijlstra, and

ферометрия на Subaru (Норрис и др., 2015), апер-

M.L. Boyer), MNRAS 427, 343 (2012).

турный синтез на CHARA (тен Брюммелаар и др.,

12.

Максимов и др., Астрофиз. Бюлл. 64, 308 (2009).

2009), LBTI (Скруцки и др., 2010). Ценность пред-

13.

Мартин и др. (D.C. Martin, M. Seibert, J.D. Neill,

ставляют как одиночные наблюдения, так и мони-

D. Schiminovich, K. Forster, R.M. Rich, B.Y. Welsh,

торинг с периодичностью ≈1 мес. Спектроскопиче-

B.F. Madore, et al.), Nature 448, 780 (2007).

ский мониторинг также позволил бы приблизиться

14.

Монтез и др. (R. Montez Jr., S. Ramstedt,

к пониманию физических условий в атмосфере этой

J.H. Kastner, W. Vlemmings, and E. Sanchez),

звезды, например, проверить гипотезу о ее темпе-

Astrophys. J. 841, 33 (2017).

ратурной неоднородности.

15.

Моссер и др. (B. Mosser, W.A. Dziembowski,

K. Belkacem, M.J. Goupil, E. Michel, R. Samadi,

Мы благодарны сотрудникам КГО ГАИШ за

I. Soszy ´nski, M. Vrard, et al.), Astron. Astrophys.

помощь в проведении наблюдений, использован-

559, A137 (2013).

ных в данной работе, а также рецензенту за

16.

Неилсон и др. (H.R. Neilson, R. Ignace, B.J. Smith,

замечания, которые позволили улучшить каче-

G. Henson, and A.M. Adams), Astron. Astrophys.

ство представления материала. В работе были

568, A88 (2014).

использованы наблюдения из международной

17.

Норрис и др. (B.R.M. Norris, P.G. Tuthill,

базы данных AAVSO. Работа выполнена при

M.J. Ireland, S. Lacour, A.A. Zijlstra, F. Lykou,

финансовой поддержке грантов РФФИ 16-32-

Th.M. Evans, P. Stewart, and T.R. Bedding), Nature

60065 (Б.С. Сафонов — наблюдения и обработка),

484, 220 (2012).

19-02-00611 (А.С. Расторгуев — интерпретация)

18.

Норрис и др. (B. Norris, G. Schworer, P. Tuthill,

и гранта Программы развития МГУ Ведущая

N. Jovanovic, O. Guyon, P. Stewart, and

научная школа “Физика звезд, релятивистских

F. Martinache), MNRAS 447, 2894 (2015).

объектов и галактик” (А.В. Додин — интерпрета-

19.

Ольнон и др. (F.M. Olnon, E. Raimond,

ция). Спекл-поляриметр 2.5-м телескопа создан

G. Neugebauer, R.J. van Duinen, H.J. Habing,

при финансовой поддержке Программы развития

H.H. Aumann, D.A. Beintema, N. Boggess, et al.),

МГУ.

Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 65, 607 (1986).

20.

Пател и др. (M. Patel, R.D. Oudmaijer, J.S. Vink,

J.E. Bjorkman, B. Davies, M.A.T. Groenewegen,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

A.S. Miroshnichenko, and J.C. Mottram), MNRAS

1. Бен Бехти и др. (N. Ben Bekhti, L. Floer,

385, 967 (2008).

R. Keller, J. Kerp, D. Lenz, B. Winkel, J. Bailin,

21.

Прайс и др. (S.D. Price, B.J. Smith, T.A. Kuchar,

M.R. Calabretta, et al.), Astron. Astrophys. 594,

D.R. Mizuno, and K.E. Kraemer), Astrophys. J.

A116 (2016).

Suppl. Ser. 190, 203 (2010).

2. ван Бурен и МакКрей (D. van Buren and

22.

Расторгуев А.С., Уткин Н.Д., Заболотских М.В. и

R. McCray), Astrophys. J. 329, L93 (1988).

др., Астрофиз. Бюлл. 72, 134 (2017).

3. Де Бек и др. (E. De Beck, L. Decin, A. de

Koter, K. Justtanont, T. Verhoelst, F. Kemper, and

23.

Самусь Н.Н., Казаровец Е.В., Дурлевич О.В. и др.,

K.M. Menten), Astron. Astrophys. 523, A18 (2010).

Астрон. журн. 94, 87 (2017).

4. Дикей, Локман (J.M. Dickey and F.J. Lockman), Am.

24.

Сафонов Б.С., Лысенко П.А., Додин А.В., Пись-

Rev. Astron. Astrophys. 28, 215 (1990).

ма в Астрон. журн. 43, 383 (2017) [B.S. Safonov,

5. Кафка (S. Kafka), Наблюдения из международной

P.A. Lysenko, A.V. Dodin, Astron. Lett. 43,

344

базы данных AAVSO (2018).

(2017)].

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019