CC BY
1
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2023, том 78, № 3, с. 363-379
УДК 524-316.7.022-56:520.82/84
POST-AGB ОБЪЕКТ IRAS 07253-2001: ПУЛЬСАЦИИ, ДОЛГОВРЕМЕННАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ БЛЕСКА И СПЕКТРАЛЬНЫЕ ОСОБЕННОСТИ
© 2023 Н. П. Иконникова1*, М. А. Бурлак1, А. В. Додин1, А. А. Белинский1, А. М. Татарников1'2, Н. А. Масленникова1'2, С. Г. Желтоухов1'2, К. Е. Атапин1
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
2Московский государственный университет имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия Поступила в редакцию 15 апреля 2023 года; после доработки 31 мая 2023 года; принята к публикации 15 июня 2023 года
Наблюдения и всестороннее изучение как можно большего числа звезд промежуточных начальных масс, находящихся на поздних стадиях эволюции, в частности после прохождения ими стадии асимптотической ветви гигантов (AGB), крайне важны для выявления общих свойств звезд этого класса, а также для обнаружения среди них двойных объектов. Целью данной работы является исследование фотометрических и спектральных особенностей малоизученного кандидата в postAGB звезды, инфракрасного (ИК) источника IRAS 07253—2001. В работе представлены новые данные многоцветной UBVRCIcYJHK фотометрии, полученные на телескопах Кавказской горной обсерватории, и анализ наблюдений из автоматизированного обзора всего неба для поиска сверхновых (All Sky Automated Survey for SuperNovae — ASAS-SN) этого объекта. Сообщается об обнаружении периодической мультичастотной переменности блеска звезды, вызванной пульсациями. Суперпозиция колебаний с основным периодом около 73 суток и близкими к нему — 68 и 70 суток — приводит к вариациям блеска с переменной амплитудой. Выделен также долговременный синусоидальный тренд блеска с периодом около 1800 суток. Мы предполагаем, что найденный период является орбитальным, а IRAS 07253—2001 представляет собой двойную систему. По спектральным данным низкого разрешения, полученным на 2.5-м телескопе Кавказской горной обсерватории в 2020 г. и 2023 г. в диапазоне длин волн 3500—7500 A, проведено отождествление спектральных линий и создан спектральный атлас. В спектре обнаружены запрещенные эмиссионные линии [N II], [Ni II] и [S II], происхождение которых обсуждается. Линия Ha имеет переменную двухпиковую эмиссионную компоненту. Получены предварительные оценки параметров звезды, и обнаружена переменность лучевой скорости с амплитудой около 30 км с-1.
Ключевые слова: звезды: AGB и post-AGB-звезды: эволюция — звезды: двойные — звезды: переменные — звезды: индивидуальные: IRAS 07253-2001
1. ВВЕДЕНИЕ
Одной из наиболее актуальных задач в области изучения эволюции звезд промежуточных начальных масс (1—8 M©) является исследование этих объектов на стадии перехода от AGB к планетарным туманностям. Эти звезды в результате масштабной потери массы во время тепловых импульсов на AGB-стадии поставляют в межзвездную среду продукты нуклеосинтеза, возникшие в результате их эволюции, и, наряду с остатками вспышек сверхновых, стимулируют дальнейший процесс развития своих галактик (Iben and Renzini, 1983).
E-mail: [email protected]
Как выяснилось из наблюдений, подавляющее большинство объектов в постасимптотической (post-AGB) стадии эволюции являются переменными звездами. Тип переменности блеска зависит от температуры звезды, то есть от ее положения на горизонтальном эволюционном треке. Более холодные объекты пульсируют, причем, как правило, не на одной частоте (Sasselov, 1984; Arkhipova et al., 2010; Hrivnak et al., 2020), в то время как горячие показывают быструю (с характерным временем несколько суток или меньше) неправильную переменность, причиной которой могут быть вариации мощности звездного ветра, а также пульсации компактного ядра (Handler et al., 1997; Arkhipova et al., 2013). Кроме того, значительную
роль в проявлении фотометрической переменности post-AGB звезд играют вариации околозвездного покраснения в неоднородных пылевых оболочках (Arkhipova et al., 2010; Hrivnak et al., 2022).
В настоящее время теория пульсаций звезд на поздних стадиях эволюции находится на этапе разработки. Трудность построения такой теории связана с тем, что для AGB и post-AGB звезд важными являются процессы конвекции и истечения вещества, которые трудно учитывать при расчетах (Fadeev, 2019). Пульсационные характеристики, полученные из наблюдений для как можно большего числа звезд, дают важную информацию для построения пульсационных моделей.
Немалую долю известных на сегодняшний день post-AGB объектов составляют двойные звезды (Van Winckel, 2003; 2007). Эти звезды на данном этапе эволюции не являются контактными системами, но они должны были подвергаться сильному взаимодействию в прошлом, когда главная звезда находилась на AGB и имела большие размеры (Van Winckel, 2017). Поэтому важно разделить двойные и одиночные объекты и рассматривать их отдельно при сравнении с теоретическими эволюционными моделями.
Среди 209 наиболее вероятных post-AGB объектов из каталога Szczerba et al. (2007) есть звезды, которые исследованы недостаточно полно. Одним из них является ИК-источник IRAS 07253—2001, который был включен в список кандидатов в postAGB объекты Garcia-Lario et al. (1990). Авторы впервые получили наблюдения звезды в полосах JHK и построили распределение энергии по этим данным, а также по данным спутника IRAS в диапазоне длин волн от 12 мкм до 60 мкм. В работе Garci a-Lario et al. (1990) ИК-источник был ошибочно отождествлен с яркой соседней звездой HD 59049, тем не менее JHK-наблюдения относятся к IRAS 07253-2001, а не к HD 59049.
В дальнейшем объект попал в выборку возможных OH/IR мазеров (Blommaert et al., 1993), однако излучение на 1612 МГц не было обнаружено. Также не было найдено ни H2O (Suarez et al., 2007), ни SiO мазера (Yoon et al., 2014), связанного с IRAS 07253-2001.
В работе Blommaert et al. (1993) источник IRAS 07253-2001 позиционируется как кислородный (O-rich) AGB-объект. Эта классификация была подтверждена Suh and Hong (2017), которые включили его в каталог O-rich AGB-объектов.
Reddy and Parthasarathy (1996) получили для IRAS 07253-2001 оценки блеска в BVI-полосах и спектр низкого разрешения. Авторы определили спектральный класс звезды — F5 Ie, и построили модель, в соответствии с которой распределение энергии в спектре звезды в диапазоне длин волн от
0.4 мкм до 100 мкм удовлетворительно представляется суммой излучения фотосферы с параметрами Teff = 7000 K и lg g = 1.0 и пылевой оболочки, нагретой до Td = 210 K. При этом авторы указывают на наличие в системе как холодной, так и теплой пылевой оболочки. Звезда, по расчетам Reddy and Parthasarathy (1996), имеет полное поглощение в V-полосе AV = 2 m 1, радиус R* = 54 R©, окружена пылевой оболочкой радиусом Rd = 1.0 х 105 R© и находится на расстоянии d = 10 кпк. Sua rez et al. (2006) по спектру низкого разрешения классифицировали IRAS 07253-2001 как сверхгигант F2.
Целью настоящей работы является исследование фотометрического поведения звезды, особенностей ее спектра и определение параметров на основе собственных и архивных наблюдательных данных. Здесь представлен анализ фотометрических и спектральных наблюдений звезды, полученных на телескопах Кавказской горной обсерватории Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова (КГО ГАИШ МГУ), и фотометрических данных из обзора ASAS-SN. Сообщается об обнаружении фотометрической и спектральной переменности звезды, приводятся оценки ее параметров.
