CC BY
67
ДОКЛАДЫ АКАДЕМИИ НАУК РЕСПУБЛИКИ ТАДЖИКИСТАН ____________________________________2007, том 50, №3________________________________
АСТРОФИЗИКА
УДК 523.841
Н.Х.Миникулов, С.Х.Абдуллоев ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ИЗМЕНЕНИЯ БЛЕСКА МОЛОДЫХ ЗВЕЗД UX ОРИОНА И SU ВОЗНИЧЕГО
(Представлено академиком АН Республики Таджикистан П.Б. Бабаджановым 15.06.2007 г.)
В последние годы становится все более актуальным поиск периодических изменений блеска и других наблюдаемых параметров молодых звезд [1, 2]. Обнаружение периодических изменений означает существование определенных структурных образований в околозвездном пространстве молодых звезд, каковыми могут быть двойственность или крупномасштабные пылевые неоднородности типа планетарных систем.
Для проверки этих предположений были выбраны две молодые звезды UX Ориона и SU Возничего, относящиеся к эволюционно различным типам. Эти звезды являются неправильными переменными Орионовой популяции [3]. Однако UX Ориона относится к Ае-звездам Хербига [4], то есть к молодым звездам раннего спектрального класса (A-F) с массами от 2М@ до 5М& где М@ - масса Солнца. Переменная SU Возничего является типичным представителем звезд типа Т Тельца [5] с массами до 2М& которые имеют поздние спектральные классы (G-K). Следовательно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела они занимают различные положения, и с этой точки зрения было бы также любопытно исследовать их на предмет выявления общих особенностей.
В качестве наблюдательного материала были использованы более трехсот фотографических пластинок из архива фототеки Института астрофизики АН Республики Таджикистан для каждой из переменных звезд. Измерения фотографического блеска исследуемых переменных звезд с выбором опорных звезд для каждой из них производились по стандартной методике. Ошибки определения блеска не превышали 0,3m. Для построения общей кривой блеска молодых звезд UX Ориона и SU Возничего были использованы также данные фотографических звездных величин, соответственно из [6-9] и [6, 10], а также из банка данных Страсбургского центра CDS по интернету. О переменной UX Ориона были собраны 3908 данных наблюдений, охватывающих период времени более 108 лет, а о SU Возничего - 3262 данных, охватывающих период более 84 лет.
Спектральный анализ таких больших временных рядов данных для поиска периодических изменений блеска производился с помощью двух независимых программ, основанных на методе Лафлера-Кинмана и модифицированном методе Диминга [11]. Результаты поиска периодических изменений по данным двух молодых переменных звезд UX Ориона и SU Возничего представлены на рис.1 в виде спектров мощности, на которых стрелками указаны
максимальные пики, соответствующие обнаруженным периодам. По оси х отложены частоты, равные обратным значениям количества дней, а по оси у - относительные интенсивности.
_о
0
1
ей
О
X
0)
1.0
0.5
0.0
1.0'
36,4 лет V УХ Ориона
■ 1 0.0005 ■ ■ ■ 0.0010 0.0015 ■ 1 ■ 1 0.0020 0.0025 частота
29,8 лет У ви Возничего
■* *“*"1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
л
ЕЗ
о
X
ей
О
X
а>
0.5'
0.0'
0.0005
0.0010 0.0015 0.0020
частота
Рис. 1. Спектр мощности, полученный по данным наблюдений их Ориона и БИ Возничего.
Для переменной ИХ Ориона обнаружен период, равный 36.4 годам, а для БИ Возничего - 29.8 годам. Свернутые с найденными периодами фазовые кривые блеска молодых переменных звезд ИХ Ориона и БИ Возничего представлены на рис.2 и рис.3.
0.0 0.5 1.0 Фаза ^ ®
Рис. 2. Фазовая кривая блеска ИХ Ориона, свернутая с периодом 36.4 лет.
• • • М ( • • • и
И 1 • • ( • ИИ м * _ и • • • •«•(*«• 1 »
% • • мм 1 Л 1 . 1 • • • , Ц II ими « . ■ , Т мім м * і • • і і • і •• і і і • н ній м и мтм • • 1 « • ■ •
Ш. «мммм • • и • • м и и • • и • ••• * и» тіш и иптйкми • ?•* • им:’.и* у ’ 'л.. • • • ■ М N N
'і! 1 1 , • і . ¿У*«*1«
• . і ; . . *♦ !•.••• • • ^< . • , • • Ф
" : * • . • »• •• • : і • *.; • •
• • ; • • . *« • * • Г • ' / ! : , ' - , ' , ,
0.0 0.5 1.0 Фззз ^
Рис. 3. Фазовая кривая блеска 8И Возничего, свернутая с периодом 29.8 лет.
Как видно из рис.2, изменение блеска ИХ Ориона происходит медленно и составляет ~2 звездные величины, что, вероятно, обусловлено наличием в ближайшей окрестности звезды крупномасштабных пылевых неоднородностей, на которые указывают мощные ИК-избытки [12]. На медленные изменения блеска накладываются изменения двух видов продолжительности: средней и кратковременной. Изменения блеска средней продолжительности {Лт ~1т) относятся, по-видимому, к затмению газовой оболочки звезды. Когда звезда медленно затмевается крупномасштабной неоднородностью, происходит резкое ослабление блеска, что можно объяснить затмением сначала газовой оболочки звезды, а затем и самой звезды. При выходе из минимума сначала мы видим яркую газовую оболочку, которая резко увеличивает блеск, а затем и саму звезду, яркость которой намного больше яркости оболочки. Кратковременные изменения блеска {Лт < 1т) обусловлены затмением звезды многочисленными пылевыми сгущениями малого размера.
