CC BY
1
УДК 524.338.3-43
ИССЛЕДОВАНИЕ СПЕКТРАЛЬНОЙ БЫСТРОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ
Т СЕВЕРНОЙ КОРОНЫ
© 2023 Н. А. Масленникова1'2*, А. М. Татар ников1'2, А. А. Татарникова1
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
2Московский государственный университет имени М. В. Ломоносова, физический факультет, Москва,
119191 Россия
Поступила в редакцию 17 апреля 2023 года; после доработки 31 мая 2023 года; принята к публикации 1 июня 2023 года
Представлены результаты анализа фотометрического и спектральных мониторингов повторной сим-биотической новой TCrB, проведенных с помощью спектрографа низкого разрешения TDS 2.5-м телескопа и ПЗС-фотометра 0.6-м телескопа КГО ГАИШ. Показано, что потоки в эмиссионных линиях На, Нв, HeI А5876 меняются на 6—16%, а в линии HeII А4686 примерно на 60% с характерными временами 20—60 минут. Кривые изменения потоков в линиях по наблюдениям 25 августа 2020 г. имеют форму, похожую на форму кривой блеска TCrB в фотометрической полосе B, но с задержкой по времени до 600 с для разных линий. Наблюдаемый спектр аппроксимирован излучением компонентов системы со следующими параметрами: красный гигант спектрального класса M4 III, туманность с Te = 104 K и мерой эмиссии 4 х 1058 см-3, аккреционный диск c R1 = 0.003 Rq, Rout « 1 Rq (при наклонении i = 57°).
Ключевые слова: звезды: двойные: симбиотические — звезды: индивидуальные: TCrB — аккреционные диски
1. ВВЕДЕНИЕ
T CrB — ближайшая к нам повторная новая, у которой было две вспышки (в 1866 г. и в 1946 г.) с блеском в максимуме приблизительно 2m. C 2015 года у системы наблюдается фаза очень высокой активности (Munari et al., 2016), похожая на состояние, в котором звезда находилась в 1938 г. перед
вспышкой Новой 1946 г. По оценкам Schaefer (2019), T CrB может вспыхнуть как Новая в 2023.6 ± 1. TCrB относится к классу симбиоти-ческих звезд. Это объекты, в спектрах которых наблюдаются полосы поглощения, характерные для гигантов поздних спектральных классов, и эмиссионные линии, например [О III] и [Ne III], характерные для планетарных туманностей. Наилучшая модель, описывающая такие спектры, — это двойная система (Berman, 1932; Boyarchuk, 1967), обычно состоящая из красного гиганта позднего спектрального класса и компактного горячего компонента, окруженная ионизованной туманностью (также иногда в модель вводят аккреционный диск).
E-mail: maslennikova.na16@physics .msu.ru
Холодный компонент T CrB — красный гигант спектрального класса M3—М4 (Sanford, 1949), горячий компонент — белый карлик, на который перетекает вещество холодного компонента через аккреционный диск. В спокойном состоянии у T CrB наблюдается эллипсоидальная переменность с орбитальным периодом примерно 228 дней, большая амплитуда которой указывает на то, что холодный компонент заполняет свою полость Роша (Shahbaz et al., 1997). Масса белого карлика составляет 1.37 ± 0.13 M© (Stanishev et al., 2004). Она близка к пределу Чандрасекара, поэтому T CrB рассматривают в качестве возможного предшественника сверхновой типа SN Ia. В системе не наблюдаются затмения, наклонение орбиты i находится в диапазоне 52°—62° (Tatarnikova et al., 2013). Расстояние до системы составляет 916 ± 23 пк (Vallenari et al., 2022).
