Змінні типу FS Великого Пса — Вікіпедія

Змінні зорі типу FS Великого Пса (FSCMa) — тип еруптивних змінних зір спектральних класів від O9 до A2, що мають у спектрі набагато сильніші лінії водню, ніж класичні Be-зорі. В окремий тип змінності виділено американською асоціацією спостерігачів змінних зір. Названі за прототипом — FS Великого Пса.
Імовірно, об'єкти цього типу є подвійними зоряними системами, в яких обмін масою триває або нещодавно відбувся, і, швидше за все, складаються з принаймні однієї зорі головної послідовності B-типу в пиловій оболонці. Характерними рисами є амплітуда близько 2 зоряних величин та доволі велика тривалість змін блиску.

Відкриття та історія дослідження[ред. | ред. код]

Розташування зорі-прототипа - FS Великого Пса на небі, відмічене жовтим колом.[1]

Перша наукова публікація, де досліджувалася зоря-прототип, була датована 1989 роком. В самому дослідженні відзначалася квазі-періодичність цієї зорі з тривалістю циклу близько 296.5 діб.[2] Автором дослідження була Елейн Халбедель (англ. Elaine M. Halbedel).

Наступне змістовне дослідження FS CMa було опубліковано в 1994 році. Воно було доволі комплексним, в результаті чого були суттєво покращені знання про цю зорю та природу її змін блиску. Було виявлено значна (на 0.4-0.5 зоряних величини) зміна яскравості зорі внаслідок довгострокових змін, що спостерігалися протягом 12 років - з 1980 по 1992. За цей час зоря збільшила свій блиск у видимій та ближній інфрачервоній області, і в той же час значно зменшила його на більших довжинах хвиль. Як і у попередній публікації, були розраховані показники кольору, які також змінювалися з часом.[3]

Станом на лютий 2023 року опубліковано 58 наукових статей, що індексуються у NASA ADS. Серед об'єктів досліджень були і сам прототип - FS Великого Пса, й інші зорі, які були пізніше віднесені до цього типу.[4] Завдяки роботі десятків вчених протягом понад трьох десятиліть розуміння фізики процесів в зорях типу FS CMa покращувалося, а список зір поповнювався[джерело?].

Характерні особливості[ред. | ред. код]

Лінії випромінювання водню для зір типу FS CMa набагато сильніші, ніж у звичайних зір типу Be, і в спектрі також присутні певні заборонені лінії, тому їх іноді класифікують як підтип Be-зір.[5]

Зорі FS CMa доволі рідкісні, тому відомо небагато об'єктів цього типу. Відповідно, це суттєво ускладнює дослідження їх властивостей. Також наразі немає загальноприйнятої теорії, яка б пояснювала походження подібних зір та причини зміни ними блиску. Кілька подібних об'єктів були виявлені у масивних зоряних скупченнях, і це виключило деякі теорії про їх походження. Одним із пояснень ефекту наразі є злиття подвійних зір[6].

Серед спектроскопічних особливостей відзначалася наявність ліній випромінювання водню серії Бальмера, а також додаткові лінії одноразово іонізованих феруму, нікелю, хрому, сульфуру та нейтрального оксигену. Дослідники, які отримували спектри цієї зорі, відзначали суттєву змінність інтенсивності емісійних ліній[2].

В 1996 році було висунуто припущення, що зоря FS Великого Пса має п'ятий клас світності, тобто лежить на головній послідовності[7]. Однак в одному з наступних досліджень подібні зорі позначалися саме як надгіганти за своєю світністю[8].

Критерії класифікації[ред. | ред. код]

Згідно дослідження, проведеного Мірошниченко А.С. в 2007 році, є низка спостережуваних та фізичних критеріїв для цього типу змінних зір[8].

