ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 6, с. 430-444

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

И КРАТКОВРЕМЕННОЕ ПРОСВЕТЛЕНИЕ ПЫЛЕВОЙ

ОБОЛОЧКИ В 2019 ГОДУ

А. М. Татарников¹, Д. Ю. Цветков¹, А. А. Белинский¹, Н. Н. Павлюк¹, С. Ю. Шугаров^1,2

¹Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга

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

²Астрономический институт Академии наук Словакии, Татранска Ломница, Словакия

Поступила в редакцию 14.03.2022 г.

После доработки 29.03.2022 г.; принята к публикации 30.03.2022 г.

Представлены результаты нового этапа многолетнего фотометрического исследования FG Sge —

быстро эволюционирующего ядра планетарной туманности Hen 1-5. Наши новые наблюдения в

оптической (BV R_CI_C) и инфракрасной (ИК) (JHKLM) областях за 2008-2021 гг. и 2013-2021 гг.

соответственно, выполненные на телескопах ГАИШ МГУ, позволили проследить изменение блеска

звезды в последние годы. Наиболее значимыми оказались наблюдения в 2019 г., когда звезда испытала

на короткий срок просветление пылевой оболочки и оказалась доступной для наблюдений в полосах

BV R_C. По распределениюэнергии в спектре FG Sge в ярком состоянии блеска в диапазоне 0.4-5 мкм

получены параметры пылевой оболочки: размер пылевых частиц a = 0.01 мкм, температура пыли на

внутреннем крае T_dust = 900 K, оптическая толща τ(K) = 0.5 (τ(V ) = 4.5), масса пыли в оболочке

M_dust = 7 × 10-5M_⊙. После кратковременного просветления пылевой оболочки в 2019 г. произошел

сброс новой пылевой структуры, который привел к ослаблению блеска FG Sge во всем наблюдаемом

нами диапазоне длин волн. По кривым блеска и показателям цвета в ИК-диапазоне получена оценка

роста оптической толщи пылевой оболочки в 2019-2020 гг.

Ключевые слова: переменные звезды, фотометрические наблюдения, ядра планетарных туманностей,

эволюция, пылевые оболочки, FG Sge.

DOI: 10.31857/S0320010822060018

ВВЕДЕНИЕ

звезд типа R CrB с мощными пылевыми выброса-

ми, продолжающуюся и сейчас. Фотометрические

Уникальное ядро планетарной туманности He1-

наблюдения звезды после 1992 г. (Вудвард и др.,

5 —быстро эволюционирующая переменная звез-

1993; Архипова и др., 1994, 1996, 2003, 2009;

да FG Стрелы — более 100 лет находится в ста-

дии возвращения с классического эволюционного

Гонсалес и др., 1998; Татарников, Юдин, 1998;

трека центральных звезд планетарных туманностей

Татарников и др., 1998; Архипова и др., Таранова,

на асимптотическую ветвь гигантов. Это событие

Шенаврин, 2002, 2013; Розенбуш, Ефимов, 2015)

обусловлено, согласно современным представле-

четко показали формирование пылевой оболочки

ниям, последней гелиевой вспышкой оболочечно-

вокруг звезды в результате конденсации пыли в

го источника звезды, в результате которой звезда

веществе, сбрасываемом звездой.

стремительно начала охлаждаться и увеличивать-

В 2019

г. опубликована работа Ю.А. Фа-

ся в размерах при практически постоянной боло-

деева (Фадеев,

2019), посвященная эволюции

метрической светимости. Многолетние наблюде-

звезд I типа населения с массой на началь-

ния звезды позволили заключить, что FG Стрелы

ной главной последовательности в пределах

на этом пути прошла последовательность сверх-

1M_⊙ < M_ZAMS < 1.5M_⊙ до стадии белого карли-

гигантов от спектрального класса В до К, став

пульсирующей переменной при прохождении поло-

ка. В ней показано, что последняя гелиевая вспыш-

сы нестабильности, а в 1992 г. вступила в стадию

ка типа LTP на post-AGB стадии возникает у звезд

в очень узком интервале масс 1.30-1.32M_⊙. Рас-

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

считанную модель применили к эволюции FG Sge

430

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

431

ПЗС-матрицами Apogee AP-47p (C60a), FLI PL

4022 (C60b) и Aspen CG42 (C60c). Большой мас-

сив данных в фотометрических полосах системы

Джонсона-Кузинса BV R_C I_C в 2019-2021 гг. был

получен с помощью нового телескопа RC600 Кав-

казской горной обсерватории (КГО) ГАИШ МГУ,

var

оснащенного ПЗС-камерой Andor iKon-L (2048 ×

× 2048 пикселей, размер пикселя 13.5 мк, масштаб

0.67 угл. сек на пиксель) (подробнее см. Бердников

и др., 2020). Наблюдения и первичная обработка

кадров, включающая исправление за темновой ток,

нулевой уровень и плоское поле, проводились с

помощью программы Maxim DL-6.

Рис. 1. Изображение окрестностей FG Sge (var) с от-

FG Sge существенно меняет свой блеск, по-

меченными звездами сравнения на снимке, полученном

31 июля 2019 г. на телескопе RC600 в полосе RC.

этому в качестве фотометрических стандартов

при разном уровне блеска звезды использова-

для сравнения с наблюдательными оценками пе-

лись разные звезды сравнения. Для измерения

риода ее пульсаций в разные годы. Максимальное

блеска FG Sge в ее ярком состоянии в основ-

значение периода P = 117 дней, определенное

ном использовался оптический спутник (2MASS

для эволюционного трека с массой на начальной

20115664+2020031) на расстоянии 7^′′ к востоку

главной последовательности M_ZAMS = 1.3M_⊙ при

от нее. Звездные величины спутника ранее были

параметре овершутинга f = 0.016, согласуется с

определены Архиповой и др. (2003). Принятые

периодом P = 115 дней (Архипова и др., 2003),

окончательные величины для спутника, а также

полученным из наблюдений после 1992 г. Кроме

для более слабых звезд сравнения приведены в

того, в работе определены значения современной

табл. 1. На рис. 1 изображены окрестности FG Sge

массы звезды M = 0.565M_⊙, температуры T_∗ =

с отмеченными звездами сравнения.