T CrB — одна из первых симбиотических звезд, у которых была обнаружена быстрая переменность блеска (Walker, 1957), по аналогии с ка-таклизмическими переменными получившая название фликкер-эффекта. В мире симбиотических звезд это редкое явление. Согласно последним данным, переменность такого рода наблюдается немногим более чем у десяти объектов. Амплиту-
Таблица 1. Журнал наблюдений
Дата Прибор Спектральный диапазон Щель, угл. сек. FWHM, угл. сек. Экспозиция, c
2020/08/25 TDS B-канал 1 1.8 17 х 100
2020/08/25 TDS B-канал 1 1.8 31 х 150
2020/08/25 TDS Д-канал 1 1.8 142 х 30
2020/08/25 RC-600 В - 2.3 352 х 15
2020/09/06 TDS B-канал 10 2.4 54 х 100
2020/09/06 TDS Д-канал 10 2.4 128 х 30
да фликкер-эффекта у T CrB относительно большая — 0m 1—0m5 в полосе U (в полосе B меньше) (Ianna, 1964; Bianchini and Middleditch, 1967; Lawrence et al., 1967; Walker, 1977; Bruch, 1980; Zamanov and Bruch, 1998; Zamanov et al., 2004) с широким спектром мощности по полосе частот, что свидетельствует о связи быстрой переменности с аккреционным диском в системе.
Исследование быстрой переменности блеска в основном проводится с помощью фотометрических мониторингов (см., например, Dobrzycka et al. (1996); Sokoloski et al. (2001)) в коротковолновых полосах, так как в них вклад холодного компонента меньше, чем в более длинноволновых. Исследования изменений в спектрах при фликкер-эффекте были проведены только для нескольких симбиотических звезд: CH Cyg, RS Oph, MWC 560 и TCrB. Эти системы имеют наибольшую амплитуду быстрой переменности среди симбиотических звезд, и их фликкер-эффект связан с аккреционным диском, что делает их похожими при фотометрических наблюдениях, но при этом быстрая переменность по-разному проявляется в спектральных наблюдениях. У CH Cyg был зарегистрирован фликкер-эффект в линиях серии Бальмера (Tomov et al., 1996), у RS Oph только в линии He II, а линии бальмеровской серии водорода постоянны (Sokoloski, 2003), у MWC 560 переменность в линиях обнаружена не была (Tomov et al., 1995). Исследовав вариации профиля линии Ha при быстрой переменности у TCrB, Zamanov et al. (2005) пришли к выводу, что переменность этой линии связана с изменениями, происходящими во внешних частях аккреционного диска, однако не установили, есть ли связь этих изменений с фликкер-эффектом, который регистрируется в фотометрических мони-торингах.
Целью данной работы был поиск быстрой переменности потоков в различных эмиссионных линиях и связи изменения потоков с фотометрическим фликкер-эффектом, а также определение характерного времени и амплитуды спектральной переменности.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Спектральные наблюдения T CrB проводились в 2020 г. на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ с TDS — Транзиентным Двухлучевым Спектрографом (Potanin et al., 2020) — одновременно в двух спектральных каналах: в коротковолновом
B-канале (диапазон длин волн 3600—5770 A, спектральное разрешение R = 1300) и в длинноволновом R-канале (диапазон длин волн 5670—7500 A, R = 2500). Щель в TDS при наблюдении точечных объектов располагается вертикально для минимизации атмосферной дисперсии. В качестве стандартов использовались звезды BD +75°325 (25 августа 2020 г.) и BD +33°2642 (6 сентября 2020 г.), распределение энергии в спектрах которых опубликовано Oke (1990). Они наблюдались на высотах, близких к высоте объекта.
Фотометрические наблюдения T CrB были проведены на 60-см телескопе RC-600 Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ (Berdnikov et al., 2020) 25 августа 2020 г. одновременно со спектральными наблюдениями. Журнал наблюдений приведен в таблице 1.
