ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 1, с. 27-40
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ СИСТЕМЫ V1413 Aql
В СПОКОЙНОМ И АКТИВНОМ СОСТОЯНИЯХ 2012-2017 гг.
© 2020 г. А. А. Татарникова1*, А. М. Татарников1, Т. Н. Тарасова2
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного
университета им. М. В. Ломоносова, Россия
2Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, Россия
Поступила в редакцию 01.09.2019 г.
После доработки 05.11.2019 г.; принята к публикации 11.11.2019 г.
Представлены результаты спектральных наблюдений классической симбиотической звезды
V1413 Aql, полученных в 2012-2017 гг. В этот период система находилась как в активном, так
и в редком для нее спокойном состоянии. В 2012 г. в оптическом спектре доминировало излучение
вспыхнувшего горячего компонента спектрального класса F4-7III. В 2017 г. система перешла в
спокойное состояние, длившееся не менее трех месяцев. В этот период в спектре появились линии
ионов с высокими потенциалами ионизации, такие как HeII 4686
A, CIV 5802
A. Температура и
светимость горячего компонента в этот период составили Thot 90 000 K, Lhot 1800L. Показано,
что по временным и энергетическим характеристикам спокойное состояние 2017 г. мало отличается от
предыдущего спокойного состояния, наблюдавшегося в 1993 г.
Ключевые слова: V1413 Aql, симбиотические звезды, спектроскопия.
DOI: 10.31857/S0320010819120064
ВВЕДЕНИЕ
этом Сивьеро и др. (2007) получили для затменного
минимума 2005 г. оценку большой полуоси орбиты
Переменная V1413 Aql (= AS338 = Hen 3 -
системы a = 1.7 а.е., а также размеры компонентов
- 1737 = MHα305-6) была отнесена к классу
RRG = 123R и Rhot = 81R. Близкое отношение
симбиотических звезд Алленом (1984) на основе
радиусов компонентов было получено и в работе
спектра, полученного в 1978 г. В этом спектре
Колотилова и др. (2012) для минимума 2011 г.
наряду с яркими эмиссионными линями (включая
Параллакс V1413 Aql согласно данным катало-
и линию HeII 4686
A), присутствовали и сильные
га Gaia (Gaia Collaboration, 2018) равен 0.1403 ±
полосы поглощения молекулы TiO. Симбиотиче-
± 0.0383 mas. Он согласуется со сделанной Еси-
ские звезды представляют собой двойные системы,
повым и др. (2000) оценкой расстояния в 6 кпк.
состоящие из холодного и горячего компонентов,
При таком расстоянии до системы, при суммарной
погруженных в газовую оболочку. Холодный ком-
массе компонентов2M и при разумном отно-
понент симбиотической звезды является обычно
шении масс звезд холодный компонент системы
красным гигантом, а горячий компонент похож
будет заполнять свою полость Роша. Возможным
на центральную звезду молодой планетарной
признаком этого является наличие на ИК кривых
туманности.
блеска вторичного минимума, связанного с эффек-
Симбиотическая система V1413 Aql состоит
том эллипсоидальности (см. работу Татарниковой и
из холодного компонента спектрального класса
др., 2018, — далее работа I).
M5 III, протяженной околозвездной туманности и
Форма кривой блеска во время затмения за-
горячего компонента, спектр которого в зависимо-
висит от фазы активности горячего компонента: в
сти от фазы активности меняется от K2 III (Есипов
спокойном состоянии наблюдаются почти синусо-
и др., 2013) до спектра молодого ядра планетар-
идальные колебания блеска с широкими и плав-
ной туманности с температурой105 K (Есипов и
ными главными минимумами (Мунари, 1992), а в
др., 2000). V1413 Aql является затменной системой
активном состоянии — резкие глубокие минимумы.
с периодом 434d.1 (Мунари, 1992). Основываясь на
Затменные минимумы в активном состоянии имеют
разную глубину и форму (Мунари, 1992; Сивьеро
*Электронный адрес: aat@sai.msu.ru
и др., 2007). Затмения могут быть неполными.
27
28
ТАТАРНИКОВА и др.
Активное состояние
Спокойное состояние
Холодный компонент
Холодный компонент
Теплый компонент
(аккреционный диск,
Горячий компонент
сп. класс А - К)
(T ~ 105 K)
Туманность
Туманность
Рис. 1. Схематическое изображение системы V1413 Aql в спокойном и активном состояниях.
Например, в затмении 2011 г. (Есипов и др., 2013),
В работе I мы проанализировали фотометриче-
несмотря на значительную глубину ΔV ≈ 2m, в
ские данные, полученные в 2012-2018 гг. во время
спектре во время минимума наблюдался слабый
активного и спокойного состояний системы. Целью
вклад излучения компонента спектрального клас-
настоящей работы является изучение спектраль-
са G0.
ной эволюции V1413 Aql в 2012-2017 гг., а также
определение физических характеристик компонен-
Регулярные фотометрические наблюдения
тов системы. В это время система перешла из
V1413 Aql проводятся с 1980-х годов (Шалте-
активного в редкое для нее спокойное состояние,
Ладбек, 1985; Мунари, 1992; Сивьеро и др., 2007;
наблюдавшееся последний раз в 1993 г.
работа I и ссылки там). За это время наблюдалось
несколько вспышек, по своим характеристикам
напоминающих вспышки классических симбио-
НАБЛЮДЕНИЯ
тических звезд. Последняя подобная вспышка
наблюдалась в 2009 г. Однако, в отличие от класси-
Спектральные наблюдения проводились на
ческих симбиотических звезд, V1413 Aql проводит
2.6-м зеркальном телескопе Шайна (ЗТШ) в
в активном состоянии б ´ольшую часть времени. С
КрАО с помощью щелевого спектрографа СПЭМ,
1983 г. подтвержденные наблюдениями спокойные
установленного в фокусе Нэсмита. Приемни-
состояния были зарегистрированы в 1993 и 2017 гг.
