Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 1, стр. 26-37

1. ВВЕДЕНИЕ

Звезды типа Ае/Ве Хербига (HAeBes) являются молодыми объектами промежуточных масс (2–10 М_⊙) и находятся на эволюционной стадии до Главной последовательности (ГП). Эти звезды имеют спектральные классы B-A, типы светимости IV–V, и в их спектрах наблюдаются сильные эмиссионные линии. Они часто ассоциируются с темными облаками и яркими отражательными туманностями. Все они имеют сильные инфракрасные (ИК) избытки излучения (см., например, [1–3]). Можно сказать, что HAeBes являются промежуточным звеном между холодными звездами типа Т Тельца и более массивными звездами класса О. Так же, как и классические звезды типа Т Тельца (CTTS), звезды HAeBes окружены околозвездными остаточными газо-пылевыми дисками, которые переизлучают эмиссию центральной звезды и являются источниками теплового излучения в ИК-диапазоне.

К настоящему времени для некоторых подобных объектов получены прямые изображения околозвездных дисков (см., например, [4, 5]). Эти диски имеют, как правило, сложную пространственную структуру. Аккреция вещества из диска на звезду должна играть значительную роль в переменности спектра и блеска звезды. Поэтому изучение эмиссионного спектра у HAeBes может пролить свет на характер взаимодействия центральной звезды и околозвездного диска.

Звезда IL Cep (HD 216629) является визуально-двойной с компонентами IL Cep A (α₂₀₀₀ = = 22^h53^m15.603^s, δ₂₀₀₀ = +62°08'45.02'', $V\sim 9_{.}^{{\text{m}}}36$) и IL Cep B (α₂₀₀₀ = 22^h53^m15.342^s, δ₂₀₀₀ = = +62°08'51.629'', $V\sim 13_{.}^{{\text{m}}}82$) с угловым расстоянием между ними $6_{.}^{{''}}96$ [6]. В [7] было показано, что звезда IL Cep A также имеет более тесный визуальный компонент на угловом расстоянии $0_{.}^{{''}}44$ от яркого компонента, который слабее его на $\Delta В = 3_{.}^{{\text{m}}}5$. Очевидно, что при такой разности в блеске вклад тесного компонента в общий спектр звезды будет незначительным. В дальнейшем на нашей работе речь будет идти только о компоненте IL Cep A.

По мнению Ассоуза и др. [8], IL Cep является эмиссионным объектом, тесно связанным с отражательной туманностью, и является звездой типа Ае/Ве Хербига. По данным [9] и [10] звезда принадлежит к ассоциации Сер ОВ3. Однако, как показано в работе Алесиан и др. [11], при использовании значения расстояния до звезды в 720 пк [12], на эволюционной диаграмме ГР звезда займет позицию ниже линии ZAMS (Zero Age Main Sequence). Принимая, что звезда является двойной системой, авторы в [11] не стали оценивать ее фундаментальные параметры по эволюционным трекам.

Хилл [13] обнаружил периодическую переменность блеска звезды с периодом $1_{.}^{{\text{d}}}401$, что, по мнению автора, могло быть вызвано затмениями в двойной системе. Поэтому звезда была включена в ОКПЗ [14] как затменная типа ЕА. Позже периодичность не была подтверждена, хотя переменность блеска звезды не вызывала сомнений [15]. Дальнейший анализ фотометрических данных Мельникова и др. [16] показал, что, возможно, блеск звезды меняется с периодом 50.91 дней с минимальной амплитудой $\Delta V = 0_{.}^{{\text{m}}}03$.

