Изучение периодической переменности оптического блеска и лучевых скоростей «Убегающей» звезды HD 218915 Текст научной статьи по специальности «Науки о Земле и смежные экологические науки»

УДК 524.312

ИЗУЧЕНИЕ ПЕРИОДИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ ОПТИЧЕСКОГО БЛЕСКА И ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ «УБЕГАЮЩЕЙ» ЗВЕЗДЫ HD 218915

© 2007 г. А.А. Баранников, А.В. Меркулова

An analysis of the variations in the brightness and radial velocity of the runaway star HD 218915 based on the author's Crimean observations is presented. The analysis leads to the conclusion that there is a periodic component in brightness and radial velocity variations of HD 218915 wit the period of 9.1 days.

Согласно современным исследованиям, около 1030 % O-звезд и 5-10 % B-звезд являются «убегающими». Данный класс объектов обладает высокими пространственными пекулярными скоростями; большими высотами над галактической плоскостью; аномальным химическим составом; наличием головных ударных волн; переменностью лучевых скоростей и блеска, связанной с двойственностью, и некоторыми другими особенностями.

К настоящему времени существуют две основные гипотезы-сценария, объясняющие происхождение «убегающих» звезд. В первом сценарии [1] происходит взрыв сверхновой в тесной двойной системе. При этом двойная, согласно расчетам, не распадается, а лишь приобретает высокую пространственную пекулярную скорость. Согласно этой гипотезе, «убегающие» звезды должны быть двойными системами, состоящими из нормальной звезды и релятивистского спутника. Но «убегающие» звезды могут быть и одиночными, образовавшимися вследствие распада двойной при сильно асимметричном взрыве сверхновой [2]. Согласно второму сценарию [3], высокие скорости приобретаются благодаря динамическому взаимодействию двойных и кратных звезд, происходящему в центрах молодых звездных скоплений. Причем звезды могут вылетать из родительского скопления как одиночные, так и двойные и даже кратные.

В последние годы новейшие астрофизические наблюдения позволяют констатировать: во Вселенной реализуются оба механизма-сценария формирования «убегающих» ОВ-звезд [4].

В данной статье мы приводим анализ переменности блеска HD 218915, основанный на новых крымских наблюдениях авторов. HD 218915 (O 9.5 Iab, V = 7m.2) является известной «убегающей» звездой с пекулярной пространственной скоростью Vp = 78,5 км/с [5] и значительной высотой над галактической плоскостью z = - 494 пк [6], которая считается местом рождения звезды. Кинематический возраст звезды составляет т = 6,0^106 лет [5]. Масса звезды оценивается в M = 45 Мп; ее радиус R = 26 R0; светимость log (L/L0) = 5,62; эффективная температура равна Teff = 30,0 kK. Асимптотическая скорость звездного ветра достигает VM = 2400 км/с, а темп потери массы весьма высок log[M (М0_год-1)] = -5,94 [7]. Расстояние от Солнца составляет d = 3530 пк [5], от галактического центра - R = 11320 пк [8]. HD 218915 считается одиночной звездой [9], хотя у нее обнаружена пе-

ременность лучевых скоростей с амплитудой ~ 20 км/с [10]. Скорость вращения звезды составляет У^ш 1 = =110 км/с [11]. Уникальное положение звезды, которая расположена за газом, ассоциируемым со спиралью Персея, позволяет использовать ее в качестве своеобразного зонда для «просвечивания» этого газа вплоть до 300 пк от плоскости спирали Персея. Следовательно, ИБ 218915 является вдвойне интересным и важным объектом для более детального исследования.

Наблюдения

Фотометрические наблюдения ИБ 218915 проводились с августа 2000 г. по август 2005 г. на 60-см рефлекторе Крымской лаборатории ГАИШ. Использовался электрофотометр на счете фотонов. Звездой сравнения (стандартом) служила ИБ 236068 (В9, У=8т.77). В течение ночи делалось не менее 3 индивидуальных оценок блеска. Всего было получено 93 индивидуальных измерения блеска в каждом фильтре в течение 31 ночи. Для повышения точности кривых блеска все измерения блеска за одну ночь усреднялись в одно среднее значение для каждого фильтра.

Анализ переменности блеска

Анализ переменности блеска проводился методом Скаргла [12] в модификации Хорна и Балиунас [13]. На интервале частот от 0 до 1 ^ наиболее максимальным оказался пик, соответствующий периоду Р = 9,1 ^ уровень значимости которого оказался равным 93 %. На рис. 1 приведена периодограмма фотометрических наблюдений в В-лучах. На рис. 2 представлены кривые блеска крымских наблюдений в В-, V- и Я-лучах, свернутые с фазой найденного периода.

Интересно отметить, что в [14] у ИБ 218915 были обнаружены изменения лучевых скоростей абсорбционных линий И1, Ие1, N111, 8ПУ с характерным периодом Р ~ 9,0 ^ что практически совпадает с найденным нами фотометрическим периодом. В упомянутой работе на основе обнаруженного спектроскопического периода был сделан вывод о том, что звезда ИБ 218915 является двойной системой с маломассивным (до 1,5 М0) спутником. Мы построили кривую лучевых скоростей (рис. 3) в зависимости от фазы найденного фотометрического периода, поскольку фотометрический ряд более представительный (31 индивидуальное измерение) по сравнению с рядом лучевых скоростей (13 индивидуальных измерений).