ком излучения служила ПЗС-камера SPEC-10
Причем в обоих случаях их продолжительность не
размером 1340 × 100 элементов. Фиксированная
превышала нескольких месяцев (работа I).
ширина щели в 3"позволяет получать спектры
с разрешением 8
A. Дисперсия с решеткой 651
Спектр системы в активном состоянии ради-
кально отличается от спектра спокойного состо-
шт/мм составляла около 2
A/пиксел. Первичная
яния. В спокойном состоянии, согласно Есипо-
обработка спектров, включающая вычитание нуль
ву и др. (2000), континуум в оптическом диапа-
пункта АЦП (bias), коррекцию неоднородности
зоне формируется, главным образом, излучением
чувствительности поля матрицы, производилась
оптически тонкой туманности и холодного ком-
программой SPERED, созданной С.Г. Сергее-
понента (излучение горячего компонента с Teff
вым в Крымской астрофизической обсерватории.
Последующая обработка спектров, привязка к
105 K заметно только в дальнем УФ-диапазоне).
шкале длин волн и калибровка потоков излучения
В активном состоянии (Есипов и др., 2013) на
в спектре были выполнены с помощью программы
длинах волн 3500-6000
Å
доминирует излучение
С.Г. Сергеева SPE. Для привязки к шкале длин
источника со спектром, характерным для звезд
волн использовался спектр неоновой лампы. Ка-
спектральных классов A-F, а иногда даже и более
либровка потоков излучения в спектре звезды была
поздних классов. Есипов и др.
(2013) показали,
выполнена с помощью абсолютного распределе-
что наблюдаемые особенности затмения горячего
ния энергии спектрофотометрического стандарта
компонента лучше объясняются в рамках модели
HD176411, взятого из каталога Бурнашева (1985),
аккреционного диска. Традиционно в литературе
точность калибровки не хуже 15% (кроме λ <
такой источник излучения называют “вспыхнув-
3800
A, где точность снижается до 30%, а в
шим горячим компонентом”, мы же будем исполь-
затмении до 50%).
зовать термин “теплый компонент”, чтобы под-
черкнуть тот факт, что эффективная температура
Поскольку набор эмиссионных линий, наблю-
этого объекта невелика (рис. 1).
дающийся у V1413 Aql в спокойном состоянии,
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
29
Таблица 1. Потоки в эмиссионных линиях (в единицах 10-14
эрг/см2 с) в спектрах V1413 Aql (подробности см. в
тексте)
29.04.12
25.07.12
13.08.12
24.09.12
20.10.12
5.11.12
08.08.13
λ,
A
ϕ = 0.64
ϕ = 0.84
ϕ = 0.89
ϕ = 0.98
ϕ = 0.04
ϕ = 0.08
ϕ = 0.71
3869 [NeIII]
N
N
N
3.0
N
N
N
3890 HI
15.2
9.9
8.7
2.8
8.2
12.4
7.5
3970 HI + [NeIII]
3.7
2.9
Y
3.1
3.9
Y
Y
4027 HeI? + FeII
3.0
2.5
3.0
0.8
2.2
Y
Y
4101 HI
27.6
15.6
11.1
4.5
13.2
24.1
20.3
4340 HI
53.8
45.8
30.0
10.0
29.1
41
42.4
4363 [OIII]
Y?
Y?
3.3
1.9?
Y?
Y?
?
4475 [FeII]
8.3
5.0
7.1
1.9
Y
Y
Y?
4640 CIII + NIII
19.4
20.9
33.6
8.4
14.8
16.5
22.0
4686 HeII
N
N
Y
N
N
N
N
4861 HI
86.3
100.2
94.6
42.6
54.8
98.3
113.2
4922 FeII + HeI
4.0
3.6
4.9
2.8
3.2
4.6
6.3
4959 [OIII]
N
N
N
Y
N
N
N
5007 [OIII] + [FeII]
13.1
11.0
10.9
11.6
9.9
13.9
15.6
5018 FeII + HeI
12.3
10.0
13.3
5.0
7.5
11.0
14.2
5876 HeI
38.0
29.6
32.9
12.8
18.5
34.3
22.6
6563 HI
733.2
632.4
933.0
445.8
508.5
667.6
764.5
6678 HeI
13.9
11.1
15.4
5.9
9.3
13.3
10.2
7065 HeI
14.2
-
16.7
10.4
11.3
17.5
19.7
U, mag
<13.57
<13.63
<13.63
<15.96
<14.54
<13.17
<12.81
B, mag
13.13
13.21
13.28
15.59
14.42
13.38
12.93
V , mag
12.23
12.33
12.32
14.53
13.60
12.55
12.13
достаточно сильно отличается от активного состо-
тот факт, что согласно Есипову и др. (2000) для ак-
яния, то потоки в эмиссионных линиях представ-
тивного состояния V1413 Aql справедливо считать,
лены в двух различных таблицах (табл. 1 и 2).
что система заведомо (и с запасом) находится вне
Ошибки в их оценках для наиболее слабых линий
затмения красным гигантом горячего компонента
не превышают 20% (кроме линий, образующих
если фаза наблюдений лежит вне диапазона ϕ =
бленды с другими линиями, как, например, линия
= ±0.1. Таким образом, наши наблюдения были
получены, как во время двух затменных минимумов
[OIII] λ5007
A, см. ниже) и связаны в основном
2012 и 2017 гг., так и вне затмений.