По данным разных авторов, спектр звезды был определен как B2IV-V [10], В3е [17], B0, B3, B2 (см. [9] и ссылки, приведенные в этой работе). По расчетам, описанным в работе [11], спектр звезды можно представить комбинацией спектров двух звезд с компонентами B3 и B4. Авторы отметили, что лучевые скорости (RV) звезды, приведенные в литературе, различаются от –39.4 км/с до 31 км/с [10, 11, 16]. По линиям межзвездного поглощения СаII были получены оценки RV от –11 км/с до –19 км/с [10, 16]. Многолетние спектральные наблюдения показали, что лучевые скорости эмиссионного компонента линий водорода Нα и Нβ демонстрируют плавное долговременное изменение (Исмаилов и др. [18, 19]). Лучевые скорости узких линий D Na I в целом согласуются со скоростями линий межзвездного поглощения, полученными по СаII, при этом наблюдается и определенный вклад в этих линиях околозвездного газа [18]. Результаты измерений лучевых скоростей показали, что, возможно, звезда является спектрально-двойной с периодом около 10 лет [19]. Были и модельные расчеты оболочки объекта. Недавно в работе [20] было показано, что эмиссионный спектр звезды можно описать излучением околозвездной оболочки с радиусом в 25 радиусов звезды (${{R}_{*}}$) под действием фотоионизационного излучения звезды В2.

В различные годы разными авторами был получен значительный разброс значений эквивалентных ширин (EW) линии Н_α: 10 Å [21], 21 Å [16], 8 Å [7], 34.5 Å [22], что свидетельствует о ее сильной многолетней переменности. Профиль линии Н_α выглядит как двухкомпонентный с едва разделенными пиками, а линия Н_β показывает два уверенно разделенных пика и центральную абсорбцию (см., например, [19, 23]). Наши измерения показали существования значительных сезонных изменений эквивалентных ширин линий водорода, которые не показывают корреляцию с изменениями лучевых скоростей звезды.

В данной работе мы продолжаем исследование переменности спектра звезды, используя также новый спектральный материал, полученный в 2015–2017 гг.

2. НАБЛЮДЕНИЯ

Спектральные наблюдения были выполнены в 2006–2017 гг. с аппаратурой, установленной в кассегреновском фокусе 2-м телескопа Шамахинской астрофизической обсерватории Национальной академии наук (ШАО НАН) Азербайджана. Последовательно применялись два спектрометра: первый спектрометр (MUAGS, Modified Universal Astronomical Grid Spectrograph) был использован в 2006–2015 гг., он был выполнен на базе спектрографа UAGS (Микаилов и др. [24]; Исмаилов и др. [18]). Для данного спектрометра была использована камера Шмидта-Кассегрена с внешним фокусом f = 150 мм и диаметром зеркала 105 мм. После щели лучи проходят линзу и заполняют зеркало коллиматора параллельным пучком с диаметром 75 мм.

В этом спектрографе применялась ПЗС-матрица с 530 × 580 элементами, охлаждаемая жидким азотом. Матрица имеет линейный размер 9.5 × 13.9 мм, размер одного пикселя 18 × 24 мкм. Обратная линейная дисперсия в красной части составляет 10.5 Å/мм, а в синей части – около 6 Å/мм. Всю наблюдаемую область можно охватить за два приема. Наблюдения звезды IL Cep выполнялись в красной части спектра, который охватывает диапазон λ 4700–6700 Å. Большая часть нашего спектрального материала была получена именно на этом спектрографе (2006–2015 гг.). Его спектральное разрешение составляет R = 14 000; отношение сигнала к шуму в области линии Н_α – S/N = 80–100, а в области линии Н_β – S/N = 10–20. Вся обработка изображений, их перевод в стандартный формат и дальнейшее измерение спектрограмм выполнялись с использованием программы DECH20T, разработанной в САО РАН [25].

