ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 1, с. 43-51

СИМБИОТИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЦИРКОНИЕВОЙ ЗВЕЗДЫ CSS 1102

А. М. Татарников², Н. П. Иконникова², А. В. Додин²

¹Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

Физический факультет, Москва, Россия

²Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

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

Поступила в редакцию 28.10.2021 г.

После доработки 03.12.2021 г.; принята к публикации 03.12.2021 г.

По результатам спектральных наблюдений, проведенных на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ, установлена

симбиотическая природа малоизученной S-звезды CSS 1102. В спектре объекта наблюдается

бальмеровский скачок в эмиссии и присутствуют линии, характерные для газовых туманностей

(HI, HeI и [NeIII]). Анализ распределения энергии показал, что, помимо туманности и холодного

компонента спектрального класса S4.5/2, в спектре CSS 1102 заметно избыточное излучение в синем

и в ближнем УФ-диапазонах, которое может быть приписано аккреционному диску. Фотометрический

мониторинг, выполненный на 60-см телескопе КГО ГАИШ в полосе B, выявил наличие быстрой

переменности на временной шкале в десятки минут и амплитудой несколько процентов, что является

дополнительным аргументом в пользу существования в системе аккреционного диска.

Ключевые слова: CSS 1102, симбиотические звезды, фликкер-эффект.

DOI: 10.31857/S0320010822010053

ВВЕДЕНИЕ

особый класс взаимодействующих двойных систем,

в спектрах которых наряду с линиями и полосами

CSS 1102 — малоизученный объект, класси-

поглощения, характерными для холодных гигантов

фицированный как одиночная S-звезда (типа S-

(например, TiO), присутствуют эмиссионные ли-

*3e) МакКоннеллом (1982) и вошедший в Общий

нии, характерные для спектров планетарных ту-

каталог галактических S-звезд, опубликованный

манностей (HI, HeI, HeII, [ОIII], [NeIII] и др). На-

Стивенсоном (1984). Видимый блеск звезды по

блюдения, проведенные в широком спектральном

данным AAVSO (Кафка, 2021) меняется в диапа-

диапазоне, позволили установить, что симбиотиче-

зоне 12.6^m-13^m в полосе V . Расстояние до звезды

ские звезды — это двойные системы, состоящие из

составляет как минимум несколько килопарсек.

красного гиганта и компактного горячего компо-

Согласно Gaia EDR3 (Бейлер-Джонс и др., 2021),

нента (в большинстве случаев — горячего субкар-

разные методы дают широкий диапазон расстояний

лика), окруженные газовой туманностью сложной

до CSS 1102 — от 4.6 до 8 кпк (по 16 и 84 перцен-

структуры (Боярчук, 1967).

тилям). При этом в Gaia DR2 (Команда Гайа, Бра-

У CSS 1102 заподозрено наличие быстрой пе-

ун и др., 2018) приводится параллакс 0.0116 mas с

ременности блеска². Эффект быстрой перемен-

ошибкой, существенно превышающей эту величину

ности блеска (фликкер-эффект) — редкое явление

(0.0826 mas). Существует также оценка расстоя-

в мире симбиотических звезд (Соколоски и др.,

ния, приведенная в каталоге RAVE DR5 (Кандер

2001). В настоящее время при более 300 открытых

и др., 2017) — примерно 3.9 кпк (в предыдущем

симбиотических звезд известно не более двенадца-

релизе обзора, RAVE DR4, оценка была выше —

ти объектов, демонстрирующих этот тип перемен-

4.9 кпк).

ности (у части из них амплитуда вариаций блеска

С июня 2020 г. CSS 1102 — кандидат в симбио-

сравнима с ошибками фотометричесчких наблю-

дений). Причем даже у этих 12 систем фликкер-

тические звезды¹. Эти звезды представляют собой

эффект наблюдается не все время: во время вспы-

^*Электронный адрес: maslennikova.na16@physics.msu.

шек и некоторое время после них быстрая перемен-

¹https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-719

²https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-719

МАСЛЕННИКОВА и др.

ность не регистрируется. Тем не менее даже такое

волн 3600-7500˚A, разрешающая сила в коротко-

небольшое количество объектов можно разделить

волновом канале (3600-5770˚A) R = 1300, в длин-

на два подкласса с разными характеристиками пе-

новолновом (5670-7500˚A) R =2500 (Потанин и

ременности и разными физическими механизмами,

др., 2020).