со сложным ходом континуума вблизи линий. В
тех случаях, когда линия видна, но проблематично
При дальнейшем моделировании все спектры
измерить ее поток, в табл. 1 и 2 поставлен значок
исправлялись за межзвездное покраснение с ве-
“Y”, если ее не видно — “N”, если нельзя с уверен-
личиной избытка цвета E(B-V ) = 0.5 mag в со-
ностью написать ни то, ни другое — “?”. Отметим
ответствии с нормальным законом межзвездного
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
30
ТАТАРНИКОВА и др.
Таблица 2. Потоки в эмиссионнvх линиях (в единицах 10-14
эрг/см2 с) в спектрах V1413 Aql (подробности см.
в тексте)
29.05.17
16.06.17
30.06.17
2.07.17
30.07.17
16.08.17
26.08.17
λ,
A
ϕ = 0.92
ϕ = 0.96
ϕ = 0.99
ϕ = 0.99
ϕ = 0.06
ϕ = 0.10
ϕ = 0.12
3735
HI
2.6
2.8
2.0
2.2
Y
Y
Y
3750
HI + OIII
6.6
7.7
5.7
5.8
Y
Y
Y
3771
HI
3.5
4.2
3.3
3.0
Y
Y
Y
3798
HI
6.9
6.1
4.2
4.2
Y
8.1
Y
3820
HI
5.0
2.8
1.9
2.0
Y
Y
7
3835
HI
10.0
9.1
6.7
6.2
11.1
13.0
15.3
3869
[NeIII]
30.3
35.4
27.8
24.8
29.4
37.1
42.4
3889
HI
17.2
18.6
14.6
12.3
14.9
18.1
21.3
3970
HI + [NeIII]
18.2
20.4
16.5
15.1
16.4
22.1
24.3
4026
HeI?
2.8
2.8
2.6
2.2
2.4
3.0
3.5
4072
[SII]
4.9
5.2
4.3
3.6
4.4
5.6
6.9
4101
HI
29.6
30.5
24.2
21.9
24.6
33.9
39.2
4340
HI
42.5
43.8
36.3
32.8
36.3
53.0
52.8
4363
[OIII]
37.8
40.5
34.9
31.8
35.4
52.3
50.8
4473
HeI + [FeII]
7.2
7.6
6.4
5.7
6.4
8.2
7.9
4640
CIII + NIII
12.2
13.6
12.4
8.0
10.4
13.4
13.4
4686
HeII
13.9
9.5
8.0
5.5
14.5
18.8
20.0
4713
HeI
2.9
2.6
2.6
1.7
2.4
?
?
4861
HI
104.6
101.5
93.8
66.1
106.2
135.3
141
4905
[FeII]
3.2
3.2
Y
?
2.8
3.7
3.4
4922
HeI
3.8
4.8
3.6
2.7
4.4
5.8
6.5
4959
[OIII]
25.4
27.6
24.5
19.0
26.5
35.4
34.2
5007
[OIII]
82.9
92.3
80.9
63.0
86.3
119
120.1
5018
FeII
5.5
6.1
Y
3.9
4.7
7.0
8.9
5045
HeI
4.7
5.2
4.7
4.0
5.4
6.7
6.5
5058
FeI-iii?
2.0
2.3
Y
1.6
2.2
2.6
2.7
5236
FeII
2.9
3.2
2.7
1.7
2.6
3.4
3.4
5755
[NII]
1.4
1.7
Y
?
?
?
?
5802
CIV
7.8
4.9
2.8
1.9
3.8
4.7
3.0
5876
HeI
48.2
58.9
44.2
40.1
47.6
56.0
47.9
6563
HI
1061
1120
847.4
768.5
942
873
807
6678
HeI
20.4
22.7
16.8
14.9
19.6
18.5
16.5
7065
HeI
61.2
75.8
56.8
50.0
56.7
55.8
37.9
U, mag
<14.75
<14.85
<15.08
<15.32
<14.88
<14.60
<14.32
B, mag
14.99
15.15
15.34
15.54
15.07
14.67
14.61
V , mag
14.47
14.50
14.79
14.94
14.43
14.10
14.11
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
31
120
120
[O III]
90
90
60
60
30
30
60
60
He I
40
40
20
20
0
0
He II
20
20
10
10
0
0
120
120
80
80
40
40
V
12
12
13
13
14
14
15
15
56 200
56 400
57 800
58 000
JD-(-2400000)
Рис. 2. Фрагменты кривой блеска V1413 Aql в фильтре V, а также потоки в линиях Hβ, HeII 4686, [OIII] 5007 (бленда с
[FeII]), HeI 5876 в единицах 10-14 эрг/см2 с для минимумов 2012 г. (левая панель) и 2017 г. (правая панель).
покраснения (Есипов и др., 2000). Модельные рас-
диска. Обе эти модели были описаны в работе
пределения энергии в спектрах звезд различных
Татарниковой и др. (2009).
спектральных классов были взяты из спектраль-
На рис. 2 представлена кривая блеска V1413 Aql
ных библиотек Силва и Корнелл (1992) и Валдес
в полосе V , взятая из работы Татарниковой и
и др. (2004). В некоторые даты при моделиро-
др. (2018), а также потоки в эмиссионных линиях
вании континуума мы использовали стандартную
Hβ, HeII 4686, [OIII]
5007
(бленда с [FeII]),
трехкомпонентную модель и модель аккреционного
HeI 5876 из табл. 1 и 2. Орбитальные фазы
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
32
ТАТАРНИКОВА и др.
8 × 10-13
6 × 10-13
4 × 10-13
2 × 10-13
0
4000
5000
6000
7000
λ, Å
Рис. 3. Исправленный за межзвездное покраснение спектр V1413 Aql, полученный 29.04.2012 при ϕ ≈ 0.64 (тонкая
сплошная линия). Толстой линией показано модельное распределение энергии в континууме, состоящее из суммы
излучений холодного компонента (M5III — пунктирная линия) и “теплого” компонента (F4-7III — штриховая линия).