= 4445 K и радиуса R_∗ = 126R_⊙.

Цветовые поправки, переводящие наблюдения

В настоящей работе мы представляем много-

из инструментальных систем в стандартные в по-

цветные наблюдения FG Sge, выполненные нами

лосах B, V , R_C и I_C , для некоторых вышепере-

на нескольких телескопах ГАИШ МГУ в 2008-

численных комбинаций телескоп-фильтр-камера

2021 гг. в диапазоне длин волн от 0.4 до 5 мкм, и

вычислялись по уравнениям из работы Цветкова и

некоторые события в ее истории в последние годы.

др. (2006).

Наблюдения, полученные в 2019-2021 гг. на

телескопе RC600, были переведены в стандартную

НАБЛЮДЕНИЯ

систему Джонсона-Кузинса с помощью следую-

BV R_CI_C-фотометрия в 2008-2021 гг.

щих уравнений:

b = B - 0.061(B - V ),

(1)

Фотометрические наблюдения FG Sge в 2008-

2021 гг. проводились нами на нескольких теле-

v = V + 0.027(B - V ),

скопах с разными ПЗС-приемниками. В 2009-

r = R_C + 0.076(V - R_C),

2015 гг. часть данных получена на 70-см рефлек-

i = I_C + 0.074(R_C - I_C),

торе АЗТ-2 в Москве с помощью ПЗС-камеры

Apogee Ap-7p (M70). Кроме того, в 2008-2019 гг.

где bvri — инструментальные, а BV R_C I_C — стан-

для наблюдений был задействован 60-см рефлек-

дартные величины. Уравнения системы получе-

тор Цейсс-2 Крымской астрономической стан-

ны по снимкам скопления M67 с использованием

ции ГАИШ МГУ, оборудованный в разные годы

стандартов из работы Шевалье и Иловайского

(1991).

Обработка наблюдений производилась апер-

Таблица 1. Звезды сравнения

турным методом с помощью программы В.П. Го-

ранского WinFITS. Точность оценок блеска со-

Обозначение

R_C

ставляет около 0m. 005 в ярком состоянии и при

13.84

12.33

11.54

10.77

хорошем качестве изображений и не превышает

16.18

15.39

14.97

14.63

. 10 в глубоких минимумах блеска.

В табл. 2 представлены оценки блеска FG Sge,

16.22

14.64

13.80

12.98

полученные в 2008-2021 гг. на телескопах ГАИШ

15.92

15.06

14.61

14.11

МГУ.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

432

АРХИПОВА и др.

Таблица 2. Фотометрические наблюдения FG Sge в 2008-2021 гг.