вызывающими эту переменность. Малые ампли-

туды и узкие пики на периодограмме характерны

CSS 1102 наблюдалась с щелью 1^′′ и временем

для переменности по типу промежуточных поляров

накопления 1200 с. S-звезда HD64332 (Кинан,

(горячие пятна, образующиеся вблизи магнитных

Бешар, 1980), использованная в качестве звезды

полюсов белого карлика, вызывают осцилляции

сравнения для холодного компонента, наблюда-

блеска с периодом, равным периоду вращения бе-

лась с двумя щелями: для наблюдений с щелью 1^′′

лого карлика вокруг своей оси). Тогда как амплиту-

время экспозиции составило 200 с для коротковол-

ды большей величины и широкий спектр мощности

нового канала и 30 с для длинноволнового, с щелью

по полосе частот свидетельствуют о переменности,

10^′′ — 20 и 5 с соответственно.

связанной с наличием в системе аккреционного

Полученные спектры были обработаны по ме-

диска. Примером звезды первого типа является

тодике, описанной в работе Потанина и др. (2020).

Z And (период 28 мин, амплитуда в полосе B при-

Спектры калибровались с помощью линейчатого

мерно 0.002^m — Соколоски и др., 2001). Ко второ-

спектра газоразрядной Ne-Kr-Pb-лампы с по-

му типу относятся такие известные симбиотические

лым катодом (HCL), поправки на виньетирова-

звезды, как T CrB, RS Oph, CH Cyg, V407 Cyg

ние и неравномерность ширины щели вычислялись

и др. (Заманов и др., 2016, 2018; Колотилов и

по лампе с непрерывным спектром (спектраль-

др., 2003). Особенно интересна в этом отношении

ное “плоское поле”). В качестве стандарта для

система CH Cyg, у которой являются переменными

CSS 1102 была использована звезда BD+75d325,

как амплитуда фликкер-эффекта (может достигать

для HD64332 — Feige66. Кривая пропускания оп-

0.5^m), так и спектр мощности (на временных шка-

тической системы исправлялась по отношению

лах от секунд до часов).

наблюдаемых спектров-стандартов к их опубли-

Целью нашей работы являются классифика-

кованным спектральным распределениям энергии

ция CSS 1102, определение параметров фликкер-

(Оке, 1990). Для контроля качества перевода на-

эффекта и природы компонента системы, который

блюдаемых потоков в абсолютные использовались

демонстрирует быструю переменность.

фотометрические наблюдения в полосе V , полу-

ченные на телескопе RC600 в ближайшую дату.

Нормировочная постоянная оказалась равна 1.03,

НАБЛЮДЕНИЯ

что говорит о хорошем состоянии атмосферы и

точной установке объектов на щели.

Фотометрические наблюдения CSS 1102 были

проведены на 60-см телескопе RC600 КГО ГА-

Спектры CSS 1102 и HD64332 были приведены

ИШ 1 сентября 2020 г., 27 октября 2020 г. и

к барицентру Солнечной системы. В красный канал

10 июля 2021 г. в полосах B, V , Rc, Ic системы

спектрографа попадает большое количество ярких

Крона-Кузинса (Кузинс, 1976) с использованием

линий в спектре калибровочной лампы, а также

ПЗС-камеры Andor iKON-L форматом 2048 ×

большое количество ярких линий неба, что поз-

× 2048 пикселов (размер пиксела 13.5 мкм). Опи-

воляет калибровать спектр с точностью ∼1 км/с.

сание телескопа и приемной аппаратуры приведено

Однако на практике реализовать такую точность

в статье Бердникова и др. (2020). Первичная ка-

не удается из-за ошибок позиционирования звезды

либровка была выполнена стандартным для ПЗС-

на щели. При качестве изображения ∼1.5^′′ (что

фотометрии способом (учет кадров подложки, тем-

примерно соответствовало условиям наблюдений)

нового тока и плоских полей). Помимо многоцвет-

и ошибках установки на щель менее 1^′′ ошибка

ных оценок блеска, 1 сентября 2020 г. и 10 июля

определения лучевой скорости ≲15 км/с для гаус-

2021 г. были проведены 75-мин и 125-мин мони-

совского распределения яркости поперек щели, что

торинги звезды в полосе B с экспозицией каждого

и определяет точность измерения лучевой скоро-

кадра 40 с. В качестве звезд сравнения выбирались

сти. Для независимого контроля точности измере-

звезды с близкой к CSS 1102 величиной в полосе V

ния лучевых скоростей мы по двум последователь-

из каталога APASS (Хенден и др., 2016).