Полученные нами наблюдения показали, что оборудование, погодные условия, квалификация специалистов КГО ГАИШ МГУ позволяют получать данные хорошего качества по программе исследования post-AGB звезд и родственных им объектов, начатой более тридцати лет назад на телескопах Крымской астрономической станции ГАИШ МГУ.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
2.1. UBVRcIc -фотометрия
Оптическая фотометрия звезды проводилась на 60-см телескопе системы Ричи-Кретьена (RC600) КГО ГАИШ МГУ. Телескоп оборудован комплектом фотометрических фильтров и ПЗС-камерой Andor iKon-L (2048 х 2048 пикселей, размер пикселя 13.5 мкм, масштаб 0''67 на пиксель, поле зрения 22' х 22' ). Детальное описание телескопа и навесного оборудования можно найти в работе Berdnikov et al. (2020). Наблюдения проводились в режиме удаленного управления. Мы наблюдали IRAS 07253-2001 в течение четырех сезонов видимости объекта в период 2019-2023 гг. В каждую из 189 ночей было получено по 2-3 кадра в UBVRcIc полосах.
В одну из фотометрических ночей (2 января 2020 г.) на близкой воздушной массе была снята площадка вторичных стандартов SA104 из работы Landolt (2009). Положения и фотометрия звезд
* 1 . ' ф N • •
® ■ st99 ■ ® • IRAS я * « * *
*# * « Ф • ■ р * • я » * 1 ® ■ • stl22 ■
* ' * 1 '
Рис. 1. Окрестности IRAS 07253-2001 в полосе V. Таблица 1. UBVRcIc-фотометрия звезд сравнения
Star ID2MASS и В V Rc Ic
St99 Stl22 07275650-2007120 07271826-2009324 14.598 13.494 14.243 13.419 13.466 12.797 13.051 12.443 12.641 12.083
площадки, попавших в наше поле зрения, брались из базы данных Питера Стетсона1. По звездам площадки были получены коэффициенты перевода инструментальной фотометрии в стандартную систему. Затем с этими коэффициентами мы получили значения всех достаточно ярких звезд с величинами 11m0-14 m 5 в полосе V в окрестности IRAS 07253-2001. По результатам обработки всех имеющихся наблюдательных данных для площадки IRAS 07253-2001 были выбраны звезды с блеском и цветами, сходными с IRAS 07253-2001, которые в дальнейшем использовались как звезды сравнения при дифференциальной фотометрии. Согласно базе данных ASAS-SN, у отобранных звезд не была обнаружена переменность на временном интервале около 4000 дней. На рис. 1 показано относительное расположение IRAS 07253-2001 и выбранных звезд. Их обозначение по каталогу 2MASS, а также полученные нами UBVRc Ic величины приведены в таблице 1.
Результаты обработки всех наблюдений IRAS 07253-2001 содержатся в таблице 2 (полностью таблица представлена в электронном виде2), где для каждой ночи получены средние по нескольким кадрам значения времени наблюдений и блеска в каждой фотометрической полосе. В
Таблица 2. UBVRc IC-фотометрия IRAS 07253-2001 в 2019-2023 гг.
'https://www.canfar.net/storage/list/STETSON/ Standards/L104
2http://lnfm1.sai.msu.ru/~davnv/iras07253/ UBVRcIc.txt
JD, 2400000+ U В V Rc Ic
58784.610 13.736 13.449 12.675 12.199 11.708
58785.617 13.698 13.479 12.676 12.207 11.699
58791.602 13.603 13.313 12.569 12.111 11.638
среднем среднеквадратичные отклонения составили: au = 0 m023, ab = 0m007, av = 0m008, ARc = 0 m010, Aie = 0 m007.
2.2. ИК-фотометрия
Наблюдения в ближней ИК-области проводились на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ с помощью камеры-спектрографа ASTRONIRCAM (Nadjip et al., 2017) в течение шести сезонов видимости в 2018—2023 гг. Для получения прямых снимков в полосах JHK-системы МКО—NIR (Mauna Kea Observatories Near-InfraRed (Simons and Tokunaga, 2002; Tokunaga et al., 2002)), а в сезоны 2021—2023 гг. и в полосе Y, использовался режим дизеринга. За наведение в каждом фильтре получалось по 10—15 кадров. Первичная обработка, подробно описанная Tatarnikov et al. (2023), включала в себя коррекцию нелинейности и плохих пикселей, учет темнового тока, исправление
за плоское поле и вычитание фона. Далее проводилась апертурная фотометрия. В качестве звезды сравнения обычно мы использовали HD 59049 (A2 III/IV), сравнимую по яркости в ИК-диапазоне с IRAS 07253—2001 и попадавшую в поле зрения 4'.6 х 4 '.6. Ее звездные величины в системе МКО-NIR (Y = 9 m 53, J = 9 m 40, H = 9 m 29, K = 9m28) были получены пересчетом величин 2MASS по формулам из работы Leggett et al. (2006). В сезон 2021—2022 гг. в некоторые ночи HD 59049 не попала в поле зрения. Тогда в качестве звезды сравнения мы использовали HD 59095 (A3IV/V). Ее величины (Y = 8m52, J = 8 m42, H = 8 m37, K = 8m37) были получены аналогично, но скорректированы так, чтобы разности блеска с HD 59049 соответствовали наблюдаемым, когда в поле зрения попадали обе звезды сравнения. Результаты YJHK-фотометрии представлены в таблицах 3 и 4. Величины рассчитаны как среднее для каждого наведения. Ошибки представляют собой среднеквадратичное отклонение, не включают погрешность величин звезд сравнения и составляют в среднем: A Y = 0 m009, AJ = 0 m 014, AH = 0m015, AK = 0m013.
2.3. Наблюдения по программе ASAS-SN
Для исследования фотометрического поведения звезды крайне полезными стали наблюдения по программе сети телескопов-роботов для автоматического поиска сверхновых ASAS-SN3 (Shappee et al., 2014; Kochanek et al., 2017).
В автоматическом обзоре ASAS-SN с 14 февраля 2012 г. по 25 мая 2018 г. (HJD = 2455972.9-2458264.5) было получено примерно 920 оценок блеска звезды в полосе V с точностью около 0m 02. Начиная с 2018 г. наблюдения проводятся в полосе g. Для анализа мы использовали данные за период с 17 февраля 2018 г. по 19 апреля 2022 г. (HJD = 2458226.6-2459689.6). За этот интервал было получено более 580 оценок блеска с точностью около 0 m 02.
2.4. Спектральные наблюдения
Спектральные наблюдения IRAS 07253-2001 были проведены в 2020 г. и 2023 г. на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ с помощью нового Транзиентного Двухлучевого Спектрографа (ТДС) (Potanin et al., 2020). В качестве приемников использовались камеры Andor Newton 940P с ПЗС E2V CCD42-10 формата 512x2048 пикселей. Наблюдения проводились с длинной щелью шириной 1 '.'0, что позволяло обеспечить максимальное
All Sky Automated Survey for SuperNovae
Таблица 3. JHK-фотометрия IRAS 07253-2001 в сезоны 2018-2021 гг.
