MWC 297 (NZ Ser)

   Звезда MWC 297 (NZ Ser, Sp = B1.5 (Дрю и др. 1997) принадлежит семейству молодых звезд промежуточных масс (2-10 Мsun) типа Ae/Be Хербига. Она имеет сильный инфракрасный (ИК) избыток излучения (Педзуто и Страфелла 1997, Бенедеттини и др. 2001, Алонсо-Альби и др. 2009), свидетельствующий о наличии у звезды околозвездного диска и мощный эмиссионный спектр (эквивалентная ширина линии Hα составляет около 300 А (Дрю и др. 1997)). По данным Дрю и др. (1997) масса и радиус звезды равны соответственно 10 Мsun и 6 Rsun. Светимость MWC 297 по данным этих же авторов порядка 104 Lsun (при расстоянии до звезды 250 пс).

   В последние годы MWC 297 интенсивно исследовали методами ИК интеферометрии (Милан-Габе и др. 2001, Монньер и др. 2006) и спектро-интерферометрии в линии Brγ c помощью телескопа VLTI (Малбет и др. 2007, Аке и др. 2008, Вайгельт и др. 2010). Это позволило оценить характерные размеры внутренней области околозвездного диска, ответственной за излучение в ближней ИК области спектра. Оказалось, что область образования эмиссии в линии Brγ в несколько раз больше области образования континуума в окрестности этой линии (Малбет и др. 2007, Вайгельт и др. 2010), имеющей характерный размер около 0.5 а.е. По данным Вайгельта и др. (2010), основанным на спектроинтер-ферометрических наблюдениях MWC 297 в линии Brγ с высоким спектральным разрешением, водородная эмиссия в спектре звезды образуется в дисковом ветре с большим углом раствора и с темпом истечения около 10-7 Мsun в год. Согласно Дрю и др. (1997) MWC 297 имеет большую скорость вращения: v sin i = 350 ± 50 км/с, что лишь примерно в 1.3 раза меньше критической скорости вращения, при которой звезда теряет устойчивость и начинается истечение вещества с экватора. На этом основании Дрю и др. (1997) заключили, что MWC 297 наблюдается почти с экватора. В пользу этого указывает также большое поглощение в направлении на звезду: AV = 8m (Дрю и др. 1997). Это заключение, однако, было оспорено в статье Аке и др. (2008). Эти авторы привели аргументы в пользу того, что большое поглощение в направлении на звезду связано не с околозвездным диском, а с межзвездным пылевым облаком, находящимся между звездой и наблюдателем. Они показали также, что ось симметрии околозвездного диска (а стало быть, и ось вращения звезды) сильно наклонена относительно картинной плоскости: i = 40° ± 10°. По данным Малбета и др. (2007) и Вайгельта и др. (2010), полученным на основе спектро-интерферометрических наблюдений в линии Brγ этот угол составляет около 30°.

   Таким образом, налицо противоречие между результатами Дрю и др. (1997), согласно которым околозвездный диск MWC 297 ориентирован к наблюдателю почти с ребра, и результатами работ (Малбет и др. 2007, Аке и др. 2008, Вайгельт и др. 2010), указывающих на сильный наклон диска относительно луча зрения. В связи с этим представляет интерес анализ фотометрического поведения звезды. Дело в том, что одним из основных механизмов переменности оптического блеска звезд Ае/Ве Хербига является переменная околозвездная экстинкция, которая чувствительным образом зависит от угла наклона околозвездного диска относительно направления на наблюдателя (Гринин и др. 1991).

   Первые длительные фотометрические исследования MWC 297 (Бергнер и др., 1988) показали, что блеск звезды имеет иррегулярный характер. Следующий длительный фотометрический мониторинг (в общем составивший примерно 9 лет), выполненный Шевченко и др. (1993), выявил в кривой блеска объекта периодическую компоненту с P = 12.5 дня. В дальнейшем наличие этого квази-периода удалось подтвердить и уточнить (P = 24.3 дня) (Мельников, 1997) только для одного наблюдательного сезона. Также в этой работе отмечено, что среднее значение блеска звезды подвергается медленным изменениям в течение нескольких лет. Сейчас, благодаря фотометрическим данным, полученным на робот-телескопе проекта ASAS (Поймански 1997, 2002) на протяжении 9 лет, а также с дополняющими этот фотометрический ряд нашими наблюдениями, появилась возможность провести анализ кривой блеска объекта на гораздо более длительном интервале времени (в общей сумме примерно 25 года).

   На рисунке 1 представлена сводная кривая блеска в фильтре V. На ней хорошо видно, что данные ASAS имеют гораздо большую дисперсию, чем наблюдения из работы Мельникова (1997).