Полученные спектры были обработаны по методике, описанной в работе Potanin et al. (2020). По длине волны спектры калибровались с помощью линейчатого спектра газоразрядной Ne-Kr-Pb-лампы с полым катодом (HCL), поправки на виньетирование и неравномерность ширины щели вычислялись по лампе с непрерывным спектром (спектральное «плоское поле»). Вынос за атмосферу и калибровка по потоку проводились по стандартным звездам. &андарт наблюдался 25 августа 2020 г. перед мониторингом T CrB и сразу после него. При спектрофотометрическом мониторинге 6 сентября 2020 г. стандарт периодически наблюдался в ходе мониторинга, который на это время прерывался. Спектры стандарта приводились к высоте объекта на момент наблюдения каждого кадра. Калиброванные спектры были исправлены за межзвездное покраснение с E(B — V) = 0.15 и приведены к барицентру Солнечной системы.
Q
<
40000 -
30000 -
20000 -
10000 -
4000 5000 6000 7000
Wavelength, А
4000 5000 6000 7000
Wavelength, А
Рис. 1. Спектры ИК 4963, полученные при разной облачности (а). Относительные изменения спектров, полученных при минимальном и максимальном поглощении (Ь).
40000 -
Э 30000
а <
S 20000
Ьч
10000
0 \L
4000
5000 6000 Wavelength, А
7000
<
-18 -20 -22 -24 -26 -28 -30
4000
5000 6000
Wavelength, А
7000
Рис. 2. Спектры БЭ +75°325 (а), полученные при разном положении объекта в щели (верхняя линия — звезда в центре щели, средняя линия — звезда смещена на 0'.'5, нижняя линия — центр звезды находился вне щели на расстоянии 1'' от ее центра); на панели (Ь) — относительные изменения верхнего и среднего спектров. Качество изображения составляло 1'.' 8, ширина щели 1''.
Первичная калибровка фотометрических наблюдений была выполнена стандартным для ПЗС-фотометрии способом, включая учет кадров подложки (bias), темнового тока и плоских полей. Измерение блеска проводилось методом апертурной фотометрии. Точность измерения оценивалась как среднеквадратичное отклонение блеска контрольных звезд, близких по яркости к переменной, от среднего уровня, и она составила 0m006.
Для проверки влияния на форму спектра дымки и облачности, а также возможных смещений звезды поперек щели были проведены дополнительные наблюдения стандартных звезд. Как видно на рис. 1, изменения спектра, вызванные облачностью, не зависят от длины волны и даже при ослаблении потока в 1.5 раза они не превышают долей процента. Смещение звезды поперек щели изменяет наклон спектра (рис. 2). При смещении
звезды на 0'.'5 при качестве изображения 1'.'8 и ширине щели 1'' наблюдается падение потока приблизительно на 25% и искажается форма спектра. Однако, несмотря на достаточно значительное искажение, можно видеть, что в интервале длин
волн 3700—7300 А оно происходит монотонно и поэтому примерно одинаково влияет на линии и континуум рядом с ними. Для минимизации влияния атмосферной дисперсии щель спектрографа при наблюдениях была ориентирована вертикально (в проекции на небо).
3. СПЕКТРАЛЬНЫЙ МОНИТОРИНГ
На рис. 3 представлен исправленный за межзвездное покраснение спектр Т СгБ. В нем хорошо видны полосы поглощения ТЮ и линия Са I Л 4227.
0
Ьц
3500 4000 4500 5000 5500 6000
Wavelength, Ä
6500
7000
7500
Рис. 3. Исправленный за межзвездное покраснение наблюдаемый (синяя линия) и смоделированные спектры (сплошные линии) T CrB и модельные спектры отдельных компонентов системы: черная линия — красный гигант (M4III), штрихпунктирные линии — сумма излучения туманности и горячего компонента, штриховые линии — аккреционный диск при i = 57°, M = 6.6 х 10-8 M© год-1. Разным цветом обозначены модели для различных Rout: зеленым Rout = 50 Ri, голубым — Rout = 100 Ri, фиолетовым — Rout = 1 Я©.
При сравнении спектров гигантов M2 III—M6III из работы Pickles (1998) и красной части спектра T CrB получено, что на момент наблюдений спектральный класс холодного компонента системы был M4III.