Телескоп +

R_C

+ камера

2454781.17

16.973

15.047

C60a

2454787.18

18.418

17.264

15.047

C60a

2454795.15

17.394

14.907

C60a

2454956.45

15.707

M70

2455001.37

18.163

15.207

C60a

2455009.42

15.607

C60a

2455043.40

15.907

M70

2455054.36

15.807

M70

2455076.29

18.722

16.107

M70

2455145.20

18.843

16.007

C60a

2455367.52

17.628

15.823

13.457

C60a

2455407.51

16.183

13.987

C60a

2455448.34

16.995

14.832

12.777

M70

2455454.37

16.666

14.482

12.455

M70

2455474.27

16.405

14.502

12.207

M70

2455477.29

16.425

14.642

12.247

M70

2455488.28

16.715

14.882

12.487

M70

2455494.26

16.525

14.812

12.607

M70

2455501.22

16.655

14.842

12.607

M70

2455514.21

16.248

14.614

12.657

C60a

2455518.21

16.268

14.714

12.727

C60a

2455525.20

16.418

15.163

13.257

C60a

2455678.51

15.607

M70

2455701.46

15.907

M70

2455712.45

15.927

M70

2455725.52

15.887

C60a

2455726.53

15.847

C60a

2455728.49

15.867

C60a

2455732.51

15.727

C60a

2455744.36

18.264

15.607

C60a

2455749.38

18.633

15.707

C60a

2455753.43

18.823

15.747

C60a

2455755.38

18.644

15.667

C60a

2455757.39

18.733

15.657

C60a

2455783.45

18.573

15.507

C60a

2455789.41

18.453

15.667

C60a

2455874.21

15.897

C60a

2455879.20

15.857

C60a

2456118.48

16.836

C60a

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 48

№6

2022

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

433

Таблица 2. Продолжение

Телескоп +

R_C

+ камера

2456447.44

17.872

15.599

M70

2456490.39

17.944

15.137

C60a

2456492.44

17.964

15.207

C60a

2456493.47

17.994

15.137

C60a

2456532.32

17.834

15.117

C60a

2456537.37

17.843

15.247

C60a

2456921.42

17.067

M70

2456937.45

17.027

M70

2456967.22

17.167

C60a

2457253.43

17.273

14.886

C60b

2457257.31

16.649

14.311

C60b

2457330.12

16.695

14.432

12.167

M70

2457333.11

16.715

14.532

12.277

M70

2457340.28

17.360

15.030

13.230

C60b

2457344.14

17.201

15.333

13.090

C60b

2457355.50

16.202

13.577

M70

2457602.50

16.460

C60b

2457978.29

16.282

C60c

2457992.27

16.447

C60c

2458338.37

16.665

14.687

12.974

C60c

2458340.28

19.169

16.431

14.506

12.818

C60c

2458360.43

14.358

12.789

C60c

2458361.49

16.335

14.459

12.871

C60c

2458362.47

16.417

14.556

12.970

C60c

2458369.30

16.956

15.161

13.502

C60c

2458371.38

17.012

15.246

13.584

C60c

2458379.36

17.234

15.451

13.741

C60c

2458380.39

17.267

15.456

13.730

C60c

2458618.49

16.228

13.231

11.508

10.049

C60c

2458634.50

16.428

13.198

11.498

10.072

RC600

2458635.50

16.471

13.319

11.550

10.133

RC600

2458642.50

16.608

13.514

11.742

10.315

RC600

2458650.41

16.851

13.839

12.035

10.582

RC600

2458657.38

17.102

14.093

12.321

10.849

RC600

2458662.45

17.286

14.329

12.581

11.130

RC600

2458666.42

17.552

14.595

12.845

11.370

RC600

2458667.39

17.563

14.645

12.899

11.425

RC600

2458668.40

17.697

14.737

12.969

11.500

RC600

2458669.46

17.729

14.809

13.045

11.558

RC600

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 48

№6

2022

434

АРХИПОВА и др.

Таблица 2. Продолжение

Телескоп +

R_C

+ камера

2458672.35

17.971

15.011

13.240

11.755

RC600

2458675.45

18.095

15.183

13.401

12.046

RC600

2458679.41

18.298

15.422

13.686

12.318

RC600

2458691.52

15.165

13.665

RC600

2458693.42

19.956

17.171

15.350

13.842

RC600

2458694.35

17.251

15.641

13.959

RC600

2458696.40

17.635

15.882

14.322

RC600

2458699.50

17.95

16.380

14.704

RC600

2458703.48

14.918

RC600

2458707.38

15.018

RC600

2458708.32

18.729

17.044

15.026

RC600

2458711.40

18.629

17.224

15.086

RC600

2458716.40

17.535

RC600

2458718.43

17.738

15.672

RC600

2458719.33

17.898

RC600

2458722.40

17.718

RC600

2458724.40

17.788

16.124

RC600

2458727.40

17.932

RC600

2458730.40

17.942

16.155

RC600

2458732.35

18.173

16.144

RC600

2458740.40

18.202

16.032

RC600

2458741.27

18.198

16.096

RC600

2458742.43

18.142

16.032

RC600

2458744.35

16.068

RC600

2458745.30

16.044

RC600

2458749.37

16.218

RC600

2458750.24

18.124

16.148

RC600

2458761.22

18.006

16.163

RC600

2458766.25

18.107

16.372

RC600

2458767.22

16.291

RC600

2458769.22

16.513

RC600

2458770.33

17.958

16.458

RC600

2458771.30

18.106

16.458

RC600

2458773.22

18.136

16.500

RC600

2458774.25

16.632

RC600

2458777.17

16.650

RC600

2458778.25

18.116

16.650

RC600

2458779.20

18.304

16.748

RC600

2458780.23

18.345

16.720

RC600

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 48

№6

2022

436

АРХИПОВА и др.

Years

1990

1995

2000

2005

2010

2015

2020

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

4.0

48 000

50 000

52 000

54 000

56 000

58 000

JD 2400000+...

Рис. 2. Кривая блеска в полосе V и изменение показателя цвета B - V в 1992-2019 г. Новые данные располагаются

справа от вертикальной штриховой линии.

JHKLM-фотометрия в 2013-2021 гг.

работе (Архипова и др., 2009). Однако уже в 2010 г.

блеск V упал до 16^m и ниже, а в полосе B звезду

JHKLM-фотометрия FG Sge проводится с

удалось измерить лишь в 2019 г., и об этом будет

1985 г. на 125-см телескопе Крымской астроно-

рассказано далее.

мической станции ГАИШ МГУ с помощью InSb-

фотометра. Описание методики наблюдений, пара-

На рис. 3 показаны кривая блеска в полосе I и

метры аппаратуры и данные наблюдений за 1985-

изменение показателя цвета R - I за 1998-2020 гг.

по нашим данным из работ Архиповой и др. (2003,

2008 гг. можно найти в работе Шенаврина и др.

2009) и новым наблюдениям за 2008-2020 гг. По-

(2011). Результаты JHKLM-фотометрии FG Sge

следние были переведены из системы Кузинса в

в 2009-2013 гг. представлены в работе Тарановой

систему Джонсона с использованием уравнений из

и Шенаврина (2013). Новые наблюдения, получен-

работы Бесселя (1979) и поправок, полученных по

ные нами в 2013-2021 гг., приведены в табл. 3.

одновременным наблюдениям в полосах R_C и R.

В отличие от B и V наблюдений, в полосах R и I

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ

FG Sge все время оставалась доступной для наших

наблюдений, и на рис. 3 мы видим ее поведение в

На рис. 2 показаны кривая блеска в полосе V

этих фильтрах до и после 2009 г.: падение среднего

и изменение показателя цвета B - V за 1992-

2019 гг. по данным из наших работ в этом журнале

блеска I вплоть до 2019 г., взлет в 2019 г. до 10^m

за период с 1994 по 2009 г. и новым наблюдениям,

и ослабление до 18^m к началу 2020 г. Показатель

цвета R - I в среднем систематически краснел от

представленным в настоящей статье.

.5к2011г.,послечегоуменьшилсядо1m.5

С 1992 по 2009 г. звезда показывала в полосах

в начале наблюдений в 2019 г.