JD, 2400000+ J, mag H, mag К, mag
58147.331 10.867 10.048 8.808
58151.340 10.893 10.079 8.852
58153.360 10.893 10.084 8.850
58156.296 10.911 10.102 8.899
58166.312 10.888 10.054 8.840
58180.248 10.892 10.077 8.834
58482.412 10.906 10.097 8.877
58486.395 10.901 10.097 8.872
58487.375 10.896 10.089 8.858
58489.350 10.885 10.097 8.848
58493.401 10.903 10.107 8.895
58504.439 10.848 10.079 8.905
58511.479 10.844 10.079 8.862
58863.360 10.901 10.105 8.870
58866.356 10.923 10.126 8.918
58867.410 10.912 10.126 8.923
58868.354 10.913 10.119 8.919
58869.371 10.899 10.122 8.924
58870.385 10.880 10.107 8.906
58871.349 10.891 10.100 8.906
58884.344 10.948 10.171 9.014
58891.351 10.895 10.081 8.920
58908.203 10.988 10.133 8.900
58909.272 10.981 10.135 8.867
58911.257 10.969 10.132 8.881
58914.269 10.907 10.068 8.851
58919.219 10.928 10.110 8.873
58920.283 10.927 10.102 8.863
спектральное разрешение, но ценой потери части света на щели при качестве изображения хуже 1 '.'0. Потери света на щели для объекта и стандарта могут быть разными, поскольку зависят от переменного во времени качества изображения и точности выставления звезд на центр щели. Поэтому получение потоков в абсолютных единицах с узкой щелью невозможно в используемой конфигурации прибора. Покрываемый спектральный диапазон 3500—7500 Л. Достигаемое спектральное разрешение: К = 1300 в диапазоне 3500—5720 Л (голубой канал) и К = 2500 в диапазоне 5720—7500 Л (красный канал). Журнал спектральных наблюдений представлен в таблице 5. На рис. 2 отмечены моменты получения нами спектров.
Вся обработка проводилась с использовани-
Таблица 4. YJHK-фотометрия IRAS 07253-2001 в сезоны 2021-2023 гг.
JD,2400000+ Y, mag J, mag H, mag К, mag JD, 2400000+ Y, mag J, mag H, mag К, mag
59541.565 11.575 11.011 10.174 8.970 59656.210 - 11.020 10.152 8.939
59547.503 - 11.055 10.220 9.014 59679.203 - 10.990 10.148 8.960
59552.396 - 11.052 10.179 8.990 59890.542 - 10.905 10.095 8.931
59555.467 - 11.056 10.187 8.980 59892.544 - 10.916 10.107 8.956
59565.416 11.617 11.091 10.209 9.001 59895.546 - 10.929 10.116 8.966
59571.483 11.607 11.061 10.176 8.952 59899.598 - 10.904 10.098 8.934
59584.435 11.596 11.034 10.158 8.968 59912.470 - 10.933 10.118 8.938
59599.379 - 11.050 10.197 9.013 59915.440 11.425 10.941 10.124 8.949
59602.308 - 11.036 10.190 8.982 59922.458 11.407 10.907 10.081 8.877
59606.297 - - - 8.971 59930.432 - 10.913 10.079 8.896
59609.475 - 10.996 10.186 9.015 59945.519 - 10.895 10.087 8.886
59611.350 11.524 11.011 10.163 8.960 59953.477 11.385 10.900 10.102 8.938
59616.329 11.515 11.016 10.163 8.948 59954.384 11.391 10.903 10.105 8.938
59623.394 11.561 11.034 10.174 8.981 59958.394 11.386 10.907 10.092 8.923
59625.258 11.566 11.040 10.194 8.991 59962.366 11.354 10.881 10.071 8.887
59636.285 11.533 11.028 10.180 8.955 59980.331 11.357 10.873 10.068 8.908
59639.211 11.548 11.033 10.173 8.956 60000.243 11.413 10.942 10.119 8.930
59641.270 11.556 11.039 10.167 8.964 60012.281 11.433 10.947 10.065 8.922
59645.267 11.577 11.052 10.186 8.978
Таблица 5. Журнал спектральных наблюдений
Дата HJD 2~exp> С SNR* Стандарт
2450000+
2020/01/18 8867.4 300 x 3 130 BD+25 4655
2020/12/14 9198.5 400 x 2 170 Feige 66
2023/01/06 9951.4 900 x 3 190 HIP 38789
2023/01/10 9955.4 1200 x 3 340 HIP 38789
Примечание: * — — отношение сигнала к шуму в итоговом спектре в континууме в области 6000 Л.
ем собственных программ, написанных на языке Python. Редукция данных описана в статье Potanin et al. (2020). Хотя задача вычисления абсолютного потока от звезды не ставилась, более того, мы использовали нормированные на континуум спектры, тем не менее наблюдение звезд-стандартов необходимо для устранения из спектра узких деталей, связанных как с особенностями пропускания прибора, так и с полосами поглощения в земной атмосфере.
Для этого в наблюдениях 2020 г. использовались звезды из списка спектрофотометрических
стандартов Европейской южной обсерватории4. В наблюдениях 2023 г. в качестве стандарта мы использовали спектр звезды HIP 38789 спектрального класса A0 V, которая находится вблизи объекта, и спектр c S/N & 500 был получен непосредственно после наблюдений объекта.
По нормированному на континуум спектру были определены параметры звезды-стандарта (эффективная температура Teff = 9630 K, ускорение силы тяжести lg g = 3.89, металличность [Me/H] = 0.14 и скорость микротурбуленции = 2.0 км с-1) с помощью программы pySME5 (Piskunov and Valenti, 2017; Wehrhahn et al., 2023), при которых спектральные линии описываются с точностью лучше 1 %.
Рассчитанный теоретический спектр путем интегрирования со стандартными кривыми пропускания фильтров6 приводился к абсолютному потоку по V фотометрии из базы данных SIMBAD, а по B фотометрии определялась величина межзвездного поглощения с использованием стандартной кривой межзвездного поглощения. Найденное значение Av = 0m21 согласуется с отсутствием
4https://www.eso.org/sci/observing/tools/
st andards/spectra/st anlis.html
5https://pysme-astro.readthedocs.io/en/latest/
6http://svo2. cab. inta- csic .es/theory/fps/, Generic
тз с
"о
и
0.2 0.4 0.6
0.8
11.5 12.0
£ 12.5
'3 13.0 00 cs
S 13.5 14.0
1 1 1 . (а) V* ■ i ■ 1 1 1 w. i ' i U - B - f
.V-vi 'Н'ЧСЧ« Rc- Ic '
i1 >v - : V Ч VV • B - V
1 1 1 - i% *» • vr v - - : л/ v i . i 1 i 1 i •Vw A/w Vw VV . 1 . 1 1 1 ---Л|Л/--- . i . 1 1 1 Wn* I . WwRc " _ _ v ; 11 B v%AU . i , i
58800 59000 59200 59400 59600
JD, 2400000+
59800
Рис. 2. Кривые показателей цвета (а) и блеска (Ь) по наблюдениям на телескопе ЯС600 в 2019—2023 гг. Штриховая линия представляет собой аппроксимацию данных в полосе V полиномом второй степени. Вертикальными штрихами указаны моменты получения нами спектров.
следов диффузных межзвездных полос поглощения в наблюдаемом спектре. Такой подход позволяет вычислить кривую пропускания попиксельно и скорректировать наблюдаемый спектр за линии поглощения в земной атмосфере при условии наблюдения на той же воздушной массе и при полном заполнении ширины щели светом звезды. Последнее условие связано с тем, что неравномерность освещения щели отражается на профилях линий; отличие формы профилей линий атмосферы при наблюдениях объекта и стандарта приведет к неполной их компенсации при делении на кривую пропускания и появлению остаточных артефактов в спектре. Похожий эффект будет наблюдаться, если между моментом получения спектров объекта и стандарта произошел сдвиг спектров по длинам волн из-за деформации прибора.
