Кратко — возможные сценарии и какие наблюдения однозначно их подтвердят.
Сценарии (кратко, по признакам)
1) Эволюционный переход (например поздняя термальная вспышка на AGB / «born‑again», или переход в состояние LBV).
- Признаки: долгопериодическое изменение светимости и спектра (охлаждение/потепление), появление/исчезновение широких эмиссионных линий, сильный рост массовой потери/пыльной оболочки.
- Что искать: изменения элементного состава (обогащение C и s‑процессом для AGB), появление пылевого ИК‑излучения, расширяющаяся газовая оболочка в эмиссионных линиях.
2) Пульсации (Mira, RV Tauri, Cepheid и т.п.)
- Признаки: повторяющиеся изменения блеска и спектра с характерным периодом; меняются $T_{\mathrm{eff}}$, радиус и радиальная скорость, фазовая зависимость цвета/скорости.
- Что искать: строгую периодичность, фазовую зависимость фотометрии и RV, признак изменения радиуса через Бааде–Вессель‑метод.
3) Массообмен в двойной системе / активная аккреция (симбиот, трансфер в близкой паре, диск с переменной аккрецией)
- Признаки: быстрые/непериодические всплески, эмиссионные линии (He II, Bowen, широкие профили диска — двойные пики), UV/X‑ray излучение, орбитальная модуляция.
- Что искать: орбитальная RV‑кривая компонентов, двойные пиковые профили диска, UV/X‑ray спектры аккрета, тотальный и фазовый анализ световой кривой.
4) Прото‑звёздный всплеск (FU Ori / EXor)
- Признаки: резкое и длительное увеличение света у молодого объекта, спектр дископодобный (широкие поглощающие линии, CO‑бэнды), сильный ИК‑избыток и выхлопы.
- Что искать: ассоциация со звёздообразовательной областью, ИК‑SED с диском, спектральные признаки аккреционного диска (CO, H I в специфических профилях).
Какие дополнительные данные и почему они решают однозначно
1) Временные ряды фотометрии высокой частоты (дни—годы)
- Для пульсаций — обнаружение периода $P$ и стабильной амплитуды; для аккреций/вспышек — нерегулярные быстрые изменения.
2) Сериальные высокоразрешённые спектры (R$\gtrsim$20000), с хорошим фазовым покрытием
- Измерение радиальных скоростей $K$ → построение орбитальной кривой и вычисление массовой функции
$$f(M)=\frac{P{K}^3}{2\pi G}=\frac{(M_2\sin i{)}^3}{(M_1+M_2{)}^2},$$ что однозначно укажет на бинарную систему и массы.
- Абундансы (C, s‑process, H‑дефицит) — признак термальной вспышки/пост‑AGB.
- Профили Hα и P Cygni — оценка массового потока $\dot{M}$ и терминальной скорости $v_{\infty }$ (показатель LBV/сильного ветра).
3) Мультидлинноволновые наблюдения: UV / X‑ray / IR / радио
- UV/X‑ray: наличие горячего аккрета или шока (симбиот/катаклизм).
- IR (спектрофотометрия, SED): пылевой избыточный фон → недавняя массовая потеря/образование оболочки (термальная вспышка, LBV, YSO).
- Радио/мм: холодная расширяющаяся оболочка, масса выброшенного газа.
4) Поляриметрия и интерферометрия / прямое изображение
- Наличие асимметрии рассеяния/диска vs. сферической оболочки; разрешение компактной оболочки/пылевой структуры — отличает диск при аккреции от расширяющейся оболочки при вспышке.
5) Оценка расстояния и болометрической светимости
- Точный $L_{\mathrm{bol}}$ (через параллакс + корректировка по поглощению) отличает LBV/сверхгиганта ($L$ очень велико) от пост‑AGB или YSO. Также коэффициент Эддингтона $\Gamma =L/L_{\mathrm{Edd}}$ показывает, близок ли объект к границе устойчивости ветра.
6) Временное выделение излучения линий и изменение профилей
- Быстрое появление/затухание высоких ионов (He II, [O III]) указывает на нагревание горячей компоненты (аккреция/термоядерный процесс), медленное изменение металлических линий — эволюция атмосферы.
Резюме решения: для выбора между «сменой стадии» vs