В линейчатом эмиссионном спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода, HeI (Л 5875.6, Л 6678.1), He II (Л4685.7), а также слабые запрещенные линии [Ne III] (Л3869) и [O III] (Л4363, Л 4959, Л 5007). Они принадлежат туманности. Обычно спектры симбиотических звезд описывают в рамках стандартной трехком-понентной модели, включающей в себя горячий компонент, холодный компонент и туманность. Температура горячего компонента T CrB составляет Teff и 105 K (Selvelli et al., 1992), и его излучение практически не проявляет себя в оптическом диапазоне длин волн. Однако хорошо видно, что только вклада холодного компонента и туманности недостаточно для объяснения наблюдаемого распределения энергии в континууме и требуется введение дополнительного источника излучения — аккреционного диска. Распределение энергии в диске рассчитывалось по формулам, представленным в работе Tylenda (1977):
2hc2
^disk(A) = sin ?;
-Rout
2nR
( he \ _1
dR,
4 exPi,3E7TE7,J
(\ 0.25
где R1 — внутренний радиус диска, Rout — внешний радиус диска, d — расстояние до системы, i — угол наклона к лучу зрения, Mi — масса горячего компонента, M — темп аккреции на горячий компонент. Внутренний радиус аккреционного диска может быть как равен радиусу горячего компонента, так и значительно превышать его при наличии достаточно сильного магнитного поля (например, как в случае промежуточных поляров (Revnivtsev et al., 2010), горячие компоненты которых являются белыми карликами). В качестве минимальной оценки радиуса горячего компонента можно взять радиус белого карлика соответствующей массы: в случае T CrB масса белого карлика составляет 1.37 ± 0.13 M© (Stanishev et al., 2004). Величина темпа аккреции для состояния 2017 г. приводится в работе Luna et al. (2018) — M и 6.6 х 10-8 M© год-1. Таким образом, при фиксации указанных параметров из аппроксимации спектра моделью можно получить грубую оценку внешнего размера аккреционного диска. В результате параметры компонентов системы следующие: красный гигант спектрального класса M4III, туманность с Te = 104 K и мерой эмиссии 4 х 1058 см-3 и аккреционный диск c R1 = 0.003 R©, Rout и 1 R© (при наклонении i = 57° — среднее значение из работы Tatarnikova et al. (2013)).
Во время спектрального мониторинга T CrB с узкой щелью 25 августа 2020 г. на небе присутствовала легкая облачность. Как было показано в
Ьц
1.8 1.6
1.2 0.8
0.5 0.4
«о
_ (О
~г
о.
«Ъ о°
оо ЛЧ10°<Р<РЧ> о# СЬс»
°0П0' °ос
жЗГЗ
0.24
0.26
0.28
0.30
0.32
0.34
Ите, .ГО 2459087+
Рис. 4. Кривые изменения потоков в полосе В (3)10 линиях Нв (Ь), На (c), He I А 5875.6 He II А 4685.7 (е), [Ne III] (f) в течение спектрального и фотометрического мониторингов 25 августа 2020 г.
Таблица 2. Потоки в линиях, характерные времена и амплитуды фликкер-эффекта, максимальная разность потоков (ДРтах) по измерениям 25 августа 2020 года (если наблюдалось несколько периодов, то они указаны через запятую)
Линия Средний поток, Характерное Амплитуда, ДР тах*
Ю-12 эргсм~2 с-1 время, мин % %
На 23.2±О.08 22±8, 52-ыо 0.6,3 6
Не I (А 5875.6) 1.64±0.ОЗ 29±ю 4 16
Н ¡3 7.5±0.0б 22±8, 52±ю 2,5 9
Не II (А 4686) 1-2±О.09 28±ю 26 63
Полоса В 450±1.4 24±ю, 57±15 3,4 9
разделе 2, облака являются практически «серыми»: можно считать, что распределение энергии в спектре Т СгВ при наблюдении через облака не изменяется, меняется только поток. Судя по рис. 3, в красной области спектра можно пренебречь вкладом потенциально переменных источников (горячего компонента, туманности и аккреционного диска). При этом можно считать, что за время мониторинга заатмосферный поток от холодного компонента не изменяется. Тогда для учета изменений, вызванных поглощением в переменной облачности, необходимо все спектры, полученные в Е-канале, отнорми-ровать таким образом, чтобы потоки во всех этих спектрах совпадали в диапазоне 7400—7440 А. В В-канале, где вклад туманности и аккреционного диска велик, нельзя пренебрегать реальным изменением потока от системы в течение мониторинга. Поэтому для учета поглощения в В-канале использовались нормировочные постоянные спек-
тров из Е-канала, полученных одновременно с ними.