Рис. 1. Кривая блеска MWC 297 в фильтре V. Черные кружками отмечены данные из работы Мельникова (1997), открытыми кружками - данные ASAS, треугольники - наши наблюдения.


Периодограмный анализ кривой блеска MWC 297


   Используя стандартный метод Ломба-Скаргла, разработанного специально для неравномерных временных рядов, был проанализирован фотометрический ряд как целиком, так и по отдельным частям. Периодограмма, полученная для полного сводного ряда, дает значения периодов 2009 и 309 дней (рис. 2). Значения периодов, получаемых из периодограммы только фотометрического ряда из работы Мельникова ( 1997)(рис. 3), практически совпадают с теми, что получены для общего фотометрического ряда MWC 297: 2096 и 309 дней. Анализ скважности показал, что период 309 дней является годичной компонентой, т.е. периодом тех моментов, когда наблюдения не проводились.

Рис. 2. Периодограмма Ломба-Скаргла для общего фотометрического ряда MWC 297 с рис. 1.

Рис. 3. Периодограмма Ломба-Скаргла для фотометрического ряда из работы Мельникова (1997) для MWC 297

   В тоже время периодограмма, полученная только по данным наших наблюдений и ASAS и, в частности, только ASAS (рис. 4), показала наличие сильного пика на близких частотах, соответствующих периодам, совпадающих в пределах ошибок. Годичная компонента тоже присутствует в этих периодограммах, но теперь уже с гораздо меньшей амплитудой в силу большой дисперсии наблюдений. Фазовые кривые блеска с периодами 2009 дней и 954 дня представлены на рисунках 5 и 6.

Рис. 4. Периодограмма Ломба-Скаргла для фотометрического ряда ASAS для MWC 297

Рис. 5. Фазовая кривая блеска с периодом 2009 дней для MWC 297, основанная на данных Мельникова (1997), данных ASAS и наших наблюдениях. Сплошная линия - синусоида с периодом 2009.4 дня.

Рис. 6. Фазовая кривая блеска с периодом 954 дня для MWC 297, основанная на данных Мельникова (1997) (черные кружки) и данных ASAS (синие кружки). Сплошная линия - синусоида с периодом 954.4 дня.

   Из фазовых кривых блеска хорошо видно, что период в 2009 дней в целом неплохо описывает поведение общей кривой блеска. В то время как период в 954 дня, хорошо описывает только данные массива ASAS. Близость значений периодов, получаемых по периодограммам общего ряда и ряда Мельникова, легко объяснить, если принять во внимание, что ряд из работы Мельникова (1997) имеет гораздо меньшую дисперсию и наблюдение MWC 297 проводились чаще и регулярнее, чем в случае с рядом, полученным в автоматизированном проекте ASAS. И в результате, за счет своей "структурированности" на периодограмме для общего фотометрического ряда частота с периодом около 2000 дней заглушает частоту, получаемую только по ряду ASAS или ASAS вместе с нашими наблюдениями. Это хорошо видно из рисунка 7, где эти периодограммы приведены все вместе в увеличенном масштабе.

Рис. 7. Сравнение выделенных участков периодограмм Ломб-Скаргла для MWC 297.

Литература:

    Дрю и др. (Drew J. E. et al.), 1997, MNRAS, 286, 538
    Педзуто и Страфелла (Pezzuto S. and Strafella F.), 1997, ApJ, 485, 290
    Бенедеттини и др. (Benedettini M. et al.), 2001, A&A, 379, 557
    Алонсо-Альби и др. (Alonso-Albi T. et al.), 2009, A&A, 497, 117
    Милан-Габе и др. (Millan-Gabet R., Schloerb F. P. and Traub W. A.), 2001, ApJ, 546, 358
    Монньер и др. (Monnier J. D. et al.), 2006, ApJ, 647, 444
    Малбет и др. (Malbet F. et al.), 2007, A&A, 464, 43
    Аке и др. (Acke B. et al.), 2008, A&A, 485, 209
    Вайгельт и др. (Weigelt G. et al.), 2011, A&A, 527, 103
    Гринин и др. (Grinin V. P. et al.), 1991, Astrophys. Sp. Sci., 186, 283
    Бергнер и др. (Bergner Y. K. et al.), 1988, Astrofizika, 28, 529
    Мельников (Mel'nikov S. Yu.), 1997, Astr. Letters, 23, 799
    Поймански (Pojmanski G.), 1997, Acta Astronomica, 47, 467
    Поймански (Pojmanski G.), 2002, Acta Astronomica, 52, 397

 
English