B и V колебания блеска с амплитудой от 2 до

8 звездных величин с тенденцией к уменьшению

Пульсационная активность звезды в R и I была

среднего блеска, присутствием периода 115 дней и

выражена почти так же, как в полосах V и B, од-

хорошо выраженным поголубением на его нисхо-

нако показатель цвета R - I не показывал явного

дящей ветви, что подробно обсуждалось в нашей

поголубения к минимуму блеска.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

437

Years

2000

2005

2010

2015

2020

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

51 000

52 000

53 000

54 000

55 000

56 000

57 000

58 000

59 000

JD 2400000+...

Рис. 3. Кривая блеска в полосе I и изменение показателя цвета R - I в 1998-2020 гг. Новые данные располагаются

справа от вертикальной штриховой линии.

На рис. 4 и 5 показаны изменения ИК-блеска и

. 0. Наблю-

цвета FG Sge за период с 1994 по 2021 г. по на-

дения 2021 г. показали незначительное поярчание

блюдениям из работ Шенаврина и др. (2011), Тара-

объекта в этих полосах.

новой и Шенаврина (2013) и нашим новым данным.

Подробное описание ИК-наблюдений FG Sge за

Как было показано в работе Тарановой и Шена-

период 1993-2013 гг. было представлено в работе

врина (2013) и на рис. 5, до 2013 г. наблюдалось

Тарановой и Шенаврина (2013).

монотонное покраснение источника в наблюдае-

В полосах J и H с 1994 по 2016 г. присут-

мом ИК-диапазоне 1.25-5 мкм. В JHK-полосах

ствовали большие колебания суммарного блеска,

покраснение было связано с ростом оптической

связанные как с самой пульсирующей переменной

толщи пылевой оболочки на луче зрения, а в более

звездой, так и с ее пылевой оболочкой, с выра-

далеком ИК-диапазоне 3.5-5 мкм — с удалени-

женным трендом вниз до H ∼ 11^m и J ∼ 13^m и

ем пылевых структур от нагревающей звезды и,

уменьшавшейся амплитудой колебаний.

как следствие, уменьшением температуры пылевой

После этого последовал подъем среднего блес-

оболочки.

ка в обеих полосах на 3m. 5-4^m к 2019 г. А в 2019 г.

После 2013 г. поведение показателей цвета H -

наблюдались стремительное падение блеска в по-

-K,K -LиL-M существенно изменилось.Так,

лосе H почти на 5 звездных величин и прекращение

видимости объекта в полосе J, что указывало на

с 2013 г. до начала 2019 г. H - K при колебаниях

сильный рост оптической толщи пылевой оболочки

с амплитудой до 1 звездной величины показал

в обоих фильтрах. В 2020 г. ослабление блеска

уменьшение среднего значения. В диапазоне 2.2-

в полосе H продолжались до рекордно низкого

5 мкм (KLM) также наблюдалось поголубение

значения 11m. 62, тогда как в 2021 г. блеск объекта

источника. В 2019-2020 гг. при стремительном

начал повышаться. В полосе K блеск повторил

ослаблении блеска во всех ИК-полосах показа-

историю полосы H.

тели цвета H - K, K - L и L - M значительно

В полосах L и M пылевая оболочка с 1994 г.

увеличились. В 2021 г. наблюдалось обратное яв-

поярчала к 2019 г. на 1m и 0m.8 соответственно, а ление —поголубение при повышении блеска.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

438

АРХИПОВА и др.

Таблица 3. JHKLM-фотометрия FG Sge в 2013-2021 гг.