Вторым прибором, использованным в наших наблюдениях, был оптоволоконный эшелле спектрограф ShaFES (Shamakhy Fibre Echelle Spectrograph). Он состоит из двух частей: первая часть – сам спектрограф, который установлен в термостатированной изолированной комнате на жесткой поставке. Вторая часть со светоотводящим устройством крепится в фокусе Кассегрена. Обе системы соединены оптоволоконным кабелем диаметром 200 мкм и длиной 20 м. Спектр в фокальной плоскости камеры спектрографа проецируется на ПЗС-матрицу с 4К × 4К элементами, охлаждаемую жидким азотом. Размер пикселя 15 мкм, максимальный квантовый выход при длине волны λ 4000 Å составляет 90%. Подробное описание спектрографа ShaFES приведено в работе Микаилова и др. [26]. Спектральное разрешение спектрографа зависит от выбора размера пикселя: при 1px = 15 мкм получается R = 56 000 и для 1px = 30 мкм – R = 28 000. С такими разрешениями можно получать спектры звезд до 8 и 10 величины соответственно. Линейные размеры ПЗС 61 × 61 мм позволяют охватить диапазон λ 3800–8500 Å. Для IL Cep спектры были получены при разрешении R = 28 000 в диапазоне 3900–7500 Å. Для редукции и обработки спектрограмм были применены программы DECH95 и DECH30, разработанные Галазутдиновым (http://www.gazinur.com/Image-Processing-.html). Для контроля стабильности системы в каждую ночь наблюдений были также получены спектры стандартных звезд, изображение плоского поля и спектр сравнения. Для редукции длин волн был использован спектр дневного неба и спектр лампы ThAr. По отобранным линиям спектра стандартных звезд и спектра дневного света регулярно измерялись спектральные параметры линий. Систематические измерения избранных линий показывают, что при разрешении R ~ 14 000 полуширины FWHM одиночных атмосферных линий показывают хорошую стабильность в пределах стандартного отклонения ±0.04 Å.

Оценка инструментального контура для спектрографа MUAGS была выполнена по спектральным линиям спектра сравнения в синей и красной части, которые получились 0.36 Å и 0.44 Å -соответственно. Среднее значение инструментального контура по интенсивной линии аргона λ 6032.124 Å получилось 0.44 ± 0.04 Å, что может быть принято за верхний предел этого параметра [18]. Полуширина инструментального контура для спектрографа ShaFES была примерно вдвое меньше.

По спектрограммам стандартных звезд HR7300 (G8II-III) и HR 7794 (G8III-IV), полученных в одинаковых условиях, было показано, что по результатам 14 ночей наблюдений среднеквадратичное отклонение значений эквивалентных ширин меняется от 12% до 3.5% для линий со средним значением EW от 0.05 Å до 0.5 Å, соответственно. Наши измерения показали, что средняя ошибка измерений параметра EW центральной эмиссии в линии Нα не превосходит 5%.

Учитывая сложность структуры измеряемых линий при измерении лучевых скоростей (RV), мы применили кросс-корреляционный метод. При таком измерении выделенный участок профиля сглаживается кубическим сплайном, и профиль накладывается на его зеркальное изображение, которое создается программой после сглаживания. При наложении этих профилей с помощью сдвига качество полученного совмещения контролировалось коэффициентом корреляции. Контрольное измерение лучевых скоростей по различным стандартным звездам показало высокую степень совпадения измеренных значений RV с данными из каталога в пределах ошибок измерений ±3 км/с. Систематическое различие в наших измерениях RV по стандартным звездам в пределах ошибок измерений не обнаруживалось. Лучевые скорости по спектрам спектрографа ShaFES были измерены с точностью около ±1 км/с.

Серия наблюдений звезды-стандарта, выполненная в течение одной ночи в разных положениях телескопа, показала, что максимальное отклонение смещений отдельных спектральных линий не превосходит ошибки измерений. Контрольные измерения лучевых скоростей звезд-стандартов в разные ночи также показали хорошую стабильность в пределах ошибок.

Журнал наблюдений приводится в табл. 1, где в столбцах слева направо дается интервал даты наблюдений в каждом году, N – общее количество полученных спектрограмм, количество ночей наблюдений в году, характерное время накопления в секундах, отношение сигнала к шуму S/N около линии Нα, тип спектрографа и спектральное разрешение. Общее время наблюдений составило 58 ночей. Каждая пара спектров, полученных за отдельные ночи, была усреднена. В 2012 г. наблюдения не были проведены из-за ремонта 2 м телескопа. В некоторые ночи были получены 2‒3 пары спектрограмм звезды, по ним измеренные параметры также усреднялись за каждую ночь наблюдений.