Для поиска эффекта быстрой переменности мы проанализировали потоки в линиях На, Нв, Не I Л5875.6, НеII Л4686 и [ЫеШ] Л3869. При вычислении потока в линии континуум под ней аппроксимировался прямой, проходящей через точки слева и справа от линии. Так как изменения прозрачности атмосферы, качества изображения и другие факторы одинаково действуют на соседние участки спектра, то для учета возможных колебаний сигнала, связанных с земной атмосферой, потоки в линиях делились на поток в континууме, нормированный на среднее значение в течение мониторинга. Полученные графики изменения потоков в линиях представлены на рис. 4. Ошибки потоков считались как отклонение наблюдаемых точек от скользящего среднего. Как это описано в работе МаБкпшкоуа е! а1. (2022), с помощью
вейвлет-анализа были определены характерные времена переменности, по сверткам кривых с которыми определены амплитуды соответствующих колебаний (см. в таблице 2). Надо отметить, что максимальное изменение потока (например, Zamanov et al. (2004) именно так определяют амплитуду фликкер-эффекта) на каждой из кривой превышает указанные нами в таблице 2 амплитуды.
Одновременно со спектральным мониторингом 25 августа 2020 г. проводился фотометрический мониторинг в полосе В (соответствующая кривая показана на верхней панели рис. 4). Как видно из рисунка, наблюдается переменность потока во всех линиях, кроме [№Ш], изменения в которой носят хаотичный характер, с амплитудой, близкой к погрешности измерений. Изменение потоков в линиях На и Нв совпадает с фликкер-эффектом, наблюдаемым в полосе В. Корреляция между ними достигает 0.6. Однако только переменности потока в линии Нв (и других более слабых линий в синей части спектра) недостаточно для объяснения амплитуды фликкер-эффекта, наблюдаемого в полосе В. Поэтому требуется дополнительный источник переменности блеска в континууме, которым, вероятно, является аккреционный диск.
Графики изменения потоков на рис. 4 в фильтре В ив линиях имеют схожую форму. Однако наблюдается некоторый сдвиг между ними. Это подтверждают и графики зависимости коэффициента корреляции потоков от временного сдвига между кривыми (рис. 5). Для оценки влияния ошибок измерений потоков в линиях на коэффициенты корреляции методом Монте-Карло было сгенерировано 106 кривых изменения потоков. Относительно изменений потока в синей части спектра изменения потока в линии На опаздывают на 228 ± 29 с, в линии Не1 Л 5875.6 — на 490 ± 165 с, а в линии Не II Л 4686 — на 570 ± 100 с.
4. СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ
Спектрофотометрический мониторинг проводился при фотометрической погоде (высокая прозрачность и стабильные изображения). Изменения потока в красной области спектра не превышали 1%, а в области спектра приблизительно Л 4920, где также еще доминирует излучение холодного компонента, стСоП = 1.2%. Нормировки, потоки в линиях и континууме считались так же, как и при спектральном мониторинге. В спектре T CгB, полученном со щелью 10'', только линии На и Нв оказались достаточно яркими для исследования изменения потоков при фликкер-эффекте. Остальные линии слишком слабые — потоки в них определяются со значительными ошибками
д г, 8
Рис. 5. Коэффициенты корреляции Пирсона в зависимости от временной задержки для наблюдений 25 августа 2020 г.