σJ

σH

σK

σL

σM

2456467.5

10.65

0.06

9.27

0.03

6.89

0.01

3.81

0.01

2.89

0.02

2456472.5

10.84

0.08

9.18

0.03

6.88

0.01

3.84

0.01

2.88

0.01

2456485.5

11.09

0.07

9.38

0.01

6.92

0.01

3.82

0.01

2.90

0.01

2456492.4

10.78

0.07

9.09

0.02

6.94

0.01

3.91

0.01

2.92

0.01

2456514.4

11.44

0.06

9.58

0.02

7.07

0.01

3.91

0.01

3.02

0.02

2456524.4

11.43

0.07

9.74

0.03

7.10

0.01

3.85

0.01

2.86

0.01

2456587.2

10.99

0.11

9.82

0.06

7.36

0.01

4.01

0.01

2.88

0.02

2456591.2

11.02

0.06

10.01

0.04

7.35

0.01

3.99

0.01

2.91

0.02

2456848.5

10.58

0.12

8.01

0.01

4.27

0.02

3.17

0.03

2456876.4

10.74

0.09

10.13

0.08

8.07

0.02

4.36

0.02

3.08

0.02

2456937.3

10.89

0.06

8.12

0.02

4.31

0.02

3.17

0.02

2457205.4

10.88

0.11

8.21

0.02

4.31

0.01

3.10

0.02

2457241.4

10.33

0.05

7.90

0.01

4.33

0.02

3.12

0.02

2457265.3

8.83

0.02

7.11

0.01

4.08

0.01

2.94

0.02

2457289.3

11.13

0.09

9.30

0.07

7.30

0.01

4.10

0.01

2.91

0.02

2457328.2

9.84

0.02

8.43

0.02

6.77

0.01

3.93

0.01

2.97

0.02

2457561.5

12.48

0.23

9.82

0.04

7.14

0.01

3.78

0.01

2.76

0.01

2457586.5

10.54

0.06

9.14

0.04

7.03

0.02

3.85

0.02

2.70

0.02

2457620.4

9.62

0.04

7.28

0.01

3.87

0.02

2.86

0.02

2457643.4

10.57

0.06

9.13

0.02

7.28

0.01

3.89

0.01

2.85

0.02

2457943.5

9.49

0.04

7.02

0.01

3.76

0.01

2.65

0.01

2457970.5

9.44

0.02

6.85

0.01

3.68

0.01

2.68

0.01

2458006.3

9.31

0.02

6.84

0.01

3.67

0.01

2.69

0.02

2458254.5

10.92

0.04

8.82

0.01

6.57

0.01

3.56

0.01

2.65

0.01

2458333.4

9.97

0.03

8.30

0.01

6.47

0.01

3.62

0.01

2.69

0.02

2458361.4

9.88

0.02

8.32

0.01

6.53

0.01

3.64

0.01

2.71

0.01

2458386.3

10.10

0.03

8.40

0.01

6.46

0.01

3.58

0.01

2.65

0.02

2458410.2

10.11

0.02

8.34

0.01

6.41

0.01

3.51

0.01

2.57

0.01

2458630.5

7.86

0.01

6.61

0.01

5.34

0.01

3.13

0.01

2.38

0.01

2458656.5

8.36

0.01

7.01

0.01

5.55

0.01

3.18

0.01

2.44

0.01

2458684.5

9.62

0.02

7.84

0.01

5.94

0.01

3.26

0.01

2.42

0.01

2458707.3

10.44

0.04

8.32

0.01

6.17

0.01

3.25

0.01

2.43

0.02

2458738.3

10.76

0.04

8.52

0.02

6.34

0.01

3.32

0.01

2.33

0.01

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

439

Таблица 3. Окончание

σJ

σH

σK

σL

σM

2458773.3

8.88

0.02

6.50

0.01

3.44

0.01

2.49

0.01

2458798.2

9.17

0.02

6.70

0.01

3.48

0.01

2.50

0.01

2458981.5

9.88

0.09

7.56

0.01

3.92

0.01

2.85

0.02

2459030.5

10.59

0.11

7.84

0.01

4.06

0.01

2.97

0.01

2459068.4

11.03

0.12

8.06

0.01

4.16

0.02

2.93

0.02

2459165.2

11.62

0.11

8.44

0.03

4.66

0.02

3.36

0.02

2459199.2

9.00

0.02

4.71

0.01

3.47

0.02

2459394.4

8.76

0.05

4.65

0.02

3.37

0.03

2459420.4

10.08

0.08

8.07

0.02

4.55

0.01

3.27

0.02

2459450.4

8.55

0.02

4.45

0.02

3.30

0.02

2459517.2

9.47

0.06

8.24

0.02

4.56

0.01

3.22

0.02

Фотометрические наблюдения FG Sge

двойной глубокий минимум блеска около V = 17^m,

в 2019-2021 гг.

показатель цвета V - I в котором дважды увели-

. 5-3m.7 и затем возвращался к

В 2019 г. нам удалось зарегистрировать FG Sge

2m. 5 (Архипова и др., 2003).

в оптическом диапазоне (полосах B, V , R_C) после

Наблюдения FG Sge в 2019 г. показали стреми-

нескольких лет невидимости.

тельное падение блеска звезды в оптическом диа-

Кривые блеска и показателей цвета FG Sge

пазоне и более плавное и существенно меньшее —

за 2019 г. по наблюдениям на телескопе RC600

в ближнем ИК (до 5 мкм).

весьма полно представлены на рис. 6. В 2020-

В ИК-диапазоне в 2019 г. изменения блеска

2021 гг. звезда снова находилась в слабом состо-

составили: в полосе J — падение на 3^m, в полосе

янии блеска и была нами зарегистрирована лишь в

. 7. В сравнении с преды-

. 5.

дущими годами необычно сильно ослабел блеск в

В 2019 г. после поярчания в полосе B до 16m.2

.8 соответственно.

звезда потеряла в блеске более 3^m за 75 дней и

В 2020 г. падение блеска во всех полосах ИК-

стала недоступной для наблюдений.

диапазона продолжилось, и к концу 2020 г. звезд-

В полосе V блеск удалось зафиксировать от

ные величины в K, L и M-полосах достигли своих

V ∼ 13^m до V ∼ 19^m, тогда как в полосах R_C и I_C

максимальных значений за всю историю наших

мы проследили падение блеска звезды от 11m. 56 до

наблюдений. Звезда покраснела как никогда ранее.

. 0 соответственно. Причи-

11 ноября 2020 г. (JD2459165) показатели цвета

ной ослабления блеска является рост поглощения

. 3, со-

света FG Sge на луче зрения, вызванный потерей

ответственно, а 15 декабря 2020 г. K - L достиг

ее массы в форме звездного ветра и образованием

рекордного значения 4m. 29. Немногочисленные на-

новых пылевых структур. Изменение показателей

блюдения в 2021 г. показали некоторое поярчание

цвета B - V и R_C - I_C с блеском в полосах V и

объекта в KLM и более существенное — на 2^m —

R_C соответственно показано на рис. 7. В 2019 г.

в H-полосе. Показатели цвета H - K и K - L

показатель цвета звезды B - V поголубел на 0m. 4,

при этом уменьшились, а L - M практически не

V -RC —на0m. 3. Поголубение связано с присут-

изменился.

ствием в новой формирующейся пылевой оболочке

мелких частиц, вызывающих рассеяние света. По-

Распределение энергии в спектре и оценка

казатель RC - IC испытал покраснение от 1m. 4 до

параметров пылевой оболочки

2m. 0 во время ослабления блеска до 18^m и затем

вернулся к значению ∼1m. 4.