На основе полученного материала были измерены спектральные параметры наиболее сильных спектральных линий: эквивалентные ширины EW, полуширины FWHM, центральные глубины, определенные как R_λ= 1 – r_λ, где r_λ = I/I₀ – центральная остаточная интенсивность, и гелиоцентрические лучевые скорости RV линий водорода Н_α, Н_β , дублета Na I D1, D2, He I λ 5876Å, а также DIB λλ 5780, 5797 ÅÅ. Часть полученных измерений была опубликована в работах [18, 19].

3. ИЗМЕНЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ ЛИНИЙ

4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ ОРБИТЫ IL CEP

Для выяснения вопроса, является ли IL Cep двойной или кратной системой, нами были дополнительно измерены бисекторные лучевые скорости по эмиссионному профилю Нα на уровнях 1.00I_c, 1.25I_c, 1.50I_c, 1.75I_c, 2.00I_c, где I_c – интенсивность континуума. Мы исходили из предположения, что на уровнях интенсивности, близких к уровню непрерывного спектра, эмиссионные крылья формируются во внутренних слоях аккреционного диска, имеющего осевую симметрию относительно центра звезды. Поэтому величина V_bis должна соответствовать лучевой скорости самой звезды. Такое предположение было использовано, в частности, в статье Погодина и др. [30], посвященной определению орбитальных элементов спектрально-двойной звезды Ве Хербига HD200775.

Наши измерения лучевых скоростей на разных уровнях интенсивности показали, что наилучшее согласие по полученным кривым V_bis получено на уровне интенсивности от 1.00I_c до 1.50I_c. При более высоких уровнях интенсивности разброс точек значительно увеличивается. На рис. 5 приводится полученная кривая лучевых скоростей на трех разных уровнях интенсивности – 1.0I_с, 1.5I_с и 1.75I_с. Как видно на рисунке, разброс точек по отдельным сезонам наблюдений составляет от 10 до 15 км/с. Но среднегодовое значение V_bis плавно меняется от +5 до –80 км/с.

Метод наших расчетов основан на сравнении наблюдаемой фазовой кривой для предварительно определенного значения орбитального периода Р с теоретической кривой для орбитального движения:

где K – полуамплитуда изменения V_r, e – эксцентриситет, ω – положение периастра, γ – лучевая скорость центра тяжести системы, а θ – истинная аномалия.

Истинная аномалия может быть разложена в ряд по степеням эксцентриситета по известной формуле:

где M = 2π (Φ + Φ₀) – средняя аномалия, Φ – фаза орбитального движения ($\Phi \in \left[ {0,1} \right]$), а Φ₀ – фазовый сдвиг между теоретической и наблюдаемой кривыми V_r, определяемый при расчетах. При небольших значениях эксцентриситета бывает достаточно двух-трех первых членов разложения. Успешное применение данного метода было продемонстрировано, в частности, в работах [31, 32]).

Аппроксимация наблюдаемой фазовой кривой c теоретической осуществляется путем минимизации суммы квадратов невязок для разных значений орбитальных элементов. При вычислениях каждого орбитального параметра использовался метод последовательных итераций, когда вначале фиксируются значения всех параметров, кроме одного, значение которого и определяется на данном этапе. После этого выбирается уже следующий параметр и уточняется его значение. На каждом этапе вычислений фиксированными значениями для остальных параметров становятся те, что были сосчитаны на предыдущих этапах. Процесс повторяется “по кругу” до наступления сходимости, то есть когда сумма квадратов невязок достигает минимума. Окончательный набор параметров орбиты, полученный при такой процедуре, и будет решением. При: а) малом эксцентриситете и б) удачном выборе начальных значений определяемых параметров сходимость наступает достаточно быстро (3–4 цикла итераций).

На следующем этапе производится минимизация суммы невязок уже для разных значений орбитального периода Р, что позволяет его существенно уточнить.

