|
При моделировании звезд наибольшей светимости в галактике М33 впервые
обнаружен переход звезды из стадии LBV в стадию классической WN.
Голубые переменные звезды высокой светимости (Luminous Blue Variable (LBV))
малочисленный класс объектов, интерес к происхождению и дальнейшей эволюции
которых не убывает. Cостояние LBV - относительно короткая фаза в жизни
массивных звезд, в течение которой они переходят с Главной последовательности
к стадии звезд типа Вольфа-Райе (WR). LBV демонстрируют фотометрическую
и спектральную переменность. У некоторых LBV в минимуме блеска наблюдаются
спектры похожие на спектры поздних звезд Вольфа-Райе азотной
последовательности (WN). Мы считаем, что численное моделирование
атмосфер LBV и эволюционно связанных с ними WN звезд поможет лучше
понять эволюцию массивных звезд и роль фазы LBV в ней, отличить
классические WN от "спящих" LBV.
Мы исследовали спектры двух звезд наибольшей светимости, расположенных
в галактике М33. Одна из этих звезд - знаменитая LBV-звезда Romano (V532),
вторая - малоизученная WN звезда FSZ35. В 2005 году у V532 наблюдалась
вспышка, после которой блеск объекта стал падать и достиг минимума в
2007 году (рис.1). С помощью кода
CMFGEN
(J.D.Hillier), мы определили параметры атмосферы звезды Romano в 2005 и
2007 году (рис.2). Во время вспышки спектр соответствует спектральному
классу WN11 и похож на спектр звезды P Cyg. В минимуме
блеска спектр описывается моделью WN8 звезды. После вспышки 2005 года
звезда V532 перешла из области "полосы минимумов LBV звезд" в область
классических WN звезд (рис.3). У других LBV звезд подобные переходы до
сих пор неизвестны. Возможно, что в данном случае мы наблюдали
окончательный переход звезды Romano из фазы LBV в стадию WN. Результаты
численного моделирования показали, что после вспышки болометрическая
светимость уменьшилась в 1.5 раза.
Мы определили спектральный класс объекта FSZ35 - (WN8h), параметры
атмосферы, и провели сравнение с WN звездами нашей Галактики. В отличие
от V532, FSZ35 не показывает ни спектральной, ни фотометрической
переменности. Мы полагаем, что FSZ35 является объектом,
проэволюционировавшим дальше, чем V532.
В работе использовались данные из
архива SMOKA и
архива
Специальной астрофизической обсерватории.
О.Марьева (Специальная астрофизическая обсерватория РАН),
П.Аболмасов (Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга)
Опубликовано:
Maryeva O.V., Abolmasov P.K., 2012
MNRAS 419 1455-1464
Maryeva O.V., Abolmasov P.K., 2012
MNRAS 421 1189-1195
Для контактов - О.Марьева
|
Рис.1.
Кривая блеска звезды Romano в фильтре В. Стрелками отмечены даты
спектральных наблюдений
Рис.2.
Сравнение наблюдаемых нормированных спектров (черная линия) с модельными
(красная линия). Вверху показан спектр звезды Romano, полученный в
феврале 2006 (mv=17m.27). Модельный спектр свернут
с гауссианой с FWHM=10A. Посередине - спектр, звезды Romano полученный
в октябре 2007 года, когда звезда была mv=18m.68.
Внизу - спектр объекта FSZ35.
Рис.3.
Положение звезд FSZ35 и V532 (в разных фазах) на диаграмме
Герцшпрунга-Рассела. Штрихпунктирной линией показана теоретическая
граница области, в которой располагаются LBV звезды ("полоса минимумов
LBV звезд")
|