(здесь сказывается тот факт, что при спектро-фотометрических наблюдениях ширина профиля линии определяется не шириной щели, а качеством изображения, которое во время наблюдений было плохим — см. таблицу 1). Однако, благодаря стабильной высокой прозрачности атмосферы, мы смогли, в отличие от спектрального мониторинга, исследовать переменность потока в области спектра около бальмеровского скачка (3600—3650 Л).
Полученные кривые изменения потоков представлены на рис. 6; характерные времена и амплитуды приведены в таблице 3. Как видно, три кривые имеют похожие формы с временным сдви-
22 20
_ (с)
0.22
0.24 0.26
Time, JD 2459099+
0.28
0.30
Рис. 6. Кривые изменения потоков в линиях На (а), Нв (Ь) и в диапазоне длин волн 3600—3650 Л (с) в течение спектрофотометрического мониторинга 6 сентября 2020 г.
X
о ю VO m I
о о
VO m
0.8 -
0.4 -
0.0 --0.4 -
н-1-1-1-г
(а)
- 0.8
0.8
£ 0.4 X
а 0.0
К
^ -0.4 - 0.8
-1000 -500
500
1000
А t, s
Рис. 7. Коэффициенты корреляции Пирсона в зависимости от временной задержки для наблюдений 6 сентября 2020 г.
гом, возрастающим с увеличением длины волны. На кривой изменения потока в ультрафиолетовой области хорошо заметно кратковременное увеличение потока, отсутствующее на кривой для линии На. Коэффициенты корреляции между кривыми достаточно высоки, и их максимумы (рис. 7) соответствуют сдвигам примерно на -130 ± 120 с (для УФ-континуума) и +296 ± 88 с (для На) относительно изменений потока в Нв.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Фликкер-эффект — редкое явление у симбио-тических звезд, он был зарегистрирован лишь у 5% известных систем. Представляет интерес не только его открытие у объектов данного класса, но и исследование уже известных систем, демонстрирующих быструю переменность. Этот тип
переменности не всегда наблюдается даже у тех симбиотических звезд, где он был когда-либо зарегистрирован. Его характеристики сильно меняются в зависимости от фазы активности системы.
Для исследования изменений, происходящих в спектре повторной симбиотической новой T CrB при быстрой переменности, 25 августа 2020 г. и 6 сентября 2020 г. были проведены соответственно спектральный и спектрофотометрический мониторинга. Одновременно со спектральным мониторингом 25 августа 2020 г. осуществлялся фотометрический мониторинг в полосе B.
При обработке спектральных наблюдений были оценены и учтены эффекты, вносимые атмосферой и ошибками удержания звезды на входной щели спектрографа, которые могли бы привести к обнаружению ложной переменности. Корректность обработки подтверждается отсутствием переменности потока в запрещенной линии [Ne III] А3869, образующейся во внешних разреженных частях протяженной туманности, переменность которой мы не ожидаем увидеть.
Из анализа потоков в линиях На, Нв, He I А 5876 и He II А4686 следует, что они меняются на 5—60 % (от максимума до минимума, см. таблицы 2 и 3). Вейвлет-анализ показывает, что характерное время изменения потоков для разных линий лежит в диапазоне 20—60 минут, а характерные амплитуды переменности (на этих периодах) составляют примерно 1—25 %. Формы кривых изменения потоков в некоторых линиях имеют общий вид с кривой блеска в полосе B (рис. 4). Судя по результатам, представленным на рис. 3 и в таблице 2, одной переменности потоков в линиях недостаточно для объяснения наблюдаемой переменности в полосе B, требуется дополнительный источник, которым является непрерывное излучение аккреционного диска.
Как можно увидеть на рис. 5 и 7, наблюдается временная задержка между кривыми изменения
0
Таблица 3. Потоки, характерные времена и амплитуды фликкер-эффекта, максимальная разность потоков (Д^тах), измеренные 6 сентября 2020 года
Линия Средний поток, Характерное Амплитуда, AF max?