3. АНАЛИЗ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ 3.1. Анализ многоцветной фотометрии
На рис. 2 показаны кривые блеска в полосах ИВУ Ее 1с и кривые показателей цвета и — В, В — У, Ес — 1с по нашим наблюдениям на телескопе НС600 за четыре сезона видимости звезды в 2019-2023 гг.
Видно, что звезда испытывает полуправильные колебания блеска в UBVRcIc-полосах с переменной амплитудой на фоне долговременного тренда блеска. Максимальные амплитуды колебаний блеска наблюдались в первые два сезона и составили: AU = 0 m40, ДВ = 0 m35, AV = 0 m25, ARC = 0 m22 и AIC = 0 m 19.
Для частотного анализа данных применялась программа WINEFK7 В. П. Горанского, реализующая дискретное Фурье-преобразование для временных рядов с произвольным распределением наблюдений по времени (Deeming, 1975).
Поиск периода в полосе V после устранения тренда, который хорошо представляется полиномом второй степени, привел к значению для основного периода P0 = 73d3. После вычитания в программе WINEFK из наблюдаемой кривой блеска, сглаженной по фазам волны с периодом P0 = 73 d3, был найден близкий к основному период P1 =69d 8. Этот результат хорошо согласуется с полученным по данным обзора ASAS-SN (см. ниже в Разделе 3.2).
В ближнем ИК-диапазоне нами были проведены наблюдения в течение шести сезонов за период
7http://www.vgoranskij.net/software/
WinEFrusInstruction.pdf
0.7 - ф 1 1 1 1 i J -H ■
lex, mag 0.8 0.9 • » t У • Vv •
с
1.0 - (H-K) - 0.1 -
"о и 1.1 1.2 - 9 * • 1 % ». •> • 1 1 ¿.V i i Ч?-: : (а) - i
10.0 _ 1 1 1 i ' I «тт.- h '
*> «Г ••> у*1
10.4 _ _
(D
'3 ОО CS 10.8 - V- - — - • 1 А J "
11.2 11.6 - i 1 i - - ' i ■ #*Ч Y ■ (b) - i
58500 59000 59500 60000
Щ 2400000+
Рис. 3. Кривые блеска и показателей цвета в ближнем ИК-Диапазоне в 2018—2023 гг. Штриховая линия представляет собой аппроксимацию данных в полосе J кубическим полиномом.
2018—2023 гг. На рис. 3 представлены кривые блеска в полосах ., Н и У и кривые показателей цвета . — Н и Н — К.
Переменность блеска звезды внутри каждого сезона превышает ошибки измерений и составляет порядка 0т 15 в У.НК-полосах. Наблюдений в ближнем ИК-диапазоне меньше, чем в оптическом, меньше и ожидаемая амплитуда пульсационных колебаний, поэтому по имеющемуся ряду данных выявить периодическую составляющую изменений блеска не удалось. Долговременный тренд блеска прослеживается хорошо и подобен тренду в оптическом диапазоне.
В первые два сезона оптических наблюдений, когда периодические колебания проявились более выраженно, прослеживалась четкая зависимость между блеском и показателями цвета (В — V) и (Ес — 1с) (рис. 4): звезда становится более красной при ослаблении блеска, что свидетельствует об изменении ее температуры во время пульсаций. Для показателя цвета (и — В) в первый сезон (черные точки) корреляция с блеском выражена слабее, а во второй (серые точки) — практически отсутствует. Видно также, что в 2020—2021 гг. (серые точки) средний уровень блеска во всех полосах понизился, тогда как среднесезонные значения показателей цвета не изменились.
,3.2. Поиск периодичности по данным ASAS-SN
Предварительный анализ фотометрических данных показал, что блеск звезды испытывает квазипериодические колебания. Для поиска периода мы использовали плотные ряды данных в полосах V и g автоматического обзора ASAS-SN (рис. 5).
После снятия тренда, который удовлетворительно представляется полиномом второй степени, мы применили Фурье-преобразование и метод отбеливания — вычитание из наблюдаемой кривой блеска сглаженной по фазам периодической волны. В результате из кривой блеска в полосе V за 2012—2018 гг. было выделено три периодических компонента: основной период P = 73d0, после поэтапного отбеливания — P = 67d8 и P = 43 d 1. По наблюдениям в полосе g за 2018—2022 гг. аналогичным методом были получены: основной период P = 73d4 и после отбеливания близкие значения — P = 69d9 и P = 66d4, а также P = 44d8. На рис. 6 показаны амплитудные спектры в диапазоне периодов 10—100 суток для основных периодов P = 73d0 и P = 73d4, полученных по наблюдениям в полосах V и g соответственно, и фазовые кривые, свернутые с этими периодами. Максимальные амплитуды колебаний составляют AV = 0m3 и Ag = 0m35.
Обнаруженная нами переменность блеска IRAS 07253—2001 типична для сверхгигантов
11.6
11.7
11.8
11.9
...........(Ь) ■
.......................
ilS. ■
0.20 0.25 0.30 0.35 U — B, mag
0.44
0.48
Rc — Ic, mag
0.52
12.5
12.6
a
S 12.7
12.8
12.9 0.
(c)
65 0.70 0.75 0.80 B — V, mag
0.80
12.1
1 12.2
G
12.3
12.4 0.
(d)
\ вч* - —\ ■ \ /Ч — < -
40
0.44 0.48
V — Rc, mag
0.52
Рис. 4. Диаграммы «цвет — блеск» по наблюдениям 2019—2020 гг. (черные точки) и 2020—2021 гг. (серые точки).
Years
2012 2014 2016 2018 2020 2022 -1-1-1
12.2
п-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г
12.4 12.6 12.8
о тз з
С
«
s 13.0
t\
13.2 -13.4 -
13.6 L_L
_L
_1_
56000
57000 58000
JD, 2400000+
59000
Рис. 5. Кривые блеска по наблюдениям из обзора ЛБЛБ-БЫ в полосе V за 2012—2018 гг. (серые точки) и в полосе д за 2018-2022 гг. (черные точки).
спектральных классов F0—F8 в post-AGB стадии с близкими периодами — были отмечены Sasselov
эволюции. Характерные свойства полуправиль- (1984) для звезд типа UUHer и подтверждены
ного изменений блеска этих звезд — небольшие позднее для целого ряда других post-AGB объ-
амплитуды (от 0m 1 до 0m6), периоды порядка ектов (Arkhipova et al., 1993; Hrivnak and Lu,
30—100 суток, переключение пульсационных мод 2000; Kiss et al., 2007). Совместное исследование
0.04
Frequence, s-1
0.06
1.0
Phase
Рис. 6. Амплитудные спектры ряда наблюдений АБАБ-БЫ в полосе V (а) и д (Ь) и фазовые кривые, свернутые с периодами, соответствующими самым высоким пикам в амплитудных спектрах.
кривых блеска, показателей цвета и лучевых скоростей подтверждает вывод о том, что причиной переменности этих звезд являются пульсации (Нг1упаке!а1.,2013; 2018).
3.3. Долговременный тренд блеска
На рис. 7 показана сводная кривая блеска в полосе V за период с 2014 г. по 2023 г. по данным обзора ЛБАБ-БЫ и нашим наблюдениям на телескопе РС600. Как видно на рисунке, прослеживается синусоидальная волна с большим периодом.
Для поиска периода к массиву данных в полосе V за 2014—2023 гг. мы применили программу В. П. Горанского УШЕЕК. В результате в диапазоне значений 500—3000 суток был найден период Р = 1810 ± 200 суток. На рис. 8 показаны фазовые кривые блеска в полосах VJHK, а на рис. 9 — кривые показателей цвета и — В, В — V, Ес — 1с, . — Н, Н — К, свернутые с этим периодом.
