ПЕРЕМЕННОСТЬ БЛЕСКА МАЛОМАССИВНЫХ СВЕРХГИГАНТОВ - ПРОТОПЛАНЕТАРНЫХ ОБЪЕКТОВ В.П.Архипова, Н.П.Иконникова, Г.В. Комиссарова Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, 2011

– это звезды средних масс на НГП (8-1Mo) в поздней стадии эволюции (post-AGB), которые уже прекратили крупно- масштабную потерю массы на AGB, но еще не стали (B1- К I-II) достаточно горячими для того, чтобы ионизовать окружающие их остатки AGB оболочки и проявиться как планетарные туманности. Протопланетарные объекты (ППО)

ППО – найденное ( наконец !) в обзоре IRAS (1983 г.) промежуточное звено в эволюции звезды от красного гиганта к планетарной туманности

Протопланетарные объекты на HR-диаграмме Квок, 1993

Цель и задачи исследования ППО: Исследование общих характеристик ППО (спектры, химический состав, окружение звезд) Поиск быстро эволюционирующих ППО (в частности, по старым каталогам) Фотометрическое поведение ППО – поиск нестационарности блеска

начата на Крымской станции ГАИШ в 1990 г. Телескоп: Цейс-600 (1) Прибор: фотоэлектрический UBV- фотометр конструкции В.М. Лютого Наблюдатели: В.П. Архипова, Н.П. Иконникова, Г.В. Комиссарова, Р.И. Носкова Использованы архивные данные обзора неба ASAS-3 (The All Sky Automated Survey (Пойманский, 2002)) Программа ГАИШ по поиску и изучению переменности ППО

Объекты исследования : IRAS HD BD ОКПЗ b Sp B2Ie A4Ia OY Gem Bpe CY CMi F5Iab Be AI CMi K1 - G5Iab V552 Pup F6Ib-II V340 Ser F V886 Her B1IIIpe V887 Her F3Ib V534 Lyr B9Ib V1427 Aql F8I F B B1Iape V1648 Aql A7I F3I V5112 Sgr F3I V5555 Sgr B1Ibe V1027 Cyg KI-G7Ia V1853 Cyg B1.5Iabe Be G0Ia V354 Lac GpIa HM Aqr A2Ia B 26 звезд Sp: K1I-B0I-II V=8 m 13 m Переменность блеска обнаружена у 15 звезд, подтверждена и детально изучена еще у 11 объектов.

Кривые блеска и показателей цвета V448 Lac

Кривые блеска и показателей цвета V887 Her

Кривые блеска ППО из архива ASAS

Мультипериодичность V354 Lac

Частотный анализ кривых блеска ППО

Фазовые кривые блеска V, построенные с найденными периодами

IRAS ОКПЗ TeffПериоды, сут.ΔV, mag Тренд блеска P1/P , 133, RV Col 105.8, , V552 Pup , V390 Vel , V1123 Cen , V340 Ser , V887 Her , V1648 Aql , , V448 Lac , V354 Lac ,

Корреляция блеска V с показателем цвета B-V у V340 Ser В максимуме блеска желтые ППО голубеют, а в минимумах колебаний становятся более красными - колебания обусловлены пульсациями звезд

Диаграммы «цвет (B-V) – величина V»

V354 Lac на диаграмме (B-V)-(U-B)

Переменность блеска F-G сверхгигантов с ИК-избытками. Выводы. – Полуправильные изменения блеска с амплитудами 0. m m 0 (зависят от Te). – Продолжительность циклов колебаний от 35 до 150 дней в зависимости от Te. – Мультипериодичность колебаний на близких частотах ( P1/P – 1.1) – Звезды голубеют при повышении блеска Причина фотометрической переменности – пульсации. Моды пульсаций?

Корреляция периода и амплитуды пульсаций с температурой ППО

Теория и наблюдения пульсаций ППО Неадиабатические линейные и нелинейные модели: Gautchy et al, 1993: 0.7 М 0.84 Мо, 3.7 lg L/Lo 3.97, z= При больших L фундаментальная мода нестабильна, 1 обертон стабилен при Т 7900 К. Чем ниже L, тем стабильность выше, как и при уменьшении z. Нестабильность выше при больших L/M. Zalewski (1993): нелинейные модели при Т~ 6000 К дают заметно более короткие периоды и амплитуды ( mag), чем наблюдаются. Аikawa (1993): расчет пульсаций за голубым краем ПН. Пульсирующие модели маломассивных F-звезд имеют нестабильные моды в широком диапазоне параметров L и M. С ростом L хаотические пульсации растут.