ным кадрам, полученным 31.08.2020, определили

Спектральные наблюдения CSS 1102 были вы-

их величины, которые совпали с точностью луч-

полнены 31 августа и 28 октября 2020 г. на 2.5-м

ше нескольких км/с. Точность измерения лучевой

телескопе КГО ГАИШ с Транзиентным Двухлуче-

скорости в синем канале существенно хуже, и мо-

вым Спектрографом (ТДС): рабочая ширина ще-

жет быть отягощена систематическими ошибками,

ли 1^′′ (при спектрофотометрических наблюдениях

возникающими из-за слабости спектра калибро-

используется щель шириной 10^′′), диапазон длин

вочной лампы на момент наблюдений (это было

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

СИМБИОТИЧЕСКАЯ ПРИРОДА

(a)

(b)

0.35

0.40

0.05

0.45

0.10

0.50

0.55

0.15

0.60

0.20

0.65

0.25

0.70

0.30

100

120

140

Время, мин

Рис. 1. Кривая блеска CSS 1102 в полосе B (точки) по данным, полученным во время мониторинга: (а) — 1 сентября

2020 г., (b) — 10 июля 2021 г. Звездочками и треугольниками обозначены измерения блеска для звезд сравнения.

исправлено в мае 2021 г.), сильному блендиро-

подходит для исследования неправильных вариа-

ванию линий калибровочной лампы, а главное —

ций блеска, в частности, его применили Заманов и

отсутствию ярких линий неба (за исключением

Брух (1998) для определения параметров фликкер-

линии 5577˚A), по которым можно скорректировать

эффекта у симбиотической звезды T CrB.

ошибки, возникающие из-за деформаций прибора.

Быстрая переменность блеска имеет неболь-

Все спектры были исправлены за межзвезд-

шую относительную амплитуду и может иметь

ное поглощение. Избытки цвета для CSS 1102

несколько нестабильных периодов, поэтому при

E_B-V = 0.16 и для HD64332 E_B-V = 0.06 были

усреднении по всей кривой блеска спектральная

взяты из работы Грина и др. (2019).

плотность фликкер-эффекта мала. Также необхо-

димо учитывать спектр окна, так как наблюдения

проводились с экспозицией 40 с, а длина иско-

АНАЛИЗ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ

мых периодов составляет от нескольких минут до

НАБЛЮДЕНИЙ

1 ч. Таким образом, в спектре появляются лож-

ные пики, усложняющие поиск истинного периода

По данным наблюдений было сделано 285 из-

фликкер-эффекта. Для более уверенного выделе-

мерений блеска CSS 1102 c фотометрическими

ния периода он сначала определялся с помощью

погрешностями 0.01^m-0.03^m. Относительно боль-

вейвлет-преобразования, а затем уточнялся с по-

шая погрешность наблюдений связана с малой

мощью дискретного преобразования Фурье.

высотой объекта во время наблюдений даже в

верхней кульминации (склонение звезды -21^◦).

Кривая блеска за период — гладкая функция,

Звездные величины стандартов в полосах Rc и

поэтому для поиска периода использовался глад-

Ic были пересчитаны из приведенных в каталоге

кий базисный вейвлет “Мексиканская шляпа”,

APASS (Хенден и др., 2009) звездных величин в

полосах r^′ и i^′ по формулам из работы Джестер

и др. (2005). Результаты фотометрии приведены в

Таблица 1. Блеск CSS 1102 в полосах B, V , Rc, Ic

табл. 1. Видно, что за время между наблюдениями

(около 2 мес) CSS 1102 изменила блеск в полосах

Полоса

01.09.2020

27.10.2020

B, V , Rc примерно на 0.2^m, а в полосе Ic на 0.08^m.

14.45 ± 0.01

14.22 ± 0.01

Определение характерного времени фликкер-

эффекта по данным мониторинга (соответствую-

12.87 ± 0.01

12.65 ± 0.01

щие кривые блеска приведены на рис. 1) проводи-

лось с помощью фурье-анализа и вейвлет-анализа

12.03 ± 0.02

11.85 ± 0.01

(аппарат последнего был разработан А. Гроссма-

10.89 ± 0.03

10.81 ± 0.03

ном и Дж. Морле, 1984). Вейвлет-анализ лучше

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

МАСЛЕННИКОВА и др.