Блеск, как в оптическом, так и в ближнем ИК-диапазоне, а также показатель цвета . — Н испытывают фазовые изменения, тогда как показатели цвета и — В, В — V, Ес — 1с и Н — К не меняются с фазой.
Обнаруженная нами долговременная переменность блеска с периодом около 1800 суток не является уникальной для роБ^ЛОВ объектов. В
частности, их представители — переменные типа RV Tau подкласса RVb, в дополнение к пульса-ционной активности, демонстрируют модуляцию среднего блеска с периодами 470—2800 суток (Soszynski et al., 2017). По современным представлениям, подобного рода переменность связана с их двойственностью и наличием у них околозвездных пылевых дисков, которые при орбитальном движении в разной степени затмевают центральный источник (Kiss and Bodi, 2017).
Более горячие post-AGB объекты, покинувшие полосу нестабильности, в отдельных случаях также показывают долговременные периодические модуляции блеска. Примером может служить биполярная протопланетарная туманность с центральной двойной звездой — V510 Pup (IRAS 08005-2356). Для нее Manick et al. (2021) обнаружили переменность блеска с периодом P = 2654 ± 124 суток по фотометрическим данным в оптическом (полоса V) и ближнем ИК-диапазонах (полосы JHKL). Авторы провели также спектральный мониторинг звезды и выявили переменность лучевой скорости с тем же периодом P = 2654 суток, который, без сомнения, является орбитальным.
Таким образом, по аналогии с другими postAGB объектами, показывающими долговременный периодический тренд блеска, мы предполагаем, что найденный период является орбитальным. Самой
2015
es
S
ИКОННИКОВА и др.
Years
2017
2019
2021
2023
57000 57500 58000 58500 59000 59500 60000
.ГО, 2400000+
Рис. 7. Кривая блеска в полосе V поданным обзора ASAS-SN (серые точки) и наблюдениям на телескопе RC600 (черные точки).
вероятной причиной подобной переменности блеска при неизменности показателей цвета в оптическом диапазоне может быть переменное экранирование света центрального источника при его орбитальном движении крупными частицами пылевого диска, дающими нейтральное поглощение, как, например, в случае IRAS 19135+3937 (Gorlova et al. (2015) и наши неопубликованные данные).
3.4. Анализ спектральных данных
Мы получили четыре спектра звезды в 2020 г. и 2023 г. Спектр за 10 января 2023 г. был снят при самых хороших погодных условиях, с наилучшим SNR и максимальными экспозициями. Его мы и использовали для основного анализа. На рис. 10 изображен нормированный на континуум спектр за эту дату с обозначением отождествленных нами линий. Отождествление спектра проводилось с помощью базы данных VALD3 (Ryabchikova et al., 2015).
Кроме линий водорода в спектре присутствуют многочисленные линии нейтральных металлов и их ионов: FeI, FeII, MgI, MnI, Sc II, Ni I, Si II и др. Обращает на себя внимание наличие сильных линий SI (Л6744, Л6749, Л6757) и CI (Л 6010-6020, Л 6588, Л 7107-7120). В спектре обнаружены линии элементов s-процесса: бария Ba II (Л 5853, Л 6142, Л 6498), стронция SrII (Л4078 и Л4215) и иттрия YII (Л4884). Широкие абсорбционные детали на длинах волн Л 5797, Л 6286, Л 6613 можно отождествить с диффузными межзвездными полосами (DIBs). В спектре IRAS 07253-2001 линия K Ca II (Л 3933) ослаблена относительно
бленды Ш + HCaII, в отличие от спектров других post-AGB звезд близких спектральных классов ^887^1; V1648 Agl и V448Lac), в которых эти линии имеют практически одинаковые глубины (Hгivnak et ^ (1989); Suaгez et ^ (2006) и наши неопубликованные данные).
3.4.1. Эмиссионные линии оболочки
Важной особенностью спектра является наличие эмиссионной составляющей линии Ha. На рис. 11 показаны профили линии Ha на спектрах, полученных 18 января 2020 г., 14 декабря 2020 г. и 10 января 2023 г. Профиль линии Ha на спектре за 6 января 2023 г. практически совпадает с таковым за 10 января 2023 г. и не нанесен на рис. 11.
Линия Ha имеет двухкомпонентную эмиссионную составляющую и существенно меняется со временем. Моменты спектральных наблюдений отмечены на рис. 2. На дату 18 января 2020 г. звезда находилась в пульсационном максимуме на уровне блеска V = 12 т53 и имела самую слабую эмиссионную компоненту. Следующая дата спектральных наблюдений 14 декабря 2020 г. пришлась на пуль-сационный минимум с блеском V = 12™89. В этот момент эмиссионная линия Ha на нормированном спектре существенно усилилась, а центральная абсорбция практически исчезла. На дату 10 января 2023 г. при V = 12™66 эмиссионная компонента опять приобрела двухкомпонентный профиль и заняла на графике промежуточное положение.
Переменность эквивалентной ширины эмиссионной компоненты можно объяснить, предположив, что меняется уровень континуума звезды, а
12.4
12.6
Ы 12.8
13.0 13.2
8.8
SP
S 8.9 9.0 10.0
10.1
S <4
10.2 10.8
10.9
S'
11.0 11.1
—!-1-1-.-1-.-1-.-1-1-1-.-1-.-1-.-1-1-1-.-1-
U
H-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г
/ \
r
V.
t.
?
i x
è î
i
r,
? fr
/ \ Г
* г
?
I Î
r.
ft s:
fe
*
• • » tf 9
•I
Ç
h
«
H-'-1-'-1-'-1-'-1-'-1-'-1-'-1-'-1-'-r
H-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-'-1-1-1-1-1-1-Г
_l_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0
Phase
Рис. 8. Фазовые кривые блеска, свернутые с периодом Р = 1810 суток, по данным обзора ASAS-SN (серые точки) и нашим наблюдениям на телескопах КГО (черные точки).
эмиссионная линия образуется в околозвездной газовой оболочке и имеет постоянную интенсивность. При этом двухкомпонентный профиль вызван наложением эмиссионной линии на абсорбцию звезды.
Неожиданным оказалось обнаружение в спектре холодной звезды запрещенных эмиссионных линий [N11] (Л 6548 и Л 6584), [Б II] (Л 6716 и Л6731), [№П] (Л6667, Л7378 и Л7412) и [РеП] (Л 7155). Подобного явления мы пока не встречали у других роБ^АСВ сверхгигантов спектральных классов Р0—Р8, в отличие от горячих роБ^АСВ звезд с Тед > 15 000 К, спектры которых представляют собой сумму излучения центральной звезды и газовой оболочки низкого возбуждения, как, на-
пример, у объектов IRAS 14331—6435 (Arkhipova et al., 2018) или IRAS 18379-1707 (Ikonnikova et al., 2020).
Мы измерили эквивалентные ширины линий [N II] Л 6584, [S II] (Л 6716 и Л 6731), [Ni II] (Л 6667, Л 7378 и Л 7412), значения которых представлены в таблице 6. Из-за слабости этих линий точность измерения их эквивалентных ширин невысока и составляет около 15-20%. Относительные интенсивности линий [SII] F (Л 6716)/F (Л 6731) и [Ni II] F (Л 6667)/F (Л 7378) слабо зависят от электронной температуры Te и могут быть использованы для оценки электронной концентрации Ne в зоне образования этих линий. Мы не рассматривали при диагностике линию [Ni II] Л 7412, поскольку
0.1
00
03 В 0.2
of 0.3
b
0.4
0.6
00
03
£ 0.7
i 0.8
f
0.9
ш 0.45
В
0.50
о
0.55
SP сЗ 0.8
£
tq
^ 0.9
1.1
В
1.2
1.3
« t
Л
Ч
_I—■—I-
£ « И ?