были рассчитаны согласно эфемеридам из работы
как в распределении энергии в континууме, так и в
Мунари (1992):
составе эмиссионных линий и потоках в них.
Активное состояние 2012-2013 гг. Рассмот-
Min(V ) = 2447087 + 434d.1×E.
(1)
рим подробнее спектры активного состояния. Кон-
На рисунке видно, что форма затменных мини-
тинуум на спектрах, полученных в 2012-2013 гг.,
мумов, наблюдавшихся в 2012 и 2017 гг., различна:
демонстрирует сильную зависимость от орбиталь-
минимум во время активного состояния 2012 г. —
ной фазы. Так, при фазах, далеких от полно-
узкий и глубокий, а минимум спокойного состояния
го затмения (это спектры, полученные при фа-
2017 г. — широкий и имеет меньшую амплитуду.
зах 0.041 ≤ ϕ ≤ 0.885) в визуальном диапазоне
Как было показано в работе I, отличие формы
длин волн доминирует излучение активного горяче-
минимумов связано с тем, что на различных эта-
го компонента (в нашей терминологии — “теплого
пах активности симбиотической звезды разные ее
компонента”), которое, как и в 2011 г. (Есипов
компоненты дают решающий вклад в излучение в
и др., 2013), может быть аппроксимировано либо
фильтре V . В активном состоянии — относительно
спектром стандартного гиганта, либо спектром ак-
компактный “теплый компонент”, в спокойном со-
креционного диска. Пример такого спектра приве-
стоянии — протяженная туманность.
ден на рис. 3. Отметим, что, помимо абсорбций,
характерных для холодного компонента, в спектре
наблюдается Бальмеровский скачок в поглощении,
ОБСУЖДЕНИЕ
а также некоторые абсорбционные линии: CaII(K),
Спектральная эволюция
G-полоса, дублет NaI и др. линии, связанные с
Сравнивая спектры, полученные в
2012
и
“теплым” компонентом. Молекулярные полосы хо-
2017 гг., можно отметить существенные различия лодного компонента (преимущественно TiO) в ви-
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
33
1.5 × 10-13
1.0 × 10-13
0.5 × 10-13
0
4000
5000
6000
7000
λ, Å
Рис. 4. Исправленный за межзвездное покраснение спектр V1413 Aql, полученный 24.09.2012 при ϕ = 0.981 (тонкая
сплошная линия), модельное излучение в континууме оптически тонкой туманности с Te = 17 000 K (толстая линия) и
модельное распределение энергии в спектре холодного компонента M5III (квадратики).
зуальном диапазоне замыты излучением “теплого”
что дополнительный вклад в потоки в континууме
компонента и становятся заметны только ближе к
вносит “теплый” компонент при неполном его за-
λ = 7000˚A. Отметим, что распределение энергии в
тмении. И в качестве модели “теплого” компонента
спектре “теплого” компонента во все даты между
в этом случае более вероятной представляется мо-
29 апреля и 13 августа 2012 г. достаточно хорошо
дель с аккреционным диском, так как при этом его
аппроксимируется распределением энергии в спек-
продольный размер будет больше, чем в модели со
трах стандартных гигантов спектральных классов
стандартным гигантом.
F5-F9III.
Поскольку в оптическом диапазоне на всех дли-
В спектре, полученном вблизи центра затмения
нах волн наблюдается сумма потоков от актив-
(24.09.2012, ϕ = 0.981), излучение “теплого” ком-
ного горячего (“теплого”) компонента, холодного
понента сильно ослаблено вследствие затмения его
компонента и туманности (вклады всех этих ком-
красным гигантом. Поэтому слабый Бальмеров-
понентов могут быть переменными), то модели-
ский скачок наблюдается в эмиссии (он связан с
рование распределения энергии в континууме мо-
излучением туманности), а молекулярные полосы
жет приводить к неоднозначным выводам (Есипов
красного гиганта стали заметны и в визуальном
и др., 2013). Поэтому наилучшее представление
диапазоне (рис. 4). Но при этом нельзя утверждать,
о распределении энергии в спектре затмеваемого
что излучение “теплого” компонента полностью
(т.е. “теплого”) компонента дает нам разность двух
отсутствует в спектре: континуум плохо моделиру-
спектров, полученных непосредственно до затме-
ется суммой излучений только двух компонентов
ния и во время затмения. На рис. 5 показаны две
(туманности и холодного компонента). На рис. 4
подобные разности — полученные для минимумов
видно, что модельный континуум хорошо согласу-
2010 и 2012 гг. (конкретные даты наблюдений
ется с наблюдаемым только в области Бальмеров-
приведены в подписи к рисунку). Оказалось, что
ского скачка и в красной части спектра. Вероятно,
форма распределения энергии в спектре затмевае-
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
34
ТАТАРНИКОВА и др.
5 × 10-13
2010
2 × 10-13
F4-7III
2012
10-13
4000
5000
6000
7000
λ, Å
Рис. 5. Исправленные за межзвездное покраснение разности спектров V1413 Aql: нижняя кривая — разность спектров,
полученных до затмения 13.08.2012 и во время затмения 24.09.2012; верхняя кривая — разность спектров, полученных
после затмения 07.07.2010 и во время затмения 16.05.2010. Штриховой линией показан спектр звезды F4-7III.
мого компонента практически не поменялась за два
2012 г., хотя она и сильно ослабла во время ми-
года, при этом уровень континуума упал почти в
нимума. Поскольку в спектрах отсутствует линия
2 раза, что согласуется с постепенным затуханием
[OIII] 4959, можно с уверенностью утверждать, что
вспышки 2009 г.