0.8

0.7

0.6

0.5

0.4

0.3

0.2

0.1

100

120

140

Частота, сут¹

Рис. 2. Спектр мощности кривой блеска CSS 1102 по данным мониторинга 10

июля

2021 г. Черные вертикальные

линии — периоды фликкер-эффекта. Серые линии — найденные ложные периоды.

(a)

(b)

0.136

0.102

0.068

0.034

0.068 20

0.068

0.102

0.136

0.170

Время, мин

Рис. 3. Коэффициентывейвлет-преобразованияпо данным, полученнымво время мониторинга10 июля 2021 г.: (a) — для

CSS 1102 (хорошо видно характерное время изменения блеска — около 50 мин и около 10 мин), (b) — для контрольной

звезды.

который описывается функцией ψ(x) = (x² -

тичному отклонению блеска контрольных звезд

- 1)e-x2/². Фурье-анализ (рис. 2) и вейвлет-

от среднего значения). На рис. 3b для сравнения

показан результат вейвлет-анализа кривой блеска

анализ (рис. 3a) кривой блеска CSS 1102 пока-

контрольной звезды, из которого следует, что

зали, что 10 июля 2021 г. фликкер-эффект имел

два периода: 48 и 10 мин. При этом характерная

данного периода у нее не наблюдается. По кривой

амплитуда фликкер-эффекта в полосе B составила

блеска в полосе B 1 сентября 2020 г. у CSS 1102

0.04^m и

0.02^m соответственно (при точности

был обнаружен фликкер-эффект с похожим харак-

фотометрии 0.011^m, оцененной по среднеквадра-

терным временем изменения блеска в 45-50 мин.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

СИМБИОТИЧЕСКАЯ ПРИРОДА

10¹³

10¹⁴

10¹⁵

3500

4000

4500

5000

5500

6000

6500

7000

7500

, Å

Рис. 4. Исправленный за межзвездное покраснение наблюдаемый (серая линия) и смоделированный (черная линия)

спектры CSS 1102 и спектры отдельных компонентов системы: пунктирная линия — холодный компонент (HD64332),

штриховая линия — аккреционный диск, штрихпунктирная линия — туманность.

Амплитуда фликкер-эффекта составила

0.04^m

наблюдаются сильные полосы TiO (λ 5847, 7054

(при точности фотометрии 0.010^m, оцененной по

и др.), которые в ранних подклассах S-звезд ис-

контрольным звездам).

пользуются в качестве температурных критериев.

Молекулярная полоса YO λ 6132 также хорошо

заметна. Такой спектр свидетельствует о том, что

АНАЛИЗ СПЕКТРА И МОДЕЛИРОВАНИЕ

красный гигант находится на стадии, когда про-

РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ

исходит обогащение его атмосферы элементами s-

CSS 1102 ранее была известна как одиночная

процесса. Что, в свою очередь, приводит к измене-

S-звезда (МакКонелл, 1982). Однако наличие в

нию спектрального класса от первоначального M

спектре эмиссионных линий и коротковолнового

через промежуточный MS класс к S классу (а в

избытка излучения (рис. 4) позволяет предполо-

дальнейшем и к углеродной звезде спектрального

жить, что звезда является симбиотической двой-

класса C).

ной (подробности см. ниже). Хорошее совпаде-

Сравнение распределения энергии в спектрах

ние спектров CSS 1102 и S-звезды HD64332 на

CSS 1102 и абсолютно черного тела с T_eff = 3400 K

длинах волн >4500

A позволяет нам предполо-

в ИК-диапазоне (рис. 5) показывает отсутствие

жить, что холодный компонент CSS 1102 отно-

ИК-избытка излучения в спектре CSS 1102 и,

сится к циркониевым звездам спектрального клас-

следовательно, отсутствие околозвездной пылевой

са S4.5/2 (эффективная температура примерно

оболочки. Поэтому CSS 1102 следует отнести к S-

3400 K). Кроме того, отношение наблюдаемых по-

типу (от “stellar”) по классификации ИК-спектров

токов и хорошо известное расстояние до HD64332

СЗ.