* 4 к $ * 4
я
»
»
*
• • .
V.
toil *
г.»
%4 X ftfc* Жft
* «
4 t
«v* тт» i «л» *
* 1 f ii * г f й
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0
Phase
Рис. 9. Фазовые кривые показателей цвета, свернутые с периодом P = 1810 суток, по нашим наблюдениям на телескопах КГО.
она располагается на краю спектра и может быть искажена.
Для сравнения наблюдаемых отношений ин-тенсивностей линий с теоретическими необходимо учесть поглощение света в спектре. Reddy and Paгthasaгathy (1996) приводят значения Лу = 0 т90 (или Е(В - V) = 0 т29) для межзвездного и Лу = 2™ 1 (или Е(В - V)=0™68) для полного поглощения, включая околозвездное. В работе Vickeгs et al. (2015) избыток цвета принимается равным 0™46 ± 0™05. Из-за незнания расстояния до объекта (см. раздел 4) невозможно пока определить Е(В — V), используя карты межзвездного покраснения.
Принимая во внимание неопределенность величины Е(В — V), мы получили отношения интен-
сивностей линий дублетов
[ЯII] Г (Л 6716)/Г (Л 6731) и 0.67 и
[N111] Г (Л 6667)/Г (Л 7378) и 0.20,
учитывая эквивалентные ширины этих линий и распределение энергии в синтетическом модельном спектре (см. раздел 3.4.2). Для оценки электронной концентрации в областях образования линий [8 II] и [№П] мы воспользовались результатами расчетов коэффициентов излучения, выполненных в рамках не-ЛТР моделей (Шапшш et а1., 2015). Мы получили значения N = (1.5—2.5) х 103 см-3 для зоны [8 II] и значительно более высокую оценку N = (1-3) х 106 см-3 для области [№П] в интервале температур Те = 5000-15 000 К. Этот результат согласуется с одним из основных выводов
3800
4000
4200
4400
4600
и
ÜHHNSÖHÜHÜHS HNS X>HpH>^ÜHffl ÜH ÜH
Гт (Di—< " (UtL»tL»tU<D(U(L»(L»(L» (D.-ч <U U S i—Г <L>
ÍIPhS U Рн PhPhPhPhPhPhPhPhPhH Рн fe £¡ S Рн
4800
5000
m m
5200 5400
м ^äj "ёЗ'Ти Э ^ ^Тн '"öS ^оЗ cd^tD cd '"ся ^
Q РнРнРн Q Рн и и pH pH UPlhU И Рн
5600
5800
6000
1.2
1.1
1.0
6200
нн
ü Ь
6400
Z Z
4J
Z77"
6600 6700 6800 6900 7000 7100 7200 7300 7400
Я, А
Рис. 10. Нормированный на континуум спектр, полученный 10 января 2023 г., с обозначением отождествленных нами линий. Серым цветом отмечены области, которые использовались для измерения лучевой скорости. В электронной версии журнала красным цветом изображен модельный спектр.
работы Bautista et al. (1996) о том, что значение Причина возникновения запрещенных эмисси-
ne в газовых туманностях, найденное по линиям онных линий в спектре IRAS 07253—2001 пока
[Ni II], существенно выше такового, определенного остается под вопросом. Если предположить, что
по линиям [S II]. IRAS 07253—2001 является двойной звездой, то их
L4
« L2
'У!
е
и
H сЗ
LG
-600 -400 -200 0 200 400 600
¥к кт е-1
Рис. 11. Профили линии На на нормированных спектрах, полученных 18 января 2020 г., 14 декабря 2020 г. и 10 января 2023 г.
Таблица 6. Эквивалентные ширины эмиссионных линий в спектре IRAS 07253—2001 по данным 10 января 2023 г.
Линия Alab, A EW, к
[N II] 1F 6583.45 0.057
[Ni II]2F 6666.80 0.037
[S II]2F 6716.47 0.024
[S II]2F 6730.85 0.036
[Ni II]2F 7377.83 0.221
[Ni II]2F 7411.61 0.108
наличие может свидетельствовать о присутствии горячего компаньона, скорее всего белого карлика, для обнаружения которого требуются наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне.
3.4.2. Определение параметров звезды
Мы предприняли попытку определить параметры звезды, сравнивая ее спектр с синтетическим, который был подобран программой pySME (см. сноску 5) и моделями атмосфер MARCS (Gustafsson at el., 2008).
При Teff = 6300 ± 300 К, lg g = 2.0 ± 0.6, it = 4.0 ± 1.7 км с-1, [Me/H] = -1.2 ± 0.2 удается хорошо описать профили линии водорода и большинство линий металлов за исключением линий Ca II, которые оказываются при моделировании существенно сильнее, чем в наблюдениях, и линий SI и CI, усиленных в нашем спектре
и отсутствующих в модельном (рис. 10). Для более надежного определения параметров звезды и оценки содержания химических элементов в ее атмосфере необходим спектр высокого разрешения и применение не-ЛТР подхода.
Пониженная металличность звезды при наличии в ее спектре довольно сильных линий S и С иллюстрирует отмеченную еще в ранних работах особенность химического состава отдельных post-AGB звезд, например HD 52961 (Waelkens et al., 1991). Так, некоторые сверхгиганты A—F демонстрируют почти солнечное содержание C, N, O, S и Zn, в то время как содержание Fe, Mg, Ca, Si, Cr и других элементов значительно ниже солнечного. Mathis and Lamers (1992) предположили, что изначально атмосферы этих звезд были солнечными по составу, но на данном этапе эволюции ядра отдельных тяжелых элементов были отделены от атмосферы и конденсировались на пылинках. Газ, обедненный тяжелыми элементами, составляет нынешнюю атмосферу этих звезд.
Сравним полученные нами параметры звезды с приведенными в более ранних работах.
Reddy and Parthasarathy (1996) по спектру низкого разрешения в диапазоне Л 5800—8500 определили спектральный класс звезды как F51(e). Эффективная температура Teff = 7000 K была получена ими на основе калибровки спектрального класса по Teff (Flower, 1977). Отметим, что в калибровке Straizys (1982) этому спектральному классу и классу светимости соответствует эффективная температура Tff = 6500 K. Значение силы тяжести на поверхности звезды lg g = 1.0 взято авторами из таблиц зависимости светимости от lgg (Flower, 1977).
Suarez et al. (2006) по спектру низкого разрешения (величина дисперсии около 2.47AA/пиксель) в диапазоне Л 4272—6812 классифицировали звезду как F21. По этому же спектру Molina (2018) получил Teff = 7826 ± 91 K с помощью эмпирического соотношения Teff = (8114± 65)- (146±24)(CaIIK), в которое входит эквивалентная ширина линии CalIK (Л 3933). То есть использовалась линия, которая находится вне наблюдаемого диапазона спектра. Не вызывают доверия и другие параметры, полученные в этой работе: [Fe/H] = -0.81 ± 019 и lg g = 1.28 ± 0.21, поскольку для их определения по уравнениям, приведенным автором, требуются эквивалентные ширины линий FeI blend (Л 4271) и Fe, Ti II (Л 4172—4179), но они не измерены и отсутствуют в таблице 1 из статьи Molina (2018).