основной вклад в эмиссию, наблюдавшуюся около
К сожалению, во время минимума 2012 г. на-
5006
A, дает линия [FeII] 5006.7, а не [OIII] 5007.
ши спектральные наблюдения недостаточно плот-
Яркие эмиссионные линии HI и HeI наблюдались
но покрывают кривую затмения. Поэтому мы не
во все даты, причем потоки в этих линиях де-
можем сделать вывод о температурном профиле
монстрируют явную фазовую зависимость (рис. 2).
вспыхнувшего горячего компонента. Но из рис. 5
Таким образом, в активном состоянии V1413 Aql
видно, что распределение энергии в спектре за-
демонстрирует достаточно бедный эмиссионный
тмеваемой части горячего компонента плохо мо-
линейчатый спектр, в котором отсутствуют линии
делируется спектрами стандартных гигантов. Это
ионов с высокими потенциалами ионизации. Такое
является еще одним косвенным доказательством
поведение характерно для классических симбиоти-
наличия в системе аккреционного диска.
ческих звезд (КСЗ) в активном состоянии.
Теперь рассмотрим, как менялся эмиссионный
Спокойное состояние 2017 г. В работе I нами
линейчатый спектр V1413 Aql во время минимума
было показано, что согласно фотометрическому
2012 г. (см. табл. 1 и рис. 2). Так же, как и в 2010-
критерию (B-V = 0.6m ± 0.08m) система перешла
в спокойное состояние в мае 2017 г. Причем это
2011 гг., в спектрах практически отсутствовала
состояние длилось не дольше пяти месяцев (но и
линия HeII 4686, что по спектральному критерию
не меньше трех). Рассмотрим спектральную эво-
(Есипов и др., 2000) означает, что система нахо-
люцию в этот период времени.
дилась в активном состоянии. Слабая и широкая
бленда CIII+NIII, 4640 наблюдалась во все даты
Наш первый спектр спокойного состояния был
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
35
10-12
10-13
10-14
4000
5000
6000
7000
λ, Å
Рис. 6. Исправленные за межзвездное покраснение спектры V1413 Aql: нижняя кривая — спектр спокойного состояния,
полученный 29.05.2017; верхняя кривая — спектр активного состояния, полученный 08.08.2013.
получен 29.05.2017 при орбитальной фазе ϕ ≈
также свидетельствовали о том, что система на-
0.92. Он радикально отличается от спектров
ходилась в спокойном состоянии. Последний та-
активного состояния (см. рис. 6, на котором для
кой спектр был получен 26.08.2017. Таким обра-
сравнения приведен спектр активного состояния,
зом, согласно спектральным данным, спокойное
полученный 08.08.2013). В спектре наблюдается
состояние продлилось как минимум три месяца.
Бальмеровский скачок в эмиссии, появились яркие
Отметим, что на кривой блеска в фильтре B в
это время наблюдался плавный затменный мини-
запрещенные линии [OIII] и [NeIII], а также стала
мум глубиной не более 1m, в отличие от резких
заметна линия HeII 4686
A. Таким образом, и
и глубоких (амплитуда около 2.5m) минимумов
по спектральному критерию система V1413 Aql
активного состояния. Подробнее фотометрические
в конце мая 2017 г. находилась в спокойном со-
характеристики минимума 2017 г. были разобраны
стоянии. Отметим, что наличие в спектре линий
в работе I.
ионизованного гелия свидетельствует о том, что в
Рассмотрим спектр, полученный
02.07.2017
системе стал проявлять себя горячий компонент,
(рис. 7) практически в центре затмения 2017 г.
причем его собственное излучение в оптическом
(ϕ ≈ 0.99). В отличие от минимума 2012 г. (рис. 4)
диапазоне практически незаметно на фоне излу-
распределение энергии в непрерывном спек-
чения туманности. За всю историю наблюдений
тре в эту дату может быть достаточно хорошо
V1413 Aql только один раз удалось зарегистриро-
представлено в виде суммы излучений красного
вать непрерывный спектр от горячего компонента.
гиганта спектрального класса M6III и оптически
Это случилось 14 июня 1993 г., когда дата УФ-
тонкой туманности с температурой Te = 17 000 K.
наблюдений (спутник IUE) случайно пришлась на
Таким образом, никаких следов дополнительного
начало предыдущего спокойного состояния (Еси-
“теплого” компонента в эту дату не наблюдалось.
пов и др., 2000).
Однако при выходе системы из затмения в
Все остальные спектры, полученные в 2017 г., распределении энергии снова стал виден “теплый”
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
36
ТАТАРНИКОВА и др.
4 × 10-13
3 × 10-13
2 × 10-13
10-13
0
4000
5000
6000
7000
λ, Å
Рис. 7. Исправленный за межзвездное покраснение спектр V1413 Aql, полученный 02.07.2017 при ϕ ≈ 0.99 (тонкая
линия). Толстойлинией показана модельная кривая распределенияэнергии в континууме, состоящаяиз суммы излучений
звезды M6III и оптически тонкой туманности с температурой Te = 17 000 K.