(612 пк, согласно Бейлер-Джонсу и др., 2021)

позволяют получить оценку расстояния до иссле-

Линейчатый эмиссионный спектр CSS 1102

дуемого объекта — 5 кпк. Поэтому в дальнейшем

представляется достаточно бедным. В нем доми-

для моделирования спектра холодного компонента

нируют линии Бальмеровской серии водорода. Из-

CSS 1102 был взят спектр HD64332, нормиро-

меренные потоки в данных линиях представлены

ванный так, чтобы среднеквадратичное отклонение

в табл. 2. При измерениях континуумом для Hα,

в диапазоне длин волн 6000-6200

было наи-

Hβ, Hγ считался спектр HD64332, полученный c

меньшим, а расстояние до CSS 1102 принималось

щелью 10^′′. Ошибки измерения потоков в линиях

равным 5 кпк.

вызваны неопределенностью в уровне континуума,

В абсорбционном спектре CSS 1102, помимо

особенно они велики для слабых линий. Отметим

молекулярных полос ZrO (λ 6345, 6473 и др.), тот факт, что у многих одиночных S-звезд также

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

МАСЛЕННИКОВА и др.

10¹³

10¹⁴

10¹⁵

10¹⁶

10¹⁷

10⁴

10⁵

, Å

Рис. 5. Исправленный за межзвездное покраснение спектр (сплошная линия) и потоки в ближнем и среднем ИК-

диапазонах для CSS 1102 по данным из каталогов VizieR (точки). Штриховой линией показано распределение энергии в

спектре абсолютно черного тела с T_eff = 3400 K.

наблюдаются эмиссии водорода (особенно, если S-

К сожалению, в спектре отсутствуют линии

звезда является миридой). Но Бальмеровский де-

ионов с высокими потенциалами ионизации (на-

кремент в случае CSS 1102 (Hγ/Hβ = 0.42 ± 0.08,

пример, HeII λ 4686), что не позволяет нам опре-

Hδ/Hβ = 0.29 ± 0.09) свидетельствует о том, что

делить температуру горячего компонента системы.

линии водорода образуются именно в туманности.

Мы можем дать лишь грубую оценку 40 000 ≤

Помимо этого в спектре объекта присутствуют

≤ T_hot < 55000 K (см. работу Мурсета и Нуссба-

линии HeI, а также слабые запрещенные линии

умера, 1994, по температурным критериям горячих

[NeIII], что подтверждает предположение о сим-

компонентов СЗ). Отметим, что излучение горячего

биотической природе объекта CSS 1102.

компонента с указанной температурой не заметно

в оптическом диапазоне длин волн и может на-

блюдаться только в дальнем УФ-диапазоне. Это

Таблица 2. Потоки в эмиссионных линиях в единицах

обычная ситуация для СЗ в спокойном состоянии.

10-14 эрг/(см2 c) в спектре CSS 1102, полученном

На рис.

представлены профили наиболее

31.08.2020 г.

сильной эмиссионной линии в спектре CSS 1102 —

линии Hα, полученные 31.08.2020 г. и 28.10.2020 г.

Линия

Поток

Они имеют асимметричный вид: в синем крыле

линии присутствует хорошо заметный допол-

Hα

181 ± 9

нительный компонент. Несимметричная форма

профилей эмиссионных линий часто встречается

He I (5876A)

5.1 ± 1.8

у симбиотических звезд и отражает сложную

структуру туманности. Наблюдаемый профиль

Hβ

31.5 ± 1.0

хорошо аппроксимируется суммой двух профилей

Фойгта с добавкой 31.08.2020 г. третьего сла-

Hγ

14.4 ± 2.2

бого компонента в красном крыле. Наблюдается

Hδ

8.6 ± 1.9

некоторая переменность линии Hα: 28.10.2020 г.

поток в линии уменьшился примерно на 25% по

He I (4026A)

2.0 ± 1.5

сравнению с предыдущей датой (табл. 2). Лучевые

скорости обоих компонентов при этом в спектрах

Hζ

5.3 ± 2.0

от 31.08.2020 г. и 28.10.2020 г. с точностью до

ошибок измерения

(15

км/с, см. раздел “На-

[Ne III] (3869A)

1.1 ± 0.8

блюдения”) совпадают: скорость центрального

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

СИМБИОТИЧЕСКАЯ ПРИРОДА

1e-13

4.0

3.5

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

6555

6560

6565

6570

6575

6580

6555

6560

6565

6570

6575

6580

, Å

Рис. 6. ПрофилилинииHα в спектрах31.08.2020 г. (левая панель) и 28.10.2020 г. (правая панель). Уровень непрерывного

спектра соответствует нулевому значению потока. Точками представлены наблюдательные данные, сплошная линия —

результат аппроксимации отдельными компонентами, представленными профилями Фойгта (штриховые линии).