3.4.3. Измерение лучевой скорости
Поскольку модельный спектр адекватно описывает большинство линий, мы можем использовать его для вычисления лучевой скорости. Для этого мы выбрали восемь участков спектра, где совпадение было наилучшим. Выбранные участки относятся к красному каналу, поскольку калибровка ТДС в нем значительно точнее, чем в голубом. Кроме того, большое количество эмиссионных линий неба в красной области позволяет исправить сдвиг калибровки из-за деформаций прибора. Итоговая точность калибровки относительно линий неба составляет около 3 км с-1. После исправления калибровки по спектру неба длины волн приводятся к барицентру Солнечной системы. Для вычисления лучевой скорости относительно теоретического спектра последний был уширен с гауссовским профилем до совпадения ширин абсорбционных линий. На каждом из выбранных участков наблюдаемый спектр был дополнительно нормирован и масштабирован до наилучшего совпадения уровня континуума и глубин линий с модельным спектром. Вычисление скорости и двух масштабирующих параметров производилось методом наименьших квадратов.
Средняя скорость по отдельным участкам для спектров 18января2020г. равна VR = 23±6 кмс-1, для 14 декабря 2020 г. — VR = 6 ± 6 кмс-1, для 6 и 10 января 2023 г. — VR =39 ± 5 кмс-1, с учетом ошибки калибровки. Отличие скоростей в декабре 2020 г. и январе 2023 г. видно даже при простом сравнении спектров: линии поглощения звезды сдвинуты, в то время как межзвездные и запрещенные линии остаются на месте. Таким образом, звезда показывает переменность лучевой скорости с амплитудой не менее 30 кмс-1. Типичные изменения скоростей при пульсационном движении в атмосферах post-AGB звезд составляют около 10 кмс-1 (Нпупак et а1., 2018). Следовательно, обнаруженное нами изменение скорости можно отнести к орбитальному движению, тем более что значение полуамплитуды переменности К1 и 15 кмс-1 попадает в диапазон величин К1 известных двойных post-AGB объектов (Оотеп et а1. (2018) и ссылки в этой работе).
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Перечислим основные результаты работы.
• Впервые для post-AGB объекта IRAS 07253— 2001 получена серия многоцветной фотометрии в оптическом и ближнем ИК-диапазонах.
• По наблюдениям обзора ASAS-SN и собственным данным найдена малоамплитудная квазипериодическая переменность блеска источника с основным периодом около 73 суток и близкими к нему значениями 68 и 70 суток. Суперпозиция колебаний с близкими периодами приводит к изменению блеска с переменной амплитудой. Зависимость цвет-блеск свидетельствует об изменении температуры во время пульсаций. Характер переменности и периоды пульсацион-ных колебаний согласуются с таковыми у типичных post-AGB сверхгигантов спектральных классов F0-F8 (Arkhipova et al., 2010; 2011; Hrivnak et al., 2010; 2022).
• По данным обзора ASAS-SN и собственным многоцветным наблюдениям обнаружена долговременная переменность блеска с периодом около 1800 суток, который, вероятно, является орбитальным.
• Впервые получены спектральные наблюдения с лучшим, чем прежде, спектральным разрешением. Проведено отождествление линий в спектре. Построен спектральный атлас. Проведено моделирование спектра и получены параметры атмосферы звезды:
Teff = 6300 ± 300 K, lg g = 2.0 ± 0.6, it = 4.0 ± 1.7 кмс-1, [Me/H] = -1.2 ± 0.2.
• Обнаружена переменность лучевой скорости с амплитудой около 30 кмс-1, что является указанием на двойственность звезды.
• Выявлена переменность эмиссионной компоненты линии На. Сделан вывод об образовании этой линии в оболочке звезды.
• В спектре обнаружены запрещенные эмиссионные линии газовой оболочки. Предположительно, источником возбуждения этих линий может быть горячая звезда в двойной системе.
Полученные нами данные в широком диапазоне длин волн — от 0.35 мкм (U-полоса) до 2.2 мкм (K-полоса) — могут послужить в дальнейшем для моделирования распределения энергии в спектре звезды и определения параметров ее пылевой оболочки.
Эволюционный статус звезды как post-AGB сверхгиганта не вызывает сомнений. Однако определение массы звезды, путем сравнения ее параметров (эффективной температуры и светимости) с модельными расчетами (например, Miller Bertolami (2016)) пока не представляется возможным. Для оценки светимости звезды мы возлагали большие надежды на спутник Gaia. Однако в каталоге GaiaDR2 (Brown et al., 2018) параллакс имеет отрицательное значение п = -2.2 ± 0.4 mas. Параллакс п = 2.4 ± 0.5 mas из каталога GaiaDR3
(Brown et al., 2021) приводит к расстоянию d = 452—907 пк (Bailer-Jones et al., 2021) и светимости L = 25.6l9224L© (Oudmaijer et al., 2022), значение которой находится вне диапазона све-тимостей 3000 L© < L < 15 000 L© post-AGB моделей (Miller Bertolami, 2016). Следует отметить, что параметр астрометрического решения RUWE (перенормированное значение %-квадрат) для IRAS 07253-2001 составляет 42.89 » 1, что свидетельствует о крайне низкой точности параллакса и невозможности его использовать.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят за поддержку работы Программу развития Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова (научно-образовательная школа «Фундаментальные и прикладные исследования космоса») и коллектив операторов 2.5-м телескопа КГО ГАИШ МГУ (Б. С. Сафонова, О. В. Возякову, О. В. Егорова и В. С. Ландера) за отдельные наблюдения.
С. Г. Желтоухов и А. М. Татарников благодарят за поддержку Российский научный фонд (грант № 23-22-00182).
Мы выражаем благодарность анонимным рецензентам за полезные замечания.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. V. P. Arkhipova, N. P. Ikonnikova, and R. I. Noskova,
Astronomy Letters 19, 169(1993).
2. V. P. Arkhipova, N. P. Ikonnikova, and
G. V. Komissarova, Astronomy Letters 36, 269 (2010).
3. V. P. Arkhipova, N. P. Ikonnikova, and
G. V. Komissarova, Astronomy Letters 37, 635 (2011).
4. V. P. Arkhipova, M. A. Burlak, V. F. Esipov, et al.
Astronomy Letters 39, 619 (2013).
5. V. P. Arkhipova, M. Parthasarathy, N. P. Ikonnikova,
et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 4S1, 3935 (2018).
6. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau, et al.,
Astron. J. 161, id. 147(2021).
7. M. A. Bautista, J. Peng, and A. K. Pradhan,
Astrophys. J. 46G, 372 (1996).
8. L. N. Berdnikov, A. A. Belinskii, N. I. Shatskii, et al.,
Astronomy Reports 64, 310 (2020).
9. J. A. D. L. Blommaert, W. E. C. J. Van Der Veen, and
H. J. Habing, Astron. and Astrophys. 267, 39 (1993).
10. A. G. A. Brown, et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 616, id. A1 (2018).
11. A. G. A. Brown, et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 649, id. A1 (2021).
12. T. J. Deeming, Astrophys. and Space Sci. 36, 137 (1975).
13. S. De Ruyter, H. Van Winckel, T. Maas, et al., Astron. and Astrophys. 448, 641 (2006).
14. Yu. A. Fadeev, Astronomy Letters 45, 521 (2019).
15. P. J. Flower, Astron. and Astrophys. 54, 31 (1977).
16. P. Garcia-Lario, A. Manchado, S. R. Pottasch, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 82, 497 (1990).
17. P. Garcia-Lario, M. Parthasarathy, D. de Martino, et al., Astron. and Astrophys. 326, 1103 (1997).
18. T. Giannini, S. Antoniucci, B. Nisini, et al., Astrophys. J. 814, article id. 52 (2015).
19. N. Gorlova, H. Van Winckel, N. P. Ikonnikova, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 451, 2462 (2015).
20. B. Gustafsson, B. Edvardsson, K. Eriksson, et al., Astron. and Astrophys. 486, 951 (2008).
21. G. Handler, R.H. Mendez, R. Medupe, et al., Astron. and Astrophys. 320, 125 (1997).
22. B. J. Hrivnak, S. Kwok, and K. M. Volk Astrophys. J. 346,265,(1989).
23. B. J. Hrivnak and W. Lu, Proc. IAU Symp. No. 177, Ed. by Robert F. Wing (Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 2000), p. 293.