Многоцветная фотометрия позволяет получить

Такое поведение показателя цвета R_C - I_C , на

абсолютное распределение энергии в спектре

наш взгляд, может быть следствием проявления в

FG Sge и ее пылевой оболочки, если выполнить

эти дни взаимодействия пульсационной активности

абсолютную калибровку всех измеренных величин

звезды с усиленным звездным ветром. Отметим,

BV R_CI_CJHKLM (Страйжис, 1977; Курниеф,

что еще в 2001 г. звезда показала необычный

1983; Бессель, 1998).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

441

1.2

Rc-Ic

1.6

2.0

(V-Rc)+0.8

2.4

2.8

B-V

3.2

58 640

58 680

58 720

58 760

58 800

JD 2400000+...

Рис. 6. Кривые блеска и показателей цвета FG Sge в 2019 г. по наблюдениям на телескопе RC600.

(a)

(б)

2.6

2.7

2.8

2.9

3.0

3.1

3.2

1.4

1.6

1.8

2.0

2.2

B-V

R_C-I_C

Рис. 7. Диаграммы цвет-блеск по наблюдениям в полосах BV (а) и RCIC (б).

На рис. 8 приводятся потоки излучения звезды

чения центральной звезды, ослабленного пылевой

в абсолютных единицах в 2019-2020 гг., исправ-

оболочкой, и рассеянного оболочкой излучения.

ленные за межзвездное поглощение света FG Sge

Потоки в K, L и M полосах принадлежат пылевой

c избытком цвета E(B - V ) = 0m.4 (Архипова,

оболочке.

1988).

Сложное строение пылевой оболочки FG Sge,

связанное с многочисленными эпизодами сброса

Видно, что поток излучения от звезды в полосах

вещества и пылеобразования, клочковатая струк-

V , R_C и I_C за 73 дня (JD2458634-2458707) умень-

тура (ответственная за поголубение оптических

шился почти в 200 раз, а за 163 дня (JD2458634-

показателей цвета) затрудняет моделирование си-

2458797) в полосах R_C и I_C — в 550 раз. В полосах

стемы. Тем не менее можно получить оценки ос-

V , R_C и I_C и в разной степени в J и H наблю-

новных параметров системы в наиболее простых

даемое излучение является суммой прямого излу-

предположениях: оболочка является сферически

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

442

АРХИПОВА и др.

10⁸

10⁹

10¹⁰

2458634

2458657

2458679

10¹¹

2458707

2458797

2458978

2459068

Model

10¹²

, мкм

Рис. 8. Распределение энергии в спектре FG Sge в 2019-2020 гг., исправленное за межзвездное поглощение света.

Указаны юлианские даты наблюдений. Штриховой линией изображена модельная кривая для даты JD2458634.

симметричной, образована при постоянном темпе

образование новой очень плотной сферически сим-

потери вещества и содержит углеродные пылинки

метричной пылевой оболочки вокруг центральной

малых размеров (для обеспечения высокого уровня

звезды. Для того чтобы не привнести дополнитель-

рассеянного света в оптическом диапазоне).

ного излучения в рассматриваемом диапазоне длин

волн, эта оболочка должна быть оптически тол-

Используя указанные выше предположения, мы

стой даже для собственного излучения в ближнем

провели моделирование спектрального распреде-

ИК-диапазоне. В этом случае уже существующая

ления энергии FG Sge в диапазоне длин волн 0.4-

оболочка, лишившись источника нагрева, также

5.0 мкм с помощью программы CSDUST3 (Иган,

снизит температуру, и ее максимум излучения уйдет

1988) для даты JD2458634. Для моделирования

в средний ИК-диапазон.

были приняты параметры звезды T_∗ = 4445 K и

R_∗ = 126R_⊙ из работы Фадеева (2019).

Многоцветная фотометрия позволила нам оце-

Результат показан на рис. 8 в виде штриховой

нить изменение оптической толщи на луче зрения

линии. Наблюдаемое до начала резкого падения в

в 2019-2020 гг. для звезды и пылевой оболочки.

Первое наблюдение FG Sge c формирующейся

2019 г. распределение энергии в спектре FG Sge

удается воспроизвести только с очень малыми пы-

левыми частицами: a = 0.01 мкм и меньше. Внут-

ренний радиус оболочки при этом получается рав-

ным примерно 40R_∗, температура пыли на внут-

реннем крае 900 K, оптическая толща τ(K) = 0.5

(τ(V ) = 4.5), масса пыли в оболочке M_dust = 7 ×

× 10-5M_⊙.

В 2019 г. наблюдалось сильное (более, чем в

4 раза) падение интегрального потока излучения от

FG Sge в представленном широком интервале длин

волн. Подобное поведение совместно с наблюдае-

мым уменьшением потока и на длине волны 5 мкм

можно было бы объяснить появлением на луче

зрения плотного поглощающего облака, которое

закрыло не только центральную звезду, но и значи-

тельную часть горячей пылевой оболочки. Однако

2.0

2.5

3.0

3.5

4.0

4.5

большие характерные размеры этой части оболоч-

K-L

ки (десятки а.е.) и относительно короткое вре-

Рис. 9. Диаграмма цвет-блеск по данным 2019-

мя явления требуют больших скоростей движения

2020 гг. Черные точки — наши наблюдения. Штри-

этого облака (порядка 1000 км/с), что невозможно.

ховая линия представляет линейную аппроксимацию

Можно предложить другой сценарий, качественно

данных. Стрелка показывает направление стандартно-

го закона межзвездного поглощения.

объясняющий наблюдаемое ослабление блеска, —

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

FG Sge: НОВАЯ МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

443

новой пылевой оболочкой в 2019 г. (JD2458634)

полосах R_C и I_C наблюдались два заметных мак-

показало с учетом межзвездного поглощения света

симума блеска. В начале 2019 г. звезда испытала

. 41 и (J - H)0 = 1m. 13.

