V718 Per - звезда с необычным фотометрическим поведением

Звезда V718 Per (HMW 15, H 187) с координатами α₂₀₀₀ = 3^h44^m39^s, δ₂₀₀₀ = 32 °07′35″, была впервые классифицирована Хербигом (1998) как переменная типа Т Тельца при фотометрическом исследовании молодого скопления IC 348. Для этих звезд характерны низкий уровень аккреционной активности и слабые ИК-избытки излучения, свидетельствующие о малом количестве околозвездной пыли. Тем удивительнее тот факт, что у этой звезды наблюдается фотометрическая активность, вызванная крупномасштабными изменениями околозвездной экстинкции. Затем она эпизодически наблюдалась также Труллолс и Джорди (1997), Лухман и др. (2003). Но наиболее ценная находка была сделана Коэном и др. (2003): в ходе фотометрического мониторинга они наблюдали необычное затмение этой звезды: оно имело форму, напоминающую классическое затмение в тесной двойной системе, но продолжалось очень долго, около 3.5 лет. Дальнейшие фотометрические наблюдения показали (Барсунова и др., 2005), что спустя примерно год после того, как наблюдавшееся Коэном и др. (2003) затмение завершилось и блеск объекта вернулся в первоначальное состояние, началось новое затмение.

   Анализ фотометрического ряда (Гринин и др., 2006) показал, что период между затмениями равен 4.7 года. Во время затмения наблюдалось покраснение звезды по закону, не сильно отличающемуся от стандартного закона межзвездного покраснения (рис. 1). Стрелочкой на этом графике указано направление стандартного закона межзвездного покраснения.

   В 2008 г. второе затмение V718 Per полностью завершилось и стало ясно, что по своим параметрам и форме оно довольно точно повторило предыдущее затмение (Гринин и др., 2008). Отсюда следовало, что затмения звезды вызваны прохождениями по лучу зрения однойи той же протяженнойпылевой (или газопылевой) структуры, хорошо сохраняющей(несмотря на огромные размеры) свою форму от затмения к затмению. В цитированной выше работе были получены еще два важных результата:

• по распределению энергии в спектре V718 Per было установлено, что околозвездный диск имеет внутреннюю полость, свободную от вещества, радиусом порядка нескольких астрономических единиц. В то же время большое поглощение в направлении на звезду (A_V = 4^m. 7), значительная часть которого вызвана околозвездной экстинкцией, указывало на то, что диск ориентирован почти с ребра (Рис. 2).


Рис. 2 Спектральное распределение энергии V718 Per

• анализ двух спектров высокого разрешения (R = 45 000), полученных с помощью телескопа Keck, показал, что в спектре V718 Per нет спектроскопических признаков второго компонента и, что особенно важно, лучевая скорость звезды за промежуток времени между двумя спектральными наблюдениями (около 1/4 периода) не изменилась в пределах точности измерений( ΔVr = 74 + 80 м/с). Отсюда следовало, что V718 Per, вероятнее всего, является одиночной звездойи что источником возмущений в ее околозвездном диске, вызывающим периодические изменения экстинкции, может быть только маломассивный компаньон (коричневый карлик) или протопланета.

   Фотометрические наблюдения 2008-2009 гг. показали (Гринин и др., 2009), что наряду с крупномасштабными затмениями у V718 Per наблюдаются малоамплитудные колебания с более коротким периодом (Рис. 3). Они хорошо видны также на кривых блеска в полосах V и R.

Периодограммный анализ малоамплитудных колебаний позволил определить их период, составивший 213 дней. В центральной части внезатменного участка кривой блеска основной вклад в изменения блеска дают мало-амплитудные колебания. На Рис.4 выделен этот участок кривых блеска в оптических и ИК полосах. Участок в полосах V и R нормирован к полосе I так, что все звездные величины равны нулю в каждой полосе в один момент. Видно, что эти колебания блеска во всех полосах одинаковы в пределах ошибок наблюдений. В этом малоамплитудные колебания блеска сильно отличаются от крупномасштабных затмений, чья амплитуда растет с уменьшением длины волны.

   Мало-амплитудные колебания блеска довольно часто наблюдаются у звезд типа WTTS и объясняются присутствием пятен. Периоды таких колебаний равны периодам вращения звезд. В нашем случае при радиусе R = 2.15 R_Sun и скорости вращения около 6 км/c период вращения V718 Per равен примерно 17 дней, что на порядок меньше периода малоамплитудных колебаний. Следовательно, такие колебания блеска не могут быть вызваны вращательной модуляцией блеска.

   Как показывают численные расчеты (Сотникова и Гринин, 2007), похожие двух-компонентные кривые блеска, обусловленные затмениями околозвездной пылью, могут наблюдаться в молодых двойных системах, аккрецирующих вещество из остатков протозвездного облака и наблюдаемых почти с ребра. Тем не менее, эта модель не подходит, поскольку предположение о двойственности V718 Per противоречит результатам измерения ее лучевой скорости, указывающих на то, что эта звезда является одиночной.

   Если короткопериодические колебания блеска вызваны изменениями околозвездной экстинкции, то нейтральный характер этих колебаний указывает на то, что экстинкция обусловлена в основном крупными пылевыми частицами. В то же время в крупномасштабных затмениях, основной вклад в экстинкцию дают мелкие пылинки. Это обстоятельство подсказывает нам, что бимодальные колебания блеска V718 Per могут быть обусловлены двух-компонентной структурой околозвездного диска, состоящего из внутреннего и внешнего диска, разделенных полостью свободной (или почти свободной) от вещества. (Рис. 5). Во внутреннем диске из-за более высокой плотности вещества процессы формирования пылинок идут с более высокой скоростью. Поэтому здесь вклад крупных частиц в экстинкцию должен быть больше, чем во внешнем диске.

   Если во внутренней и внешней частях дисках по каким-то причинам возникают крупномасштабные неоднородности, то их вращение вокруг звезды будет происходить, во-первых, с разными периодами, и во-вторых, неоднородность во внутреннем диске, ответственная за более короткий период изменений блеска, будет состоять из более крупных пылинок, что как раз и наблюдается в случае V718 Per.

   Указанные выше структурные особенности аккреционных дисков получаются не только в моделях двойных систем. Расчеты де Валь-Борро и др. (2007) показывают, что циклонические структуры могут возникнуть также в протопланетном диске, возмущаемом планетой-гигантом. В процессе эволюции они образуют два гигантских циклона по разные стороны от внутренней полости в диске (примерно так, как это показано на рис. 5). И если такой диск наклонен под небольшим углом к лучу зрения, то из-за вращения двух гигантских циклонов могут наблюдаться колебания экстинкции с двумя разными периодами.

   Описанная выше весьма необычная по своим наблюдательным свойствам фотометрическая переменность V718 Per имеет аналоги. Затмения V718 Per имеет определенное сходство с циклами активности звезд типа UX Ori. Это сходство выражается в том, что в обоих случаях циклические изменения блеска обусловлены изменениями экстинкции в результате повторных прохождений по лучу зрения гигантских газопылевых структур.

   Однако, циклическая активность звезд типа UX Ori наблюдается на фоне сильной стохастической переменности, что затрудняет ее изучение. В случае с V718 Per мы имеем дело с объектом, значительно более удобным для изучения тонких деталей на кривой блеска.

Литература: