назад, на главную

Загадочная оболочка полуправильной переменной звезды V CVn

30 мая 2019 года

Звезды на позних стадиях эволюции - гиганты и сверхгиганты - часто бывают нестабильны, что приводит к пульсациям, как регулярным (Мириды), так и не очень (полуправильные переменные). Звезда меняет свой блеск на временах от десятков дней до десятков лет, амплитуда вариаций блеска при этом может достигать 10 звездных величин. В холодных атмосферах таких звезд складываются условия, благоприятные для конденсации пыли и выметания ее вместе со звездным ветром в межзвездную среду. Свежеобразованная пыль рассеивает и поляризует излучения звезды. Измерение состояния поляризации позволяет сделать выводы об околозвездной пыли, ее распределении в пространстве и даже, в некоторых случаях, о самой звезде.

В частности, для полуправильной переменной V Гончих Псов (V CVn) было обнаружено, что доля поляризации возрастает при ослаблении звезды. Такое поведение довольно редко встречается среди звезд этого типа и в целом его трудно интерпретировать.

Для уточнения модели пылевой оболочки мы наблюдали объект методом дифференциальной спекл-поляриметрии в 20 дат, распределенных по трем периодам пульсаций. Мы обнаружили пылевую туманность на расстоянии 35 мсд от звезды (см. материалы). В туманности выделяются три уплотнения. Сочетание размеров туманности и плотности межзвездной среды в окрестности V CVn исключает ударную волну МЗС как причину ее формирования. Таким образом, уплотнения являются средствием крупномасштабных неоднородностей ветра у этой звёзды.

Примеры изображений V CVn в поляризованной интенсивности. Справа: минимум блеска, слева: максимум блеска. Звезда находится на координатах (0,0), ее неполяризованное излучение здесь не видно.

Самое интересное что яркость этих уплотнений меняется, причем для северного уплотнения с запаздыванием на полпериода относительно звёзды. Когда звёзда тускнеет, северная часть туманности наоборот становится ярче. Эти вариации яркости невозможно объяснить физическим движением в оболочке или эффектом светового эха. Наиболее вероятно что так себя проявляет переменное освещение туманности звездой. С точки зрения северного уплотнения звезда достигает максимума яркости в то время как для земного наблюдателя она тускнеет.

Такое поведение ранее не наблюдалось для полуправильных переменных звёзд с довольно большой амплитудой переменности (V CVn меняет свой блеск прим. в 5 раз). Объект несомненно чрезвычайно интересный и нуждается в дальнейшем мониторинге.

Наши наблюдения V CVn - это пример того как поляриметрия высокого углового разрешения позволяет исследовать неоднородность потери массы в пылевом ветре у старых звёзд, как в пространстве на масштабах сравнимых с размерами звёзды, так и во времени, на временах, сравнимых с периодом пульсаций.

Модель, объясняющая поведение оболочки.

Подробнее о нашем открытии читайте в Письмах в Астрономический Журнал (номер 7 за 2019 год) и в arXiv:1906.00755.