кратковременное просветление пылевой оболочки,

Поскольку у звезды нормальный блеск в полосе

что привело к повышению блеска до V = 13m.2

J равен J0 = 6m. 59 (Таранова и Шенаврин, 2013),

и B=16m. 2. Затем последовали сброс очередной

изменение интегральной оптической толщи в поло-

пылевой структуры и довольно быстрое ослабление

се J составило всего около одной звездной величи-

блеска звезды во всем наблюдаемом диапазоне

ны.

длин волн. Звезда оставалась видимой в течение

Через 108 дней (JD2458738) наши наблюдения

75 ночей в B, 93 ночей в V и 206 ночей в R_C ,

после чего в очередной раз стала недоступна для

. 33, (J - H)₀ =

наблюдений на наших телескопах в этих фото-

=2m. 10. Такое изменение интегрального блеска

могло бы быть достаточным условием для оценки

метрических полосах. Использование, начиная с

роста оптической толщи пыли в полосе J за

2019 г., нового телескопа RC600 и современной

108

дней, равной Δτ(J) = A_λ/0.912 = (10.43 -

ПЗС-камеры позволило увеличить предельную ве-

- 7.54)/0.912 = 3.10. Однако вокруг этой даты в

личину наблюдений в полосе I_C . В результате мы

оптике наблюдались минимум (пульсационный?)

получили данные в этой фотометрической полосе в

блеска звезды в полосах V , R_C , I_C и четкое по-

глубоком минимуме блеска вплоть до конца 2021 г.

голубение показателя цвета B - V — сама звезда

и зафиксировали блеск звезды в 2020-2021 гг. в

могла иметь свой минимальный блеск, поэтому

. 5.

было бы неправильным использовать значение

Следует отметить, что на спуске блеска в 2019 г.

интегрального блеска в полосе J в эту дату для

появилось четкое поголубение показателя цвета

вычисления оптической толщи.

B - V . Подобное явление наблюдалось неодно-

Падение блеска в ИК-диапазоне продолжа-

кратно во время глубоких минимумов блеска, опи-

лось до конца 2020 г., однако в полосе J объект

санных, в частности, в работах Архиповой и др.

стал для нас недоступен, поэтому мы перешли

(1994, 2003, 2009). Такой эффект характерен для

в диапазон KL для оценки оптической толщи к

глубоких минимумов звезд типа R CrB, а также яв-

концу 2020 г. Диаграмма цвет-блеск (K - L) -

ляется важной особенностью молодых переменных

- K (рис. 9) демонстрирует характер ослабления

звезд типа UX Ori. В настоящее время это явление

блеска и увеличения показателя цвета в 2019-

объясняется усилением вклада излучения звезды,

2020 гг. (JD2458630-2459199). Линейная аппрок-

рассеянного околозвездной пылью. Такая модель

симация данных приводит к выражению: ΔK =

впервые была предложена Грининым (1988) для

= (1.81 ± 0.36)Δ(K - L). Коэффициент корреля-

объяснения поголубения в глубоких минимумах

ции составляет 0.98. Для нормального закона меж-

блеска двух молодых неправильных переменных

звездного поглощения в ИК-диапазоне (Курни-

звезд UX Ori и WW Vul и была подтверждена

еф, 1983) ΔK = 2.0Δ(K - L), т.е. наклоны линий

наблюдениями линейной поляризации звезд типа

регрессии нормального закона межзвездного по-

UX Ori. Опираясь на нее, Пугач (1991) предложил

глощения и наблюдаемой зависимости в пределах

феноменологическую модель глубоких ослаблений

ошибок совпадают. На основании этого можно

блеска звезды R CrB, которая правильно описы-

сделать вывод, что по своим оптическим свойствам

пылинки в новой пылевой оболочке FG Sge близки

вала не только форму треков показателей цвета

на диаграммах цвет-величина, но и направление

к межзвездным.

движения звезды по этим трекам.

В полосе K за интервал 569 дней (JD2458630-

2459199) блеск упал на 3m. 66, что дает увеличение

По распределению энергии в спектре FG Sge

оптической толщи пыли в полосе K на Δτ(K) =

перед спуском в глубокий минимум 2019 г. по-

= A_λ/0.912 = 3.66/0.912 = 4.0.

лучены параметры пылевой оболочки для даты

JD2458630: размер пылевых частиц a = 0.01 мкм,

температура пыли на внутреннем крае T_dust =

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

= 900 K, оптическая толща τ(K) = 0.5 (τ(V ) =

Представленные здесь фотометрические на-

= 4.5), масса пыли в оболочке M_dust = 7 ×

блюдения FG Sge, выполненные нами в 2008-

× 10-5M_⊙.

2021

гг. в оптическом диапазоне и ближней

ИК-области в 2013-2021 гг., подтвердили про-

Отличительной особенностью оболочки, сфор-

должающуюся активность звезды после начала

мированной в 2019 г., стала ее чрезвычайно боль-

сброса пылевой оболочки в 1992 г. и характер

шая оптическая толща. Впервые за все время на-

формирования и эволюции пыли.

блюдений FG Sge в фазе сброса пылевых обо-

В 2010-2018 гг. звезда в полосе V была слабее

лочек (после 1992 г.) звезда показала значитель-

16^m, а в B — невидимой до 2019 г., тогда как в

ное ослабление блеска и в среднем ИК-диапазоне

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022

444

АРХИПОВА и др.

(полосы L и M). Мы предположили сценарий, ка-

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

чественно объясняющий наблюдаемое ослабление

Комиссарова Г.В., Шугаров С.Ю., Письма в Аст-

блеска. Для того чтобы не привнести дополнитель-

рон. журн. 35, 592 (2009) [V.P. Arkhipova, et al.,

ного излучения в рассматриваемом диапазоне длин

Astron. Lett 35, 534 (2009)].