компонента линии Hα 197 и 199 км/с, а голубого

что в системе CSS 1102 вокруг горячего компо-

компонента — 55 и 50 км/с. Лучевые скорости

нента существует аккреционный диск — так назы-

холодного компонента, определенные по абсорб-

ваемый теплый компонент. На рис. 4 разными ли-

ниями показаны распределения энергии в спектрах

ционному спектру, в эти даты равны 166 и 179 км/с.

различных компонентов: холодного компонента —

Получившаяся разность скоростей центрального

звезды спектрального класса S4.5/2, туманности с

компонента линии Hα и красного гиганта (20-

электронной температурой T_e = 10 000 K и мерой

км/с) характерна для суммы орбитальных

эмиссии 1.5 × 10¹³ см-5 и аккреционного диска.

скоростей компонентов симбиотических двойных

с периодами в несколько лет (Фекел и др., 2001).

Модельное распределение энергии в спектре

В спокойном состоянии распределение энергии

аккреционного диска рассчитывалось по форму-

лам, представленным в работе Тайленда (1977):

в широком спектральном диапазоне (от УФ до ИК)

для большинства симбиотических систем хорошо

∫

описывается в рамках стандартной трехкомпонент-

2hc²

2πR

Fdisk(λ) =

sin(i)

(

) dR,

ной модели: холодный компонент, горячий компо-

λ⁵d²

нент и туманность. Причем в оптическом диапазоне

R₁

exp

-1

λkT (R)

заметно излучение только от холодного компонента

[

)0.25

и туманности (линии и континуум). Горячий компо-

⁽R₁

⁽R₁)0.5]0.25

нент, чей максимум излучения находится в далекой

T (R) = T₀

УФ-области, дает пренебрежимо малую добавку.

Однако встречаются объекты (например, T CrB,

где R₁ — радиус горячего компонента, R_disk —

RS Oph, CH Cyg, Заманов и др., 2016, 2018), у

внешний радиус диска, d — расстояние до системы,

которых даже в промежутках между вспышками в

i —угол наклона к лучу зрения. Предполагалось,

оптическом диапазоне наблюдается дополнитель-

что внутренний радиус аккреционного диска равен

ный источник излучения (аккреционный диск).

радиусу горячего компонента, а внешний радиус

На рис. 4 приведены спектр CSS 1102 и спектр

много больше радиуса горячего компонента, по-

звезды сравнения HD64332. Видно, что при совпа-

этому верхний предел интегрирования принимался

дении спектров в визуальном и красном диапазонах

равным 50R₁ (Татарникова и др., 2009). Модельное

длин волн спектры в синем и УФ-диапазонах су-

распределение энергии в спектре аккреционного

щественно отличаются. Учет излучения туманности

диска, представленное на рис. 4, рассчитано при

в непрерывном спектре не позволяет полностью

следующих параметрах: расстояние до CSS 1102

объяснить это различие. Таким образом, в ука-

составляет d = 5 кпк, R₁ = 0.05 R_⊙, температура

занном диапазоне заметен избыток излучения. По

T₀ = 23000 K, i = 45^◦. Отметим, что модельная

аналогии с другими СЗ, в спектре которых так же

кривая не противоречит наблюдениям при значени-

наблюдается такой избыток, можно предположить,

ях параметров из достаточно широких интервалов:

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

МАСЛЕННИКОВА и др.

R₁ = 0.01-0.14 R_⊙, температура T₀ = 18000-

S4.5/2 с абсолютной звездной величиной M_V =

60000 K, i > 15^◦ (величина угла i ограничена снизу,

= -1.5, туманность с электронной температурой

так как у системы наблюдается фликкер-эффект,

T_e = 10000 K и мерой эмиссии 1.5 × 10¹³ см-5 и

а значит, видна внутренняя часть диска). Это

аккреционный диск с T₀ = 18 000-60 000 K, внут-

связано с тем, что излучение аккреционного диска

ренним радиусом R₁ = 0.01-0.14 R_⊙ и i > 15^◦

у CSS 1102 заметно лишь в малом интервале длин

(светимость L ≈ 20-200 L_⊙).