В итоге, мы получили величину периода Р = = 3550 ± 28 суток и полуамплитуду орбитальной скорости K = 28.8 ± 1.1 км/с. На рис. 6 синусоидой приводится теоретическая орбитальная кривая лучевых скоростей для значений Vbis на уровне 1.0Iс и 1.5Iс. Данные наблюдений наилучшим образом аппроксимируются представленной теоретической кривой лучевых скоростей. Для двух значений уровня интенсивности 1.0Iс и 1.5Iс мы получили элементы орбиты системы, которые приводятся в табл. 2.

Здесь Р – период, K – полуамплитуда, γ – лучевая скорость центра тяжести системы, e – эксцентриситет, a₂sini – большая полуось орбиты и T₀ – момент перехода кривой через скорость гамма. Точность орбитальных элементов вычислялась как ошибка арифметического среднего из сравнения величин, полученных для уровней 1.0 I_c и 1.5 I_c.

Для оценки масс компонентов можно воспользоваться стандартным уравнением для функции масс:

приняв sin i = 1, е = 0. Здесь К – амплитуда, Р – период, G – постоянная гравитации. Она получилась равной 8.7 М_⊙, что хорошо согласуется с результатом для функции масс, приведенным в [19]. Ошибка этой оценки не превосходит 8%, учитывая точность величин К и Р из табл. 2. Известно, что:

Тогда, если считать, что изменения RV относятся к оболочке главного (массивного) компонента класса В, оценка массы второго компонента М₂, вычисленная из следующего выражения, оказывается аномально высокой, больше 30 масс Солнца:

так как M₁/M₂ ≥ 1. Если изменения К относятся к оболочке менее массивного компонента, то из формулы следует, что масса главного компонента не может быть меньше 8.7 М_⊙. Типичная масса звезды В2 – 10 М_⊙ [33]. При этом масса второго компонента оказывается 0.7 М_⊙. Если допустить, что масса главного компонента 15 М_⊙, то M₂ получается уже 4.6 М_⊙.

Как будет показано ниже, в работе [11] приведены данные, показывающие, что главный компонент может сам представлять из себя двойную систему, включающую две звезды класса В с более коротким орбитальным периодом и общей массой компонентов порядка 15 и более масс Солнца. Существование маломассивного компонента с подобной массой вполне реально, это должна быть звезда типа T Tauri или Ае звезда Хербига.

Мы можем также оценить расстояние от этой звезды до центра масс системы:

То есть даже при sini = 1 расстояние будет порядка 9.5 а.е.

Предположение же, что мы можем наблюдать две оболочки – по одной у каждого из компонентов – не подтверждается наблюдениями. В этом случае полуширина эмиссионного профиля линий Нα и Нβ должна была бы изменяться циклически с периодом, равным Р_орб/2, а этого не наблюдается. Высокоамплитудная переменность этой величины наблюдается в Нα, но она носит совсем иной характер и, по-видимому, не связана с орбитальным движением (см. рис. 2).

5. ФОТОМЕТРИЯ IL Cep А

Наиболее продолжительные фотометрические UBVR наблюдения звезды IL Cep были выполнены в рамках программы РОТОР, которые приведены в архиве данных (http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/qcat?J/A+A/461/183) (см., например, Хербст и др. [34]). Для анализа фотометрических характеристик мы использовали около 700 измерений звезды в фильтрах UBVR. Все наблюдения были выполнены на 0.6 м и 0.48 м телескопах с одноканальным фотометром, работающим с фотоэлектроумножителем в режиме счета фотонов. Поскольку звезда IL Cep А (V = 9.3^m) содержит визуальный компонент IL Cep В, при наблюдении на телескопах с малой апертурой эти компоненты не могут быть измерены по раздельности. По данным [35] IL CepB имеет визуальный блеск V = 13.62^m. Это свидетельствует о том, что вклад излучения менее яркого компонента на суммарный блеск системы в визуальной области является незначительным.