компонент, пусть и сильно ослабленный (при-
Шилд, 1990), у V1413 Aql ни в одну из дат от-
мерно в 20 раз) по сравнению с активным со-
ношение потоков в линиях Hα и Hβ не соответ-
стоянием 2012 г. Самые быстрые изменения в
ствует случаю B небулярной рекомбинации (2.8,
спектре наблюдались между датами 30.07.2017 и
см. Остерброк, 1989). С учетом межзвездного по-
16.08.2017. Рассмотрим разность этих спектров
краснения из табл. 1 и 2 можно получить диапа-
(рис. 8). Она достаточно хорошо соответствует
зон изменения отношения потоков в этих линиях:
стандартному распределению энергии у звезд со
от
3.4
до 7. Отклонения от случая B связаны
спектральными классами F4-7III. Отметим, что
как с эффектами самопоглощения в линиях, так
и с влиянием ударных процессов на населенно-
красный гигант в системе V1413 Aql является
сти уровней. Поэтому для оценки меры эмиссии
переменной звездой (см., например, Татарникова
туманности используется поток в континууме за
и др., 2009). Однако за рассматриваемый интер-
Бальмеровским скачком, в случае, если этот поток
вал времени (17 дней) холодный компонент из-
формируется оптически тонкой туманностью. При
менился мало. Тогда как, если мы возьмем раз-
расстоянии 7 кпк (Gaia Collaboration, 2018) для
ность спектров, полученных на выходе из ми-
спектра, полученного 26.08.2017 на фазе ϕ = 0.12,
нимума (26.08.2017) и вблизи центра затмения
мера эмиссии, оцененная по небулярному конти-
(02.07.2017), то на ней будут присутствовать оста-
точные молекулярные полосы, характерные для M-
нууму ME = 8.8 × 1059 см-3, а по потоку в линии
гигантов. Это свидетельствует о том, что холодный
Hβ ME = 3.5 × 1059 см-3.
компонент заметно изменился между этими датами
Отметим, что в минимуме 2017 г. (02.07.2017,
и этот факт необходимо учитывать при моделиро-
ϕ = 0.99) поток за Бальмеровским скачком был
вании.
примерно таким же, как на выходе из затмения
Как и у многих симбиотических звезд (Шмид,
26.08.2017. При этом он был как минимум в 2.5 ра-
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
37
4 × 10-14
2 × 10-14
0
4000
5000
6000
λ, Å
Рис. 8. Разность исправленных за межзвездное покраснение спектров V1413 Aql, полученных 30.07.2017 и 16.08.2017
(тонкая линия). Штриховой линией показано распределение энергии в спектре звезды F4-7III.
за выше, чем в минимуме 2012 г. на фазе ϕ = 0.981.
та Thot 90 000 K, полученная для спектра от
Это свидетельствует о том, что в спокойном со-
26.08.2017 г. при ϕ = 0.12, является лишь верхней
стоянии как минимум в 2.5 раза по сравнению с
оценкой. Это связано с тем, что, применяя мето-
активным выросла мера эмиссии незатмеваемой
да Занстра, мы основываемся на предположении
части туманности. На остальных спектрах актив-
о полном поглощении Lc-квантов в туманности.
ного состояния оценить меру эмиссии туманности
Тогда как и неполное поглощение Lc-квантов, и
по потоку за Бальмеровским скачком не пред-
частичное затмение туманности холодным компо-
ставляется возможным, так как в спектре в этом
нентом при фазах, близких к минимуму, будут да-
диапазоне доминирует “теплый” компонент.
вать одинаковый эффект. В результате чего моди-
фицированная эквивалентная ширина линии HeII
Так как для оценки температуры горячего ком-
F (HeII, 4686)/Fcont(3600) будет увеличиваться, а
понента мы используем модифицированный ме-
значит, и получаемая из нее оценка температуры
тод Занстра (Татарникова и др., 2000), в основе
будет расти.
которого лежит отношение потока в линии HeII,
4686
A к потоку в континууме на 3600
A, нам
Отдельно подчеркнем два момента, влияющих
важно, чтобы горячий компонент и туманность не
на точность определения температуры горячего
испытывали затмения со стороны красного гиган-
компонента по модифицированному методу Зан-
та. В активном состоянии при орбитальных фазах
стра. Во-первых, при фазе ϕ ≈ 0.12 (26.08.2017)
ϕ ≥ 0.1 мы гарантированно избегаем эффектов,
горячий компонент несомненно вышел из затмения
связанных с затмением. Однако в спокойном со-
и, скорее всего, полностью перестала затмевать-
стоянии ситуация может быть другой — туман-
ся расположенная рядом с горячим компонентом
ность имеет большие размеры и часть ее может
область дважды ионизованного гелия, в которой
затмеваться холодным компонентом. В этом слу-
формируется излучение в линии HeII, 4686
A. Во-
чае наша оценка температуры горячего компонен-
вторых, влияние излучения, как холодного, так
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
38
ТАТАРНИКОВА и др.
2.0 × 10-13
1.5 × 10-13
1.0 × 10-13
0.5 × 10-13
0
4000
5000
6000
7000
λ, Å
Рис. 9. Исправленный за межзвездное покраснение спектр V1413 Aql, полученный 26.08.2017 при ϕ ≈ 0.12 (тонкая
сплошная линия). Толстой линией показана модельная кривая распределенияэнергии в континууме, состоящая из суммы
излучений отдельных компонентов: звезды M6III (тонкая штриховая линия), туманности с температурой Te = 17 000 K +
горячего компонента с Thot = 90 000 K (кружки) и звезды F4-7III (толстая штриховая линия).
и “теплого” компонентов на суммарный поток в
оба эти периода спокойного состояния схожи по
континууме на длине волны λ = 3600
A ничтож-
длительности. Еще одна общая особенность за-
ключается в том, что оба раза спокойное состояние
но мало (см. разложение континуума на отдель-
наблюдалось вблизи затменного минимума. Но ни в
ные компоненты на рис. 9). Так же принимаемая
величина электронной температуры туманности в
1993 г., ни в 2017 г. спокойное состояние не длилось
диапазоне Te = 15 000-20 000 K мало влияет на
целый орбитальный период. Поэтому характерная
оценку температуры горячего компонента (Есипов
для спокойного состояния у КСЗ синусоидальная
и др., 2000).
форма кривой блеска в случае V1413 Aql наблю-
далась лишь в 1960-х годах (Мунари, 1992).
Сравнение со спокойным состоянием 1993 г.