волн полученных спектров.

По фотометрическим наблюдениям в полосах

При расчете светимости диска считалось, что

B, V , Rc, Ic 1 сентября и 27 октября 2020 г. были

аккреционный диск геометрически тонкий. Тогда по

получены оценки блеска CSS 1102 (результаты

формуле

приведены в табл. 1). За 57 дней блеск звезды

изменился в полосах B, V , Rc примерно на 0.2^m,

∫

в полосе Ic — на 0.08^m.

L=2

σT(R)⁴2πRdR

По мониторингам в полосе B, проведенным

R₁

1 сентября 2020 г. и 10 июля 2021 г., у CSS 1102

был обнаружен фликкер-эффект — редкое явле-

находим светимость диска L ≈ 20-200 L_⊙ (для

ние у симбиотических звезд. Характерная величина

приведенного выше диапазона параметров).

изменения блеска 1 сентября 2020 г. 0.043^m ±

Как было сказано ранее, ответственными за

± 0.010^m, при характерном времени переменности

быструю переменность блеска системы могут быть

37 мин. Фликкер-эффект имел 10 июля 2021 г. два

горячий компонент или аккреционный диск. В слу-

периода: 48 мин (ΔB = 0.039^m ± 0.011^m) и 10 мин

чае CSS 1102 горячий компонент можно исклю-

(ΔB = 0.022^m ± 0.011^m). Исследования спектра

чить из рассмотрения, так как его вклад в суммар-

показали, что быстрая переменность CSS 1102

ный поток в полосе B мал, а амплитуда наблюда-

может быть связана с наличием аккреционного

емого фликкер-эффекта составляет как минимум

диска в системе.

несколько процентов. Кроме того, наличие широ-

Работа выполнена при частичной поддерж-

ких пиков в спектре мощности на рис. 2 указывает

ке междисциплинарной научно-образовательной

на аккреционную природу эффекта.

школы Московского университета

“Фундамен-

По спектру, представленному на рис. 4, можно

тальные и прикладные исследования космоса”.

оценить вклад различных компонентов в из-

Н.А. Масленникова, А.М. Татарников и А.В. До-

лучение системы в полосе пропускания филь-

дин благодарят Российский научный фонд (грант

тра B (3900-4900˚A): аккреционный диск 5.0 ×

№ 17-12-01241) за финансовую поддержку насто-

× 10-13

эрг/(см²

c),

туманность — 3.1 ×

ящей работы (обработка наблюдений, моделиро-

вание). Авторы благодарят команду проекта Gaia

×10-14 эрг/(см² c), холодный компонент — 1.4 ×

за возможность использования данных проекта.

× 10-12

эрг/(см²

c). Согласно данным фото-

В данной работе использовалась система доступа

метрических наблюдений, амплитуда фликкер-

к каталогам VizieR, CDS, Страсбург, Франция

эффекта составляла примерно 0.04^m (01.09.2020 г.

(DOI: 10.26093/cds/vizier).

и 10.07.2021 г.) и примерно 0.02^m (10.07.2021 г.).

Следовательно, относительное изменение потока

излучения аккреционного диска составляло соот-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ветственно 16, 14 и 8%.

1. Бейлер-Джонс и др. (C.A.L. Bailer-Jones,

J. Rybizki, M. Fouesneau, M. Demleitner, and

R. Andrae), Astron. J. 161, 147 (2021).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

2. Бердников Л.Н., Белинский А.А., Шатский Н.И.,

На основе спектров, полученных 31 августа и

Бурлак М.А., Иконникова Н.П., Мишин Е.О., Че-

28 октября 2020 г. на 2.5-м телескопе КГО со

рясов Д.В., Жуйко С.В., Астрон. журн. 97, 284

(2020).

спектрографом TDS, можно сделать вывод, что

3. Боярчук А.А., Астрон. журн. 44, 1016 (1967).

CSS 1102 является симбиотической звездой. Дан-

4. Команда Gaia, Браун и др. (Gaia Collaboration,

ные инфракрасных наблюдений, представленные

A.G.A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J.H.J.