0.4 0.6

V

Рис. 1. Периодограмма метода Скаргла фотоэлектрических наблюдений в В - фильтре

-1,64 -1,62 -1,60 -I

ф

с -1,58 о

._ -1,56

лв

*i\H\-f 4 -'iL

I i

-i-1—I-1-1-1—r~

Ш

> -1,62 t_

-1,60

in

-1,58 -1,56

CO ttJ

E -1,64

-1,54

AV

I ?¥■

r i

о -L

1—I—I—I—I—I—I—I—1—I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—J—

о

-1,62 -1,60 1,58 -1,56 -1,54

AR

О ü

?i JI Вт I i <H 4 I Л ь 1-4 Й 4 lo i1

T° ° °o о 1 _ О 0 o0o

менны по блеску, и (или) цвету, и (или) лучевой скорости. Последующие исследования подтверждают это утверждение, связывая эти переменности с изменениями в атмосфере сверхгигантов с различными квазипериодами: от долей суток до нескольких лет. Обнаруженная переменность блеска и лучевых скоростей может быть связана с переменностью в атмосфере сверхгиганта ИБ 218915. Сделать более строгий вывод можно только на основе всесторонних дальнейших наблюдений звезды.

]—I—I—I—I—|—I—I—I—I—|—I—I—I—I—|—I—I—I—I—г

0,0 0,5 1,0 1,5 2,0

Phase

Рис. 2. Кривые блеска в B, V и R-фильтрах с элементами периода P = 9d,1

С одной стороны, действительно, регулярная переменность лучевых скоростей говорит о возможной двойственности звезды и атмосферная переменность маловероятна, но с другой - фотометрические кривые блеска не носят явно затменный характер, что может наложить некоторые ограничения на гипотезу двойственности HD 218915, предложенную в [14]. В свое время Андерхилл [15] отмечала, что с большой вероятностью практически все яркие сверхгиганты пере-

-1-1-1-1-1-1-1-Т-1-1-1-1-1-1-1-1-Т-Т-1-[0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 Phase

Рис. 3. Кривая лучевых скоростей с элементами периода P = 9d,1

Таким образом, в приведенной работе впервые для HD 218915 были проанализированы на переменность сравнительно длительные ряды фотометрических наблюдений. Данный результат можно считать первым шагом на пути более глубокого исследования звезды. Это связано прежде всего с относительно небольшим количеством наблюдений. Из данной работы ясно, что необходимо продолжать всесторонние наблюдения HD 218915, которых сегодня явно недостаточно. К сожалению, гораздо чаще звезда интересовала наблюдателей не сама по себе, а как стандарт или своеобразный «зонд» для просвечивания межзвездной среды. Интересен и перспективен также поиск у HD 218915 компактного спутника на высокоэксцентричной долгопериодической орбите.

Авторы выражают благодарность сотрудникам Крымской лаборатории ГАИШ МГУ за помощь, оказанную во время наблюдений.

Литература

1. Van den Heuvel E.P.J. // Structure and evolution of close binary systems. IAU Symp. No.73 / Eds Eggleton P. et al. Dordrecht, 1976. P. 35-61.

2. Blaauw A. // Bull. Astron. Inst. Neth. 1961. Vol. 15. P. 265.

3. Gies D.R., Bolton C.T. // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1986. Vol. 61. P. 419-454.

4. Hoogerwerf R., de Bruijne J.H.J., de Zeeuw P.T. // Astronomy and Astrophysics. 2001. Vol. 365. P.49 - 55.

5. Stone R.C. // Astrophys. J. 1979. Vol. 232. P. 520-530.

6. Cruz-Gonzalez C. et al. // Rev. Mex. Astron. Astrof. 1974. Vol. 1. P. 211-259.

7. Leitherer C. // Astrophys. J. 1988. Vol. 326. P. 356-367.

8. Roberta M. // Humphreys the astronomical journal. 1970. Vol. 75. P. 602.

9. Conti P.S., Leep E.M. // Astrophys. J. 1974. Vol. 193. P. 113-124.

10. Stone R.C. // Astrophys. J. 1982. Vol. 261. P. 208-219.

11. Conti P.S., Ebbets D. // Astrophys. J. 1977. Vol. 213. P. 438-447.

12. Scargle J.D. // Astrophys. J. 1982. Vol. 263. P. 835-853.

13. Horne J.H., Baliunas S.L. // Astrophys. J. 1986. Vol. 302. P. 757-763.

14. Асланов А.А., Корнилова Л.Н., Черепащук А.М. // Письма в Астрон. журн. 1984. Т. 10. С. 666-672.

15. Underhill A.B. The Early Type Stars. D. Reidel Publ., Dordrecht, 1966.

Sternberg Astronomical Institute, Московский государственный университет,

Южно-Российский государственный университет экономики и сервиса, г. Шахты_6 октября 2006 г.