10~12 эргсм~2 с-1 время, мин % %
На 21.7-LO.II 34±8 3 5
Hß 6-2±О.05 34±8 6 11
А 3600-3650 21.4-LO.3 38±8 7 12
потоков в разных линиях. Этот вывод подтверждается и анализом соответствующих временных рядов модернизированным методом ICCF (Peterson et al., 1998; Oknyanskii, 1993), применяемым при эхо-анализе многоцветных фотометрических наблюдений активных ядер галактик. Наличие таких задержек может быть связано со сложным строением симбиотической системы, горячий компонент которой имеет аккреционный диск. Поставщиком вещества является холодный компонент, а ионизующие кванты излучаются горячим компонентом и внутренними областями аккреционного диска. При суммарной массе системы около 2 M© большая полуось — 1 а. е., что равно приблизительно 450 световым секундам. Момент наших спектральных наблюдений соответствует фазе 0.28 (по эфемеридам из работы Lines et al. (1988)), то есть компоненты находились почти в картинной плоскости, и обнаруженные задержки с учетом ошибок не противоречат указанным масштабам.
Согласно Zamanov et al. (2005), линии баль-меровской серии водорода T CrB имеют сложный многокомпонентный профиль. Они демонстрируют сильную фазовую зависимость. Помимо этого, Zamanov et al. (2005) зарегистрировали быструю переменность эквивалентной ширины линии Ha с амплитудой 6—8 % на временах около 20 минут. Причем разные компоненты профиля показывали разную переменность. Обнаруженная нами в 2020 г. переменность потоков в линиях Ha и Нв наблюдается на схожих временах и имеет близкие амплитуды.
Большая переменность потока в линии He II Л 4686, впервые зарегистрированная нами у TCrB, наблюдалась ранее (Sokoloski, 2003) у другой повторной симбиотической новой — RS Oph (поток в линии менялся более чем в четыре раза, характерное время изменений составляло примерно четыре минуты). Большое отличие амплитуд изменения потоков в линиях бальмеровской серии и He II, а также наличие временной задержки может быть связано с различным расстоянием от источника ионизации (белый карлик и внутренние части аккреционного диска) и различной оптической глубиной.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы признательны Н. П. Иконниковой (ГАИШ) за проведение фотометрического мониторинга ТСгВ. Авторы выражают признательность рецензентам за внимательное прочтение статьи и ценные замечания. Работа выполнена при поддержке Программы развития Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова (научно-образовательная школа «Фундаментальные и прикладные исследования космоса»). Н. Масленникова благодарит за поддержку Фонд развития теоретической физики и математики «БАЗИС» (проект №22-2-10-21-1).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. L. N. Berdnikov, A. A. Belinskii, N. I. Shatskii, et al.,
Astronomy Reports 64 (4), 310 (2020).
2. L. Berman, Publ. Astron. Soc. Pacific 44 (261), 318
(1932).
3. A. Bianchini and J. Middleditch, Inform. Bull. Var. Stars
1151 (1967).
4. A. A. Boyarchuk, Sov. Astron. 44, 1016(1967).
5. A. Bruch, Inform. Bull. Var. Stars 1805 (1980).
6. D. Dobrzycka, S. J. Kenyon, and A. A. E. Milone,
Astron. J. 111, 114(1996).
7. A. A. Henden, M. Templeton, D. Terrell, et al., VizieR
Online Data Catalog II/336 (2016).
8. P. A. Ianna, Astrophys. J. 139, 780 (1964).
9. G. M. Lawrence, J. P. Ostriker, and J. E. Hesser,
Astrophys. J. 148, L161 (1967).