волн, эта новая пылевая структура должна быть

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

оптически толстой даже для собственного излуче-

J. Rybizki, M. Fouesneau et al.), Astron. J. 161,

147 (2021).

ния в ближнем ИК-диапазоне. В этом случае уже

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

существующая оболочка, лишившись источника

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

нагрева, также снизит температуру, и максимум ее

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

излучения переместится в средний ИК-диапазон.

(2020) [L.N. Berdnikov et al., Astron. Rep. 64, 310

Увеличение оптической толщи при этом привело к

(2020)].

падению блеска звезды во всем наблюдаемом нами

Бессель (M.S. Bessell), Publ. Astron. Soc. Pacific

диапазоне длин волн. С первой даты наблюдений

91, 589 (1979).

2019 г. до конца 2020 г. (569 дней) оптическая

Бессель и др. (M.S. Bessell, F. Castelli, and

толща в полосе K возросла на Δτ(K) ∼ 4.0.

P. Planesas), Astron. Astrophys. 333, 231 (1998).

В заключение хотелось бы обратить внимание

10.

Браун и др. (A.G.A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti,

на новую оценку расстояния до FG Sge, полу-

et al. (Gaia Collab.)), Astron. Astrophys. 649, A1

ченную по результатам Gaia EDR3 (Браун и др.,

(2021).

2021). В работе Байлера-Джонса и др. (2021) она

11.

Вудвард и др.(C.E. Woodward, G.F. Lawrence,

F.D. Gehrz, et al.), Astrophys. J. 408, 37, (1993).

составляет D = 2278+1475-748 пк. С этим расстояни-

12.

Гринин В.П., Письма в Астрон. журн. 14, 65 (1988).

ем средняя светимость звезды в эпоху до начала

13.

Гонсалес и др.(G. Gonzalez, D.L. Lambert,

пылевых выбросов в 1992 г. получается равной

G. Wallerstein, N.K. Rao, V.V. Smith, and

lg L/L_⊙ = 3.44, если использовать среднее значе-

J.K. McCarthy), Astrophys. J. Suppl. Ser. 114,

ние V = 9m. 2 для 1991 г. из работы Архиповой и др.

133 (1998).

(2003) и избыток цвета FG Sge E(B - V ) = 0m.4

14.

Иган и др. (M.P. Egan, C.M. Leung, and

(Архипова, 1988). Блеск звезды в полосе V в пуль-

G.F. Spagna), Comput. Phys. Comm.

48,

271

сационном максимуме 1991 г. дает светимость FG

(1988).

Sge на 0m.3 выше: lgL/L_⊙ = 3.74. Наши оценки

15.

Курниеф (J. Koornneef), Astron. Astrophys. 128, 84

(1983).

светимости FG Sge, полученные с использованием

16.

Пугач А.Ф., Астрон. журн. 68, 122 (1991).

параллакса звезды из EDR3, согласуются с приня-

17.

Розенбуш А.Е., Ефимов Ю.С., Астрофизика 58, 46

тыми в работе Фадеева (2019).

(2015).

18.

Страйжис В.Л., Многоцветная фотометрия

Работа выполнена с использованием оборудо-

звезд (Вильнюс: Мокслас, 1977).

вания, приобретенного за счет средств Программы

19.

Таранова О.Г., Шенаврин В.И., Астрон. журн. 79,

развития Московского государственного универ-

1118 (2002).

ситета им. М.В. Ломоносова. Работа одного из

20.

Таранова О.Г., Шенаврин В.И., Письма в Аст-

соавторов (СЮШ) поддержана грантами Акаде-

рон. журн. 39, 867 (2013) [O.G. Taranova and

мии наук Словакии VEGA 2/0030/21 и APVV-20-

V.I. Shenavrin, Astron. Lett. 39, 781 (2013)].

0148.

21.

Татарников А.М., Юдин Б.Ф., Письма в Аст-

рон. журн. 24, 359 (1998) [A.M. Tatarnikov and

B.F. Yudin, Astron. Lett. 24, 303 (1998)].

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

22.

Татарников А.М., Шенаврин В.И., Юдин Б.Ф.,

Астрон. журн. 75, 428 (1998).

1. Архипова В.П., Переменные звезды 22, 631 (1988).

23.

Фадеев Ю.А. Письма в Астрон. журн., 45, 706

2. Архипова В.П., Зайцева Г.В., Иконникова Н.П.,

(2019) [Yu.A. Fadeyev, Astron. Lett. 45, 655 (2019)].

Носкова Р.И., Шугаров С.Ю., Письма в Астрон.

24.

Цветков и др. (D.Yu. Tsvetkov, A.A. Volnova,

журн. 20, 916 (1994).

A.P. Shulga, S.A. Korotkiy, A. Elmhamdi,

3. Архипова В.П., Зайцева Г.В., Иконникова Н.П.,

I.J. Danziger, and M.V. Ereshko), Astron. Astrophys.

Носкова Р.И., Шугаров С.Ю., Письма в Астрон.

460, 769 (2006).

журн. 22, 836 (1996) [V.P. Arkhipova, et al., Astron.

25.

Шевалье, Иловайский (C. Chevalier and

Lett 22, 750 (1996)].

S.A. Ilovaisky), Astron. Astrophys. Suppl. Ser.

4. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссаро-

ва Г.В., Носкова Р.И., Шугаров С.Ю., Еси-

90, 225 (1991).

пов В.Ф., Письма в Астрон. журн. 29, 858 (2003)

26.

Шенаврин В.И., Таранова О.Г., Наджип А.Э., Аст-

[V.P. Arkhipova, et al., Astron. Lett 29, 763 (2003)].

рон. журн. 88, 34 (2011).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№6

2022