ПЕРЕМЕННОСТЬ БЛЕСКА МАЛОМАССИВНЫХ СВЕРХГИГАНТОВ - ПРОТОПЛАНЕТАРНЫХ ОБЪЕКТОВ

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

2. Протопланетарные объекты (ППО) – 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 оболочкии проявиться как планетарные туманности.

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

4. Протопланетарные объекты на HR-диаграмме Квок, 1993

5. Цельи 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

6. Программа ГАИШ по поиску и изучению переменности ППО 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))

7. Объекты исследования: 26 звезд Sp: K1I-B0I-II V=8m13m IRAS HD BD ОКПЗb Sp 01005+7910 +16.6 B2Ie 05040+4820 +48 1220 +04.8 A4Ia 06556+1623 51585 OY Gem +08.9 Bpe 07134+1005 56126 +10 1470 CY CMi +10.0 F5Iab 07171+1823 +14.4 Be 07331+0021 +00 2006 AI CMi +10.0 K1-G5Iab 08187-1905 70379 -18 2290 V552 Pup +09.8 F6Ib-II 17279-1119 158616 -11 4391 V340 Ser +12.2 F8 18062+2410 341617 V886 Her +19.8 B1IIIpe 18095+2704 V887 Her +20.2 F3Ib - 172324 +37 3183 V534Lyr +18.6 B9Ib 19114+0002 179821 -00 3679 V1427 Aql -05.0 F8I 19157-0247 -02 4931 -07.2 F3 19200+3457 +09.5 B 19336-0400 -11.8 B1Iape 19386+0155 V1648 Aql -10.1 A7I 19475+3119 331319 +31 3797 +02.7 F3I 19500-1709 187885 -17 5779 V5112 Sgr +21.0 F3I 19590-1249 -13 5550 V5555 Sgr -21.3 B1Ibe 20004+2955 333385 +29 3865 V1027 Cyg -00.4 KI-G7Ia 20462+3416 V1853 Cyg -05.8 B1.5Iabe 22023+5249 -00.2 Be 22223+4327 +42 4388 -11.5 G0Ia 22272+5435 235858 +54 2787 V354 Lac -02.5 GpIa 22327-1731 213985 -18 6151 HM Aqr -57.1 A2Ia 22495+5134 -06.8  B Переменность блеска обнаружена у 15 звезд, подтверждена и детально изучена еще у 11 объектов.

8. Кривые блеска и показателей цвета V448 Lac

9. Кривые блеска и показателей цвета V887 Her

10. Кривые блеска ППО из архива ASAS

11. Мультипериодичность V354 Lac

12. Частотный анализ кривых блеска ППО

13. Фазовые кривые блеска V, построенные с найденными периодами

15. 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 пульсациямизвезд

16. Диаграммы«цвет (B-V) –величина V»

17. V354 Lac на диаграмме (B-V)-(U-B)

18. Переменность блеска F-G сверхгигантов с ИК-избытками. Выводы. – Полуправильные изменения блеска с амплитудами 0.m1 -1. m0 (зависят отTe). – Продолжительность циклов колебаний от 35 до150 дней в зависимости от Te. – Мультипериодичность колебаний на близких частотах ( P1/P2  1.02 – 1.1) – Звезды голубеют при повышении блеска ----------------------------------------------------------------------- Причина фотометрической переменности – пульсации. Моды пульсаций?

19. Корреляция периода и амплитуды пульсаций с температурой ППО

20. Теория и наблюдения пульсаций ППО • Неадиабатическиелинейные и нелинейные модели: • Gautchyet al, 1993: 0.7М0.84 Мо, 3.7lgL/Lo3.97, z=0.01-0.001 . При больших Lфундаментальная мода нестабильна, 1 обертон стабилен при Т7900 К. Чем ниже L, тем стабильность выше, как и при уменьшении z. Нестабильность выше при большихL/M. • Zalewski (1993): нелинейные модели при Т~ 6000 К дают заметно более короткие периоды и амплитуды (0.001-0.04 mag), чем наблюдаются. • Аikawa (1993): расчет пульсаций за голубымкраем ПН. Пульсирующие модели маломассивныхF-звезд имеют нестабильные моды в широком диапазоне параметров L иM.С ростом Lхаотические пульсации растут.

21. Теорияи наблюдения пульсаций ППО (продолжение) • Jeanin et al (1996): L=4700-6000Lo, Te=5400-6200 K. Учет ударных волн. Нет согласия с параметрами SAO96709, 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 96706 годится при М=0.8 Мо (у нее 0.6 Мо). • Kiss et al (2007): желтые post-AGB выходят за края ПН и имеют мультипериодичностьс 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)

22. 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)

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

24. Среднегодовые блеск и показатели цвета V 1648 Aql (1990-2008)

25. Корреляция блеска, цвета и периода V1648 Aql в 1996-2008

26. Интерпретация трендов блеска ППО • 1. V887 Her : рост блеска Vпри постоянстве показателей цвета B-V, U-B – просветление пылевой оболочки, состоящей из более крупных частицc 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 Lbol=constне годится- наблюдаемая амплитуда V больше . Возвратный трек ? ---------------------------------------------------------------------- • 3.V886 Her: вековое падение блеска, уменьшение показателей цвета – эволюция массивной ( 0.7- 0.8 Мо) post-AGB звезды, начало ионизации оболочки (видны эмиссии H, HeI, FeII, SiII, OII, NII).

27. Эволюционные треки post-AGB звезд 100 лет 1500 лет Teff =6000-25000 K Bloecker, 1995

28. Наблюдательные проявления эволюции ППО Первый открытый объект IRAS 17119-5926=Hen 3-1357 =SAO 244567 =V839 Ara B or A type H emission line star (Henize, 1976) • - B1I, Teff= 20000 K • - PN , Teff= 50000 K (Партасарати и др.,1995) ---------------------------------------------------------------- mpg = 8.m 9 (1895-1900) CPD B=10. m73 (1968-1970) Hill, 1974 B=10. m91 (1980) Kozok, 1985

29. 2” Bobrowsky et al., 1998

30. IRAS 18062+2410 = HD 331617 = V886 Her Ослабление блеска на ~ 3m за 150 лет Vis = 8.m 8 (BD) <V> = 11.m8 (2008 г.) A5 B1.5Ie 1924 - A5 (HD) ~1985 - Be (Даунс и Кейес, 1988) 1996-97 - B1/1.5Ie (Архипова и др., 1999)

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

32. V886 Her (SDSS)

33. Типы переменности ППО • –Пульсации с периодами от 35до 130 дней и амплитудами от 0.m1до 1.m 0в 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. m4 в V-полосе. • –Быстрая эволюция более массивных (по теории) ППО(V839 Ara и V886 Her).

34. 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 100 - 300 лет до 1000 - 2000 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.

35. Спасибо за внимание!