10. H. C. Lines, R. D. Lines, and T. G. McFaul, Astron. J. 95, 1505(1988).
11. G. J. M. Luna, K. Mukai, J. L. Sokoloski, et al., Astron. and Astrophys. 619, id. A61 (2018).
12. N. A. Maslennikova, A. A. Tatarnikova, A. M. Tatarnikov, et al., Astronomy Letters 48 (1), 38 (2022).
13. U. Munari, S. Dallaporta, and G. Cherini, New Astronomy 47, 7(2016).
14. J. B. Oke, Astron. J. 99, 1621 (1990).
15. V. L. Oknyanskii, Astronomy Letters 19 (6), 416 (1993).
16. B. M. Peterson, I. Wanders, K. Horne, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 110 (748), 660(1998).
17. A. J. Pickles, Publ. Astron. Soc. Pacific 110 (749), 863 (1998).
18. S. A. Potanin, A. A. Belinski, A. V. Dodin, et al., Astronomy Letters 46 (12), 836 (2020).
19. M. Revnivtsev, R. Burenin, I. Bikmaev, et al., Astron. and Astrophys. 513, id. A63 (2010).
20. R. F. Sanford, Astrophys. J. 109, 81 (1949).
21. B. E. Schaefer, Bull. Amer. Astron. Soc. 51 (4), id. 122.07(2019).
22. P. L. Selvelli, A. Cassatella, and R. Gilmozzi, Astrophys. J. 393,289(1992).
23. T. Shahbaz, M. Somers, B. Yudin, and T. Naylor, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 288 (4), 1027 (1997).
24. J. L. Sokoloski, ASP Conf. Ser. 30, 202 (2003).
25. J. L. Sokoloski, L. Bildsten, and W. C. G. Ho, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 326, 553 (2001 ).
26. V. Stanishev, R. Zamanov, N. Tomov, and P. Marziani, Astron. and Astrophys. 415 (2), 609 (2004).
27. A. A. Tatarnikova, A. M. Tatarnikov, V. F. Esipov, and E. A. Kolotilov, Astronomy Letters 35 (3), 182 (2009).
28. A. A. Tatarnikova, A. M. Tatarnikov, and V. I. Shenavrin, Proc. IAU Symp. 281, 203 (2013).
29. T. Tomov, D. Kolev, U. Munari, and A. Antov, Monthly Notices of the Royal Astron. Soc. 278 (2), 542 (1996).
30. T. Tomov, D. Kolev, U. Munari, et al., Astron. and Astrophys. 300,769(1995).
31. R. Tylenda Acta Astronomica, 27, 235 (1977).
32. A. Vallenari et al. (Gaia Collab.), arXiv e-prints astro/ph:22208.00211 (2022).
33. A. R. Walker, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 179 (4), 587(1977).
34. M. F. Walker, Proc. IAU Symp. 3, 46(1957).
35. R. Zamanov, M. F. Bode, V. Stanishev, and J. Marti, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 350 (4), 1477 (2004).
36. R. Zamanov, A. Gomboc, M. F. Bode, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 117 (829), 268 (2005).
37. R. K. Zamanov and A. Bruch, Astron. and Astrophys. 338,988(1998).
Rapid Spectral Variability of T Corona Borealis
M. A. Maslennikova12, A. M. Tatarnikov12, and A. A. Tatarnikova1
1 Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, 119234 Russia 2Faculty of Physics, Moscow State University, Moscow, 119191 Russia
The results of the analysis of photometric and spectral monitorings of the recurrent symbiotic nova T CrB, carried out using the low-resolution spectrograph TDS of the 2.5-m telescope and the CCD photometer of the 0.6-m telescope of the CMO SAI, are presented. It is shown that the fluxes in the emission lines Ha, H^, He I A 5876 change by 6—16%, and in the emission line He II A4686 by about 60% on timescales of 20—60 minutes. The line flux curves on August 25, 2020 are similar to the B light curve of T CrB, but with a time delay of up to 600 s for different lines. The observed spectrum is approximated by the radiation of the system components with the following parameters: a red giant of spectral type M4III, a nebula with Te = 104 K and emission measure of 4 x 1058 cm-3, and the accretion disk with R1 = 0.003 R©, Rout ~ 1 R© (at inclination i = 57°).
Keywords: binaries: symbiotic—stars: individual: TCrB—accretion disks