На рис. 7 приводится V-кривая блеска системы по всем наблюдениям. Как видно, во всех 11 сезонах наблюдений обнаруживается значительный разброс около среднего значения. Общий интервал переменности в полосе V составляет 9.0^m–9.4^m. Кроме того, наблюдается многолетний тренд по среднегодовым значениям блеска.

Мы проверили существование 3550-дневного спектрального периода в изменении блеска. Для этого нами были усреднены все измерения по отдельным сезонам наблюдений и было вычислено их среднеквадратичное отклонение от среднего. Как показано в работе [34], типичные ошибки измерений для отдельных полос составляют около ±0.01^m. При этом среднеквадратичное отклонение от среднего в отдельные сезоны показывает интервал реальных изменений блеска в данном сезоне. Изменение блеска за год составляло от 0.15 до 0.4 по разным сезонам. Поскольку общий интервал времени (13 лет) наблюдений больше, чем значение периода спектральной орбиты, представляет интерес проверить существование такого же периода в изменении блеска звезды. На рис. 8 приводятся среднегодовая фазовая V-кривая блеска и показатели цвета U–B, B–V и V–R. Фазы были вычислены по элементам Vr(γ) = = JD 2452903+3550E, где JD 2452903 – дата пересечения кривой лучевых скоростей γ-скорости в дату, когда она растет. Поскольку эксцентриситет близок к нулю, значение γ-скорости совпадает с линией полусуммы значений минимума и максимума на кривой лучевых скоростей, которую кривая лучевых скоростей пересекает дважды за период.

Если угол наклона плоскости орбиты к лучу зрения (90° – i) достаточно мал (ориентация “edge-on”), то мы могли бы ожидать взаимное затмение компонентов при переходе кривой изменения орбитальной лучевой скорости через точку γ. Это проявилось бы на кривой блеска в виде фотометрического минимума. Как видно из рис. 8, ни на одной из диаграмм по блеску и цветам эффект затмения явно не выявляется. Это свидетельствует о том, что для данной системы величина 90° – i достаточно велика и луч зрения достаточно близок к нормали плоскости орбиты. Заметим, что в работе Гринина и др. [23] по структуре профиля линий водорода Нα и Нβ наклон плоскости диска к оси вращения был оценен около 40°–50°.

5. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

Спектральные наблюдения звезды типа Ве Хербига IL CepA за последние годы подтвердили наше предположение о том, что звезда является спектрально-двойной системой [19]. Мы впервые установили плавное изменение лучевых скоростей эмиссионных линий водорода Нα и Нβ. При этом полуширина эмиссии Нα не показывает периодических изменений. Это свидетельствует о том, что наблюдаемая эмиссия формируется в околозвездном диске, который принадлежит только одному из компонентов системы.

Еще в [18, 19] было показано, что линия НеI λ5876Å имеет сезонные изменения лучевых скоростей и эквивалентных ширин, превосходящие ошибки измерений. Однако эти изменения не показывают определенной закономерности. Линии D1, D2 NaI и DIB λ5780, 5796Å продемонстрировали относительно высокую степень стабильности. Небольшие вариации лучевых скоростей линий D NaI свидетельствуют, что часть этих линий формируется в дисковом ветре. По-видимому, значения RV узких компонентов этих линий соответствует скорости межзвездных облаков, окружающих систему: –11.8 ± 2.0 км/с. Это также хорошо согласуется с данными [10] по межзвездной линии СаII и с данными [29].

Исходя из вышеприведенных результатов, следуя [30], мы построили зависимости RV для эмиссионной линии Нα на разных уровнях интенсивности. Наиболее стабильные кривые получены на уровне интенсивности 1.0 I_с – 1.5 I_с. Используя метод, описанный в работах [31, 32], мы определили орбитальные элементы системы. Анализ полученного значения функции массы системы показал, что в случае, если масса первичного компонента равна 10–15 М_⊙, то второй компонент, по эмиссионным крыльям которого было обнаружено орбитальное движение, будет иметь массу 0.7–4.6 М_⊙.