Обращает на себя внимание тот факт, что ха-
рактеристики горячего компонента во время этих
Предыдущее спокойное состояние у системы
двух периодов спокойного состояния были схожи.
V1413 Aql наблюдалось в 1993 г. Его длительность,
Причем в 1993 г. оценка температуры горячего
согласно спектральным наблюдениям, составила
компонента в Thot 90 000 K, полученная по дан-
не менее 102 сут (но не более 371 сут, если учиты-
ным оптической спектроскопии, была подтвержде-
вать и спектральные, и фотометрические наблюде-
на данными УФ-наблюдений (по эквивалентной
ния). Подтвержденная спектральными наблюдени-
ширине линии HeII 1640
A). В 2017 г. болометри-
ями длительность спокойного состояния в 2017 г.
ческий поток от горячего компонента был немного
составляет 88 дней, а учитывая и фотометрические
наблюдения, можно установить, что оно длилось не
ниже, чем в 1993 г. (1.2 × 10-9 эрг/см2 c и 2 ×
более пяти месяцев (см. статья I). Таким образом,
× 10-9 эрг/см2 c соответственно).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
39
Набор эмиссионных линий и потоки в них
А его светимость при расстоянии до системы d =
также были практически одинаковы во время
= 7 кпк (Gaia Collaboration et al., 2018) составляла
спокойных состояний 1993 и 2017 гг. Средние
1800 и 3200 L в 2017 г. и 1993 г. соответственно.
отношения небулярных линий в
2017
г. R1 =
Такие светимости и температуры характерны для
= [OIII](λ5007 + λ4959)/[OIII](λ4363) = 2.31 и
горячих компонентов классических симбиотиче-
R2 = [OIII](λ5007 + λ4959)/[NeIII](λ3869) = 2.33.
ских звезд (КСЗ) во время спокойного состояния.
При отношении содержаний O/Ne = 7 (что со-
В активном состоянии светимость вспыхнувшего
ответствует среднекосмическому значению) такие
горячего (“теплого”) компонента несколько выше.
величины R1 и R2 соответствуют значениям ne =
Так, в максимуме вспышки 2009 г. согласно мо-
= 5 × 107 см-3 и Te = 12000 K для той области
дельным расчетам, приведенным в работе Есипова
туманности, в которой формируются эти линии.
и др. (2013), она достигла 6700 L. Эта величина
Эти оценки физических характеристик туманности
так же типична для вспыхнувших горячих компо-
практически совпадают с теми, что были получены
нентов КСЗ. Основное отличие системы V1413 Aql
исходя из спектра от 26.06.1993 г. (Татарникова и
от КСЗ заключается в обратном соотношении дли-
др., 2009). С другой стороны, они довольно сильно
тельности активного и спокойного состояний.
отличаются от того, что было получено в 2009 и
Однако к настоящему моменту наблюдения по-
2011 гг. (когда в спектре V1413 Aql стали снова
казывают, что некоторые КСЗ (например, BF Cyg,
наблюдаться запрещенные линии, но система при
см. Томов и др., 2019), демонстрировавшие ранее
этом все еще находилась в активном состоянии).
вспышки, разделенные несколькими десятилетия-
ми спокойного состояния, могут переходить в со-
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
стояние “постоянной” вспышки, схожее по типу
активности с V1413 Aql.
Мы рассмотрели два состояния симбиотической
звезды V1413 Aql. Состояние 2012 г. относится к
Все ранее наблюдавшиеся вспышки у V1413 Aql
постепенному затуханию вспышки 2009 г. Ранее
происходили по “холодному” сценарию. Это озна-
Есиповым и др. (2013) было показано, что во время
чает, что во время вспышки в оптическом и ближ-
затмения различные затмеваемые области вспых-
нем УФ-диапазонах вместо излучения горячего
нувшего компонента могут иметь различную эф-
(Thot = 90 000 K) компонента и туманности домини-
фективную температуру. Этот факт рассматривал-
рует излучение, характерное для звезд спектраль-
ся как еще один аргумент в пользу того, что во вре-
ных классов A-F, а в случае V1413 Aql даже и
мя вспышки вокруг горячего компонента форми-
более поздних спектральных классов (Есипов и
руется аккреционный диск (мы его называем “теп-
др., 2013). Таким образом, Бальмеровский скачок
лым” компонентом системы, а в литературных ис-
наблюдался в поглощении, линии ионов с высо-
точниках — вспыхнувшим горячим компонентом),
кими потенциалами ионизации сильно ослабевали
который дает основной вклад в излучение в конти-
(вплоть до полного исчезновения). В случаях, когда
нууме в оптическом диапазоне длин волн. Однако в
КСЗ с такими типами вспышек наблюдались и в
этот раз анализ спектральных данных, полученных
дальнем УФ-диапазоне, становилось понятно, что
во время минимума 2012 г., не позволил выявить
у подобных систем повышение блеска в оптиче-
распределение температуры по диску затмеваемого
ском диапазоне сопровождалось падением блеска
“теплого” компонента. Возможно, это связано не
в далеком УФ-диапазоне (см., например, анализ
только с ослаблением активности у V1413 Aql,
вспышки BF Cyg в 1989 и 2006 гг. Миколаевска
но и с недостаточным количеством спектральных
и др., 1989; Томов и др., 2019). Таким образом, в
данных, полученных при фазах, близких к затме-
энергетическом смысле это не вспышка, а перерас-
нию. Можно с уверенностью утверждать, что по
пределение энергии.
сравнению с минимумом 2010 г. болометрический
поток “теплого” компонента упал в 2 раза, при
С другой стороны, у КЗС-наблюдались и “го-
этом форма распределения энергии в континууме
рячие” вспышки, во время которых в оптическом и
не поменялась, и система все еще находилась в
ближнем УФ-диапазонах по прежнему доминиро-
активном состоянии.