Теория и наблюдения пульсаций ППО (продолжение) Jeanin et al (1996): L= Lo, Te= K. Учет ударных волн. Нет согласия с параметрами SAO 96709, хотя амплитуду блеска и лучевой скорости можно согласовать при z=0.01 ( у нее z=0.04 ). Fokin et al (2001): неустойчивые пульсации – свойство нели- нейных моделей. Повторно генерируются ударные волны, порождающие сложные движения в верхней атмосфере. Амплитуда растет с уменьшением массы ППО. Модель SAO годится при М=0.8 Мо (у нее 0.6 Мо). Kiss et al (2007): желтые post-AGB выходят за края ПН и имеют мультипериодичность с Рo/Р1=1.1 – присутствие ради- альных и нерадиальных мод. Условия возбуждения пульсаций различны из-за различия внутренней структуры и химсостава звезд (сравнение ППО с RV Tau звездами)

Теория и наблюдения пульсаций ППО (Fokin et al 2001) Роль таблиц непрозрачности: ОР (Seaton, 1994), OPAL92 (Rodgers, 1992), OPAL96 (Iglesias, 1996) Модель: L=7000 Lo, Te=5750 K, M=0.8 Mo, z=0.001 (CY CMi)

Тренды блеска ППО: V887 Her – систематический подъем блеска в течение 20 лет Блеск растет со скоростью 0.02 mag в год во всех UBV полосах Изображение V887 Her (HST)

Среднегодовые блеск и показатели цвета V 1648 Aql ( )

Корреляция блеска, цвета и периода V1648 Aql в

Интерпретация трендов блеска ППО 1. V887 Her : рост блеска V при постоянстве показателей цвета B-V, U-B – просветление пылевой оболочки, состоящей из более крупных частиц c Rv >3. 2. V 1648 Aql : рост блеска V, периода пульсаций и показателей цвета B-V, U-B – усиление звездного ветра, увеличение радиуса фотосферы и соответствующее падение Те, но: при L bol=const не годится - наблюдаемая амплитуда V больше. Возвратный трек ? V886 Her : вековое падение блеска, уменьшение показателей цвета – эволюция массивной ( Мо) post-AGB звезды, начало ионизации оболочки (видны эмиссии H, HeI, FeII, SiII, OII, NII).

Эволюционные треки post-AGB звезд Bloecker, лет 1500 лет T eff = K

Наблюдательные проявления эволюции ППО Первый открытый объект IRAS = Hen = SAO =V839 Ara B or A type H emission line star (Henize, 1976) B1I, T eff = K PN, T eff = K (Партасарати и др., 1995) mpg = 8. m 9 ( ) CPD B=10. m 73 ( ) Hill, 1974 B=10. m 91 (1980) Kozok, 1985

Bobrowsky et al.,

IRAS = HD = V886 Her A5 (HD) ~ Be (Даунс и Кейес, 1988) B1/1.5Ie (Архипова и др., 1999) Ослабление блеска на ~ 3 m за 150 лет Vis = 8. m 8 (BD) = 11. m 8 (2008 г.) A5 B1.5Ie

UBV-наблюдения V886 Her с 1995 по 2010 гг. Ослабление среднего блеска V со скоростью 0. m 02 в год

V886 Her (SDSS)

Типы переменности ППО – Пульсации с периодами от 35 до 130 дней и амплитудами от 0. m 1 до 1. m 0 в V (F-G сверхгиганты). – Тренды блеска, связанные с просветлением или ростом оптической толщи околозвездной пылевой оболочки (V887 Her, V1648 Aql и др.). – Нестабильность, вызванная переменным звездным ветром (усиление ветра с ростом температуры). Ее характерное время у горячих ППО порядка суток, амплитуда – до 0. m 4 в V-полосе. – Быстрая эволюция более массивных (по теории) ППО (V839 Ara и V886 Her).

Сравнение наблюдений пульсаций ППО с теорией звездной эволюции (Блекер, 1995) Теория: ППО появляются при Р 100 дней Наблюдения: максимальный период пульсаций ППО - около 150 дней Требуется увеличить время перехода от AGB к post-AGB (вместо лет до лет). Стадия сверхветра у AGB кончается раньше, чем по теории. Теория: у ППО мощность ветра следует закону Реймерса Наблюдения : наличие трендов блеска указывает на нестационарность ветра - эпизодические усиления (ослаб- ления) его мощности, влияющие на пылевые оболочки.

Спасибо за внимание!