Было бы интересно сравнить полученный нами результат с результатами других работ, где также исследовалась возможная двойственность IL Cep.

Одна из них – это работа Вилрайта и др. [7]. Авторам удалось разделить спектры двух близких компонентов IL Cep А, находящихся на расстоянии 0.44''. Они получили довольно близкие оценки спектрального класса обоих компонентов: В3 и В4 (см. Введение). При этом разность в величинах блеска оказалась достаточно большой – ∆В = = 3.5 звездной величины, хотя по светимости компоненты не должны были бы значительно отличаться. Это означает, что оба компонента по-разному удалены от наблюдателя. Учитывая, что расстояние до IL Cep А оценивается в 720 пк, расстояние между компонентами системы должно быть более 300 а.е. только в картинной плоскости. Можно сделать вывод, что система из этих двух звезд слишком разнесена в пространстве, чтобы быть гравитационно связанной. По-видимому, они не составляют физически двойную систему.

В работе Алесиан и др. [11] для анализа спектральных особенностей большой группы Ае/Ве звезд Хербига был применен высокоточный LSD метод, позволяющий получить усредненный профиль фотосферной линии на основе нескольких сот отдельных линий. Разумеется, точность этого метода значительно превосходит точность анализа по отдельным линиям. Авторам удалось по данным трех ночей наблюдений показать, что спектр IL Cep А можно представить как составной из спектров двух звезд близкой светимости, демонстрирующих сдвиги по лучевым скоростям в разные даты наблюдений на временном масштабе в несколько месяцев. Такие сдвиги могли бы свидетельствовать о двойственности яркого компонента. Мы проанализировали, может ли эта двойственность быть связанной с найденным нами орбитальным решением.

В работе [11] была проведена аппроксимация профилей фотосферных линий, полученных в три даты наблюдений, модельными профилями двух звезд. Между первой и второй датой прошло около 6 мес. Между второй и третьей датой – около 11 мес. На рис. А47 в [11] видно, что первые две даты соответствуют приблизительно одной фазе предполагаемого орбитального движения двух звезд класса В3 и В4, причем более мелкий профиль имеет лучевую скорость порядка –120 км/с, а второй, более глубокий – около +20 км/с. При этом во вторую дату обе звезды продолжали удаляться друг от друга. В третью дату оба профили почти совместились по лучевой скорости (около –30 км/с), но уже начали снова расходиться, проскочив точку “γ” (мелкий профиль сместился в более красную сторону). Эта величина (–30 км/с) хорошо согласуется с величиной γ, полученной в нашей работе, но период орбитального движения оказывается совсем другим. При эксцентриситете, близком к нулю, время между максимальным разведением компонентов и их последующим совмещением на скорости γ (между второй и третьей датой) составляет менее 11 мес. То есть период орбитального движения двух В-звезд не должен превышать 4 лет. При таком периоде две первые даты, разделенные на 6 мес, также никак не могли бы соответствовать близким фазам орбитального движения В-звезд. Мы предполагаем, что орбитальный период этих звезд гораздо более короток, а три даты наблюдений попали на разные орбитальные фазы случайным образом. Орбитальные скорости обоих компонентов достаточно большие (не менее 50 и 70 км/с для, соответственно, более и менее массивного компонентов). Отсюда отношение масс компонентов 7/5 хорошо соответствует ожидаемым массам звезд класса В3 и В4. Однако такие скорости существенно превышают скорость нашего орбитального решения (29 км/с), и при этом они никак не проявились во временных изменениях наблюдаемых эмиссионных профилей IL Cep. Мы сделали очередное предположение, что орбитальный период этой внутренней двойной системы может быть очень мал – порядка нескольких дней, а сама система окружена общей газовой оболочкой, которая дает эмиссионные профили линий, не изменяющиеся при орбитальном движении ни В-компонентов внутренней системы, ни удаленного маломассивного компонента, обнаруженного в нашей работе. Существование подобных “circumbinary” оболочек подтверждается, в частности, в работе Дунхила и др. [38], при этом индивидуальные околозвездные диски у каждого компонента не формируются. Маломассивная же звезда имеет свою собственную оболочку, ответственную за появление переменного компонента эмиссионных профилей, орбитальное движение которой и позволило определить элементы ее орбиты.

Анализ скоростей красной и голубой границ эмиссионного профиля Нα, измеренных в нашей работе, показал, что ширина эмиссионных крыльев составляет 445 ± 20 км/с, что соответствует первой космической скорости для Солнца. Эта величина правдоподобна для эмиссионных линий звезды типа T Tauri или Ае звезд Хербига, где отношение M/R может быть примерно таким же, как у Солнца. В то же время профили эмиссионных линий, образующихся в общей оболочке массивной внутренней двойной системы, должны быть гораздо уже, так как радиус внешней оболочки может достигать 1 а.е. [38]. Тогда при массе системы около 10–15 масс Солнца, мы получим скорость вращения дискообразной оболочки примерно 0.2–0.3 от первой космической скорости для Солнца. Поэтому примененный нами метод определения элементов орбиты по самым удаленным крыльям эмиссионного профиля Нα вполне оправдан.

Следует отметить, что звезда типа T Tauri достаточно удалена от внутренней системы В-звезд, что не приводит к появлению неустойчивостей в общей кратной системе, а ее малая масса слабо влияет на орбитальную скорость центра масс внутренней системы, масса которой вполне может соответствовать массе в 15–17 масс Солнца, не нарушая таким образом общий результат наших расчетов. Существование внутренней двойной системы с собственными относительно неизменяющимися эмиссионными профилями позволяет также объяснить факт аномально высокой эквивалентной ширины наблюдаемых эмиссионных профилей линий, если бы оболочка присутствовала только у маломассивного компонента. Сложная картина переменности, наблюдаемая в центральных частях профилей эмиссионных бальмеровских линий (см. [19]), может свидетельствовать об активных процессах в общей кратной системе IL Cep, но для их детального исследования не хватает имеющихся данных наблюдений.

Однако трех точек недостаточно для восстановления орбитальной кривой внутренней системы, состоящей из двух В-звезд. Для анализа признаков дополнительной двойственности самого массивного компонента требуется длительный ряд наблюдений с использованием таких точных методов, как LSD.

В результате, нам удалось на основе длительных наблюдений обнаружить маломассивный компонент, ответственный за циклическую переменность линий околозвездной оболочки.

Анализ многолетних фотометрических изменений блеска и колор-индексов показал, что блеск в V-полосе, а также показатели цвета U–B, B–V значительно меняются в отдельные сезоны наблюдений, но при этом их переменность не показывает заметной связи с фазой орбитального движения системы. Это подтверждает, что объект не является затменной переменной, и орбита системы наклонена к лучу зрения под достаточно большим углом. Среднее значение показателя цвета B–V около 0.75 (см. также [16, 21]) и величина R = 3.1 (характерная для комплекса Cen OB3 [36]) позволяют оценить коэффициент ослабления A_v = 2.91 (принимая (B–V)₀ = –0.22 [37]) и избыток цвета E(B–V) = 0.94. Тогда абсолютная и болометрическая светимости будут M_v = –2.9, M_bol = –5.25 и светимость log (L/L_⊙) = 4.1. Это типично для звезд класса В [37] на стадии до ГП с массой около 10–15 М_⊙. Как уже отмечалось выше, для вторичного компонента была оценена масса порядка 0.7–4.6 М_⊙, и он, по-видимому, является звездой типа T Tельца или Ае звездой Хербига.

ФИНАНСИРОВАНИЕ

Работа выполнена при поддержке Фонда развития науки при Президенте Азербайджанской Республики (грант Grant No EIF-BGM-4-RFTF-1/2017-21/07/1). Один из авторов (М.А. Погодин) благодарит также РФФИ (грант № 18-52-06004_Аз) за финансовую поддержку.