вало излучение туманности. Бальмеровский скачок
V1413 Aql перешла в крайне редкое для этой си-
наблюдался в эмиссии, линий ионов с высокими
стемы спокойное состояние в мае 2017 г. Характе-
потенциалами ионизации не только не пропадали,
ристики горячего компонента во время спокойного
но потоки в них возрастали. При этом в распре-
состояния 2017 г. были схожи с нашими оценками,
делении энергии мог наблюдаться некий дополни-
полученными во время предыдущего спокойного
тельный “теплый” компонент, с эффективной тем-
состояния, наблюдавшегося в 1993 г. (Есипов и
пературой, характерной для звезд спектральных
др., 2000). Температура горячего компонента и в
классов A-F, но его вклад в континуум не был
2017 г., и в 1993 г. составляла примерно 90 000 K.
доминирующим (см. YY Her, Мунари и др., 1997).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020
40
ТАТАРНИКОВА и др.
Поскольку орбитальные периоды систем, демон-
7.
Есипов и др. (V.F. Esipov, E.A. Kolotilov,
стрирующих эти два типа вспышек, примерно оди-
G.V. Komissarova, et al.), Contrib. Astron. Observ.
наковы, холодные и горячие компоненты в спо-
Skalnate Pleso 43, 485, (2014).
койном состоянии у этих систем существенно не
8.
Колотилов Е.А., Комиссарова Г.В., Татарни-
отличаются, можно было бы предположить, что
кова А.А., Татарников А.М., Шенаврин В.И.,
отличия систем с “горячей” вспышкой от систем
Письма в Астрон. журн.
38,
530
(2012)
с “холодной” вспышкой кроются в угле наклона
[E.A. Kolotilov, G.V. Komissarova, A.A. Tatarnikova,
орбиты к лучу зрения.
A.M. Tatarnikov, V.I. Shenavrin, Astron. Lett. 38,
468 (2012)].
Для окончательного установления природы
9.
Миколаевска и др.
(J.
Mikolajewska,
“теплого” компонента необходимы наблюдения в
M. Mikolajewski, and S.J. Kenyon), Astron. J.
широком спектральном диапазоне, прежде всего в
98, 1427 (1989).
УФ-диапазоне, включая спутниковые наблюдения.
10.
Мунари (U. Munari), Astron. Astrophys. 257, 163
(1992).
БЛАГОДАРНОСТИ
11.
Мунари и др. (Мунари У., Колотилов Е.А., Попо-
ва А.А., Юдин Б.Ф.), Астрон. журнал 74, 898 (1997)
Работа А.М. Татарникова поддержана гран-
[U. Munari, E.A. Kolotilov, A.A. Popova, B.F. Yudin,
том Программы развития МГУ “Ведущая научная
Astron. Rep. 41, 802 (1997)].
школа “Физика звезд, релятивистских объектов
12.
Остерброк (D.E. Osterbrock), Astrophysics of
и галактик”. А.А. Татарникова выражает благо-
Gasous Nebulae and Active Galactic Nuclei (Univ.
дарность за финансовую поддержку Российскому
Sci. Book, Mill Valley, California, 1989).
Научному Фонду (грант 17-12-01241, Постановка
13.
Силва, Корнелл (D.R. Silva and M.E. Cornell),
задачи, анализ спектральных данных).
Astrophys. J. Suppl. Ser. 81, 865 (1992).
14.
Татарникова А.А., Татарников А.М., Есипов В.Ф.
и др., Письма в Астрон. журн. 35, 206 (2009)
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
[A.A. Tatarnikova, A.M. Tatarnikov, V.F. Esipov, et al.,
1. Аллен (D.A. Allen), Proc. Astron. Soc. Australia 5,
Astron. Lett. 35, 182 (2009)].
369 (1984).
15.
Татарникова и др. (Татарникова А.А., Речку-
2. Бурнашёв В.И., Бюлл. Абастуманск. астрофиз. об-
ба М., Бусон Л.М. и др.), Астрон. журн. 77, 220
серв. 59, 83 (1985).
(2000)
[A.A. Tatarnikova, M. Rejkuba, L.M. Buson,
3. Валдес и др. (F. Valdes, R. Gupta, J.A. Rose, et al.),
E.A. Kolotilov, U. Munari, B. F. Yudin, Astron. Rep.
Astrophys. J. Suppl. Ser. 152, 251 (2004).
44, 190 (2000)].
4. Есипов В.Ф., Таранова О.Г., Юдин Б.Ф., Астрофи-
16.
Томов и др. (N.A. Tomov, M.T. Tomova, and
зика 29, 285 (1988).
D.V. Bisikalo), Bulgarian Astron. J. 30, 60 (2019).
5. Есипов В.Ф., Колотилов Е.А., Миколаевска И.
17.
Шалте-Ладбек (R. Schulte-Ladbeck), Messenger
и др., Письма в Астрон. журн. 26, 200 (2000)
39, 3 (1985).
[V.F. Esipov, E.A. Kolotilov, I. Mikolajewska, et al.,
18.
Шмид, Шилд (H.M. Schmid and H. Schild),
Astron. Lett. 26, 162 (2000)].
MNRAS 246, 84 (1990).
6. Есипов В.Ф., Тарасова Т.Н., Татарников А.М., Та-
19.
Gaia
Collaboration
(Gaia
Collaboration,
тарникова А.А., Письма в Астрон. журн. 39, 521
A.G.A.
Brown, A. Vallenari, et al.), Astron.
(2013) [V.F. Esipov, T.N. Tarasova, A.M. Tatarnikov,
A.A. Tatarnikova, Astron. Lett. 39, 458 (2013)].
Astrophys. 616, 22, (2018).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№1
2020