Спостережувані особливості:

  1. Спектральні лінії:
    • Наявні емісійні лінії водню, більш інтенсивні, ніж в звичайних Be зорях та звичайних надгігантах;
    • Наявні лінії іонізованого феруму та нейтрального оксигену;
    • Подекуди наявні лінії іонізованого феруму і слабкі лінії двократно іонізованого оксигену.
  2. Суттєвий надлишок інфрачервогоно випромінювання з максимумом на довжині хвилі 10-30 мікрометрів.
  3. Розташування зір типу FS CMa за межами областей зореутворення.
  4. Друга зоря системи значно тьмяніша та холодніша за головну зорю.

Фізичні критерії:

  1. Ефективна температура головного компоненту системи лежить в межах від 9000 К до 30 000 К.
  2. Десятковий логарифм світності головної зорі системи в межах між ~2.5 та ~4.5.

Приклади змінних зір цього типу[ред. | ред. код]

Галерея[ред. | ред. код]

Крива блиску прототипа - FS CMa. Спостереження Elaine M. Haldebel, 1985-1989[2]
Зоря MCW 645, криві блиску у фільтрах V та K, отримані Nodyarov A.S. та іншими у 2004-2022 роках.[10]
Спектр зорі MCW 645, отниманий Nodyarov A.S. та іншими 3 липня 2005 року.[10]

Література[ред. | ред. код]

  1. ↑ FS CMa, Simbad. SIMBAD database (англійською) .
  2. ↑ а б в г Halbedel, Elaine M. (1989-11). Recent photometric behavior of the unusual Be star HD 45677 = FS Canis Majoris. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 101. с. 999. doi:10.1086/132566. ISSN 0004-6280. Процитовано 5 лютого 2023.
  3. ↑ Sitko, Michael L.; Halbedel, Elaine M.; Lawrence, Geoffrey F.; Smith, J. Allyn; Yanow, Ken (1994-09). Variable extinction in HD 45677 and the evolution of dust grains in pre-main-sequence disks. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 432. с. 753. doi:10.1086/174613. ISSN 0004-637X. Процитовано 5 лютого 2023.
  4. ↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 9 лютого 2023.
  5. ↑ AAVSO. Variable Star Type Designations in the VSX. AAVSO Website (англійською) .
  6. ↑ de la Fuente, D.; Najarro, F.; Trombley, C.; Davies, B.; Figer, D. F. (2015-03). First detections of FS Canis Majoris stars in clusters: Evolutionary state as constrained by coeval massive stars⋆. Astronomy & Astrophysics. Т. 575. с. A10. doi:10.1051/0004-6361/201425371. ISSN 0004-6361. Процитовано 5 лютого 2023.
  7. ↑ Israelian, G.; Friedjung, M.; Graham, J.; Muratorio, G.; Rossi, C.; de Winter, D. (1966). The atmospheric variations of the peculiar B[e] star HD 45677 (FS Canis Majoris) (англійською) . Т. 311. Astronomy & Astrophysics. с. 643—650.
  8. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р Miroshnichenko, A. S. (20 вересня 2007). Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 667, № 1. с. 497—504. doi:10.1086/520798. ISSN 0004-637X. Процитовано 9 лютого 2023.
  9. ↑ Korčáková, D.; Sestito, F.; Manset, N.; Kroupa, P.; Votruba, V.; Šlechta, M.; Danford, S.; Dvořáková, N.; Raj, A. (2022-03). First detection of a magnetic field in low-luminosity B[e] stars: New scenarios for the nature and evolutionary stages of FS CMa stars. Astronomy & Astrophysics. Т. 659. с. A35. doi:10.1051/0004-6361/202141016. ISSN 0004-6361. Процитовано 5 лютого 2023.
  10. ↑ а б в Nodyarov, A. S.; Miroshnichenko, A. S.; Khokhlov, S. A.; Zharikov, S. V.; Manset, N.; Klochkova, V. G.; Grankin, K. N.; Arkharov, A. A.; Efimova, N. (1 вересня 2022). Toward Understanding the B[e] Phenomenon. IX. Nature and Binarity of MWC645. The Astrophysical Journal. Т. 936, № 2. с. 129. doi:10.3847/1538-4357/ac87a1. ISSN 0004-637X. Процитовано 5 лютого 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Змінні_типу_FS_Великого_Пса&oldid=39577884