в каталогах VizieR (Оксенбейн и др., 2000), по-

de Bruijne, C. Babusiaux, C.A.L. Bailer-Jones,

казывают отсутствие ИК-избытка в распределе-

M. Biermann, et al.), Astron. Astrophys. 616, A1

нии энергии, что позволяет отнести CSS 1102 к

(2018).

подклассу симбиотических звезд S-типа (“stellar”).

5. Грин и др. (G.M. Green, E. Schlafly, C. Zucker,

При моделировании распределения энергии была

J.S. Speagle, and D. Finkbeiner), Astron. J. 887, 27

получена оценка расстояния до системы 5 кпк и

(2019).

определены параметры компонентов системы: хо-

6. Гроссманн, Морле (A. Grossmann and J. Morlet),

лодный компонент — звезда спектрального класса

SIAM J. Math. Anal. 15, 723 (1984).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

СИМБИОТИЧЕСКАЯ ПРИРОДА

7. Джестер и др. (S. Jester, D.P. Schneider,

18. Оке (J.B. Oke), Astron. J. 99, 1621 (1990).

G.T. Richards, R.F. Green, M. Schmidt, P.B. Hall,

19. Оксенбейн и др. (F. Ochsenbein, P. Bauer, and

M.A. Strauss, B. Vanden, et al.), Astron. J. 130, 873

J. Marcout), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 143, 23

(2005).

(2000).

8. Заманов, Брух (R.K. Zamanov and A. Bruch),

Astron. Astrophys. 338, 988 (1998).

20. Потанин С.А., Белинский А.А., Додин А.В., Жел-

9. Заманов и др. (R.K. Zamanov, S. Boeva, G. Latev,

тоухов С.Г., Ландер В.Ю., Постнов К.А., Сав-

J.L. Sokoloski, K.A. Stoyanov, V. Genkov,

вин А.Д., Татарников А.М. и др., Письма в Астрон.

S.V. Tsvetkova, T. Tomov, et al.), MNRAS: Lett.

журн. 46, 894 (2020) [S.A. Potanin et al., Astron.

457, L10 (2016).

Lrtt. 46, 837 (2020)].

10. Заманов и др. (R.K. Zamanov, S. Boeva, G.Y. Latev,

J. Mart, D. Boneva, B. Spassov, Y. Nikolov,

21. Соколоски и др. (J.L. Sokoloski, L. Bildsten, and

M.F. Bode, et al.), MNRAS 480, 1363 (2018).

W.C.G. Ho), MNRAS 326, 553 (2001).

11. Кандер и др. (A. Kunder, G. Kordopatis,

M. Steinmetz, T. Zwitter, P.J. McMillan,

22. Стивенсон (C.B. Stephenson), Publications of the

L. Casagrande, H. Enke, J. Wojno, et al.), Astron. J.

Warner & Swasey Observatory (1984).

153, 75 (2017).

23. Тайленда(R. Tylenda), Astrophys. Space Sci. Lib. 65,

12. Кафка (S. Kafka), Observations from the AAVSO

57 (1977).

International

Database, https://www.aavso.org

(2021).

24. Татарникова А.А., Татарников А.М., Есипов В.Ф.,

13. Кинан, Бешар (P.C. Keenan and P.C. Boeshaar),

Колотилов Е.А., Письма в Астрон. журн. 35, 206

Astroph. J. Suppl. Ser. 43, 379 (1980).

(2009) [A.A. Tatarnikova et al., Astron. Lett. 35, 182

14. Колотилов Е.А. Шенаврин В.И., Шугаров С.Ю.,

(2009)].

Юдин Б.Ф., Астрон. журн. 80, 845 (2003).

15. Кузинс (A.W.J. Cousins), Mem. Royal Astron. Soc.

25. Хенден и др. (A.A. Henden, M. Templeton, D. Terrell,

81, 25 (1976).

T.C. Smith, S. Levine, and D. Welch), VizieR Online

16. МакКонелл (D.J. MacConnell), Astron. Astroph

Data Catalog: AAVSO Photometric All Sky Survey

Suppl. Ser. 48, 355 (1982).

(APASS) DR9 (2016).

17. Мурсет,

Нуссбаумер (U.

Murset

and

26. Фекел и др. (F.C. Fekel, K.H. Hinkle, R.R. Joyce, and

H. Nussbaumer), Astron. Astrophys.

282,

586

(1994).

M.F. Skrutskie), Astron. J. 121, 2 219 (2001).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022