24. B. J. Hrivnak, W. Lu, R. E. Maupin and B. D. Spitzbart, Astrophys. J. 709, id. 1042 (2010).
25. B. J. Hrivnak, W. Lu, J. Sperauskas, et al., Astron. J. 766, article id. 116(2013).
26. B. J. Hrivnak, G. Van de Steene, H. Van Winckel, et al., Astron. J. 156, article id. 300 (2018).
27. B. J. Hrivnak, G. Henson, T. Hillwig, et al., Astrophys. J. 901, id. 9(2020).
28. B. J. Hrivnak, W. C. Bakke, and P. J. Grimm, Astrophys. J. 939, id. 32 (2022).
29. I. Iben, Jr. and A. Renzini, Annual Rev. Astron. Astrophys. 21,271 (1983).
30. N. P. Ikonnikova, M. Parthasarathy, A. V. Dodin, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 491, 4829 (2020).
31. L. L. Kiss and A. Bodi, Astron. and Astrophys. 608, id. A99 (2017).
32. L. L. Kiss, A. Derekas, G. M. Szabo, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 375, 1338 (2007).
33. C. S. Kochanek, B. J. Shappee, K. Z. Stanek, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 129 980 104502(2017).
34. A. U. Landolt, Astron. J. 137, 4186 (2009).
35. S. K. Leggett, M. J. Currie, W. P. Varricatt, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373, 781 (2006).
36. R. Manick, B. Miszalski, D. Kamath, et al. Monthly Notices Royal Astron. Soc. 508, 2226(2021).
37. J. S. Mathis and H. J. G. L. M. Lamers Astron. and Astrophys. 259, L39(1992).
38. M. M. Miller Bertolami, Astron. and Astrophys. 588, id. 25 (2016).
39. R. E. Molina, Revista Mexicana Astronom. Astrofis. 54,397 (2018).
40. A. E. Nadjip, A. M. Tatarnikov, D. W. Toomey, et al. Astrophysical Bulletin 72, 382 (2017).
41. G.-M. Oomen, H. Van Winckel, O. Pols, etal. Astron. and Astrophys. 620, id. A85 (2018).
42. R. D. Oudmaijer, E. R. M. Jones, and M. Vioque, arXiv e-prints astro/ph:2208.02832v1 (2022).
43. N. Piskunovand J. A. Valenti, Astron. and Astrophys. 597 id. A16(2007).
44. S. A. Potanin, A. A. Belinski, A. V. Dodin, et al. Astronomy Letters 46, 836 (2020).
45. B. E. Reddy and M. Parthasarathy, Astron. J. 112, 2053(1996).
46. T. A. Ryabchikova, N. Piskunov, R. L. Kurucz, et al., Physica Scripta, 90, id 054005 (2015).
47. D. D. Sasselov, Astrophys. and Space Sci. 102, 16 (1984).
48. B. J. Shappee, J. L. Prieto, D. Grupe, et al., Astrophys. J. 788, id. 48 (2014).
49. D. A. Simons, and A. Tokunaga, Publ. Astron. Soc. Pacific 114, 169(2002).
50. I. Soszynski, A. Udalski, M. K. Szymanski, et al., Acta Astronomica 67, 297 (2017).
51. V. L. StraiZys, Metal-deficient stars (Mokslas, Vil'nyus, 1982) [in Russian].
52. O. Suarez, P. Garcia-Lario, A. Manchado, et al., Astron. and Astrophys. 458, 173 (2006).
53. O. Sua rez, J. F. Gomez, and O. Morata, Astron. and Astrophys. 467, 1085 (2007).
54. K. -W. Suh and J. Hong, Journal of the Korean Astronomical Society 50, 131 (2017).
55. R. Szczerba, N. Siodmiak, G. Stasinska, and J. Borkowski, Astron. and Astrophys. 469, 799 (2007).
56. A. M. Tatarnikov, S. G. Zheltoukhov, N. Shatsky, et al., Astrophysical Bulletin 78 (3), 384 (2023).
57. A. Tokunaga, D. A. Simons, W. D. Vacca, Publ. Astron. Soc. Pacific 114, 180 (2002).
58. H. Van Winckel, Annual Rev. Astron. Astrophys. 41, 391 (2003).
59. H. Van Winckel, Baltic Astronomy, 16, 112 (2007).
60. H. Van Winckel, Proc. IAU Symp. No. 323, Ed. by X. Liu, L. Stanghellini and A. Karakas (Cambridge University Press, 2017), p. 231.
61. H. Van Winckel, e-prints astro/ph:1809.00871v1 (2018).
62. S. B. Vickers, D. J. Frew, Q. A. Parker, and I. S. Bojicic, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 447, 1673(2015).
63. C. Waelkens, H. Van Winckel, E. Bogaert, and N.R. Trams, Astron. and Astrophys. 251,495(1991).
64. A. Wehrhahn, N. Piskunov, and T. Ryabchikova, Astron. and Astrophys. 671, id. A171 (2023).
65. D.-H. Yoon, S.-H. Cho, J. Kim, et al., Astrophys. J. Suppl. 211, article id. 15(2014).
Post-AGB Object IRAS 07253-2001: Pulsations, Long-Term Brightness Variability and
Spectral Peculiarities
N. P. Ikonnikova1, M. A. Burlak^A.V. Dodin1, A. A. Belinski1, A. M. Tatarnikov12, N. A. Maslennikova12,
S. G. Zheltoukhov12, and K. E. Atapin1
1 Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University, Moscow, 119234 Russia 2Lomonosov Moscow State University, Moscow, 119234 Russia
The observations and comprehensive study of intermediate initial mass stars at the late stages of evolution, and after the asymptotic giant branch (AGB) in particular, are of crucial importance to identify the common properties for the stars of given group and to reveal binaries among them. This work aims to investigate photometric and spectral peculiarities of a poorly studied post-AGB candidate and infrared source IRAS 07253—2001. We present the new multicolour UBVRCIc YJHK photometry obtained with the telescopes of the Caucasus mountain observatory and analyse it together with the data acquired by the All Sky Automated Survey for SuperNovae. We report on the detection of multiperiod brightness variability caused by pulsations. A beating of close periods, the main one of 73 days and additional ones of 68 and 70 days, leads to amplitude variations. We have also detected a long-term sine trend in brightness with a period of nearly 1800 days. We suppose it to be orbital and IRAS 07253—2001 to be binary. Based on new low-resolution spectroscopic data obtained with the 2.5-m telescope of the Caucasus mountain observatory in 2020 and 2023 in the A 3500—7500 wavelength range we have identified spectral lines and compiled a spectral atlas. We have found the [N II], [Ni II] and [S II] forbidden emission lines in the spectrum and discuss their origin. The Ha line has a variable double-peaked emission component. We have derived preliminary estimates of the star's parameters and detected the variation of radial velocity with a peak-to-peak amplitude of about 30 km s-1.
Keywords: stars: AGB and post-AGB—stars: evolution—stars: binaries—stars: variable—stars: individual: IRAS 07253-2001