Рис.З показывает, что изменение блеска БИ Возничего происходит медленно на ~1.5Ш, которое, как и в случае ИХ Ориона, может быть обусловлено наличием в ее окрестности крупномасштабных пылевых сгустков [12]. Кратковременные изменения блеска также могут быть обусловлены меньшими фрагментами пылевых сгустков, затмевающими звезду
Зная массу центральной молодой звезды М* и период вращения крупномасштабных пылевых сгустков Т, можно оценить большую полуось их орбиты а, пользуясь известным уравнением Кеплера:
а -
4л-2
где G - гравитационная постоянная.
Масса звезды UX Ориона равна 23М@ [4], следовательно, большая полуось орбиты крупномасштабных пылевых сгустков будет равна 14.5 а.е. Аналогичным образом, зная массу SU Возничего (1.9М@) [5], определим большую полуось орбиты крупномасштабных пылевых сгустков для этой переменной, которая равняется 11.9 а.е.
В существующих литературных данных по UX Ориона [2,3] и SU Возничего [3,5] не имеется сведений или наблюдательных доказательств двойственности этих звезд. Однако установлено, что у обеих переменных существуют мощные пылевые оболочки [12]. В свете этого, обнаруженные нами периодические изменения блеска этих молодых переменных звезд позволяют сделать вывод о наличии в их окрестности крупномасштабных пылевых сгустков, которые, вращаясь вокруг центральной звезды, время от времени затмевают ее. Сравнение найденных нами величин больших полуосей крупномасштабных пылевых сгустков с параметрами Солнечной системы показывают, что эти сгустки у молодых звезд UX Ориона и SU Возничего находятся как бы между Сатурном и Ураном и вполне могут быть протопланет-ными образованиями.
Таким образом, можно утверждать, что в ближайших окрестностях исследуемых молодых переменных звезд, относящихся к различным эволюционным типам, существуют планетарные системы и они проявляют себя в периодических изменениях блеска, что является их общим свойством.
Институт астрофизики АН Республики Таджикистан Поступило 15.06.2007 г.
ЛИТЕРАТУРА
1. Ростопчина А.Н., Гринин В.П., Шаховской Д.Н, Ломач А.А., Миникулов Н.Х. - Астрон. журнал, 2007, т. 84, №1, с.60-72.
2. Ростопчина А.Н., Гринин В.П., Шаховской Д.Н. - Письма в АЖ, 1999, т. 25, №4, с.291-298.
3. Herbig G.H., Bell K.R. - Lick Observatory Bulletin, 1988, №1111.
4. Ростопчина А.Н. - Астрон. журнал, 1999, т. 76, №2, с.136-142.
5. Dewarf L.E., Guinan E.F., Shaughnessy T.M. - IBVS, 1998, №4551.
6. Цесевич В.П., Драгомирецкая Б.А. Звезды типа RW Возничего. - Киев: Наукова думка, 1973, 436 с.
7. Зайцева Г.В. - Переменные звезды, 1973, т. 19, с.63-72.
8. Tjin A Djie, Remijn L., The P.S. - Astron. Astrophys., 1984, vol.134, p.273-283.
9. Колотилов E.A. - Астрофизика, 1977, т. 13, с.33-49.
10. Herbst W. et al. - Astron. Journal., 1983, vol.88, №11, p.1648-1664.
11. Миникулов Н.Х. - Доклады АН РТ, 1996, т. 39, №9-10, с.120-124.
12. Cohen M., Kuhi L.V. - Astrophys.J.Suppl., 1979, vol.41, No.4, p.743-843.
Н.Х.Миникулов, С.Х.Абдуллоев ТАГЙИРЁБИИ ДАВРИИ ТОБИШИ СИТОРА^ОИ ЧАВОНИ UX ОРИОН ВА SU МУМСИКУЛИНОН
Аз руи мушох,идах,ои фотографии Институти астрофизикаи АИ Ч,Т ва дигар маълумотх,ои иловагй аз адабиёту воситах,ои иттилоотй хати качи тагйирёбии тобиши ситорах,ои чавони UX Орион ва SU Мумсикулинон сохта шудааст. Муайян карда шуда-аст, ки тагйирёбии тобиши ин ситорах,о даврй буда, мувофикдн ба 36.4 ва 29.8 солх,о баробар аст. Тахмин карда мешавад, ки тагйирёбии даврии тобиши ин ситорах,ои чавон ба мавчудияти системаи сайёравй дар атрофи онх,о вобаста аст.
N.Kh.Minikulov, S.Kh.Abdulloev PERIODIC LIGHT VARIATIONS OF YOUNG STARS UX ORION AND SU AURIGAE
The light curves of young variable stars UX Ori and SU Aur are created from archive data of Institute of astrophysics of the Academy of Sciences of the Republic of Tajikistan and other sources. It is established that periodic light variations of young stars UX Ori and SU Aur occurs to duration of 36.4 and 29.8 years, accordingly. It is supposed that such periodic light variations are connected with existence a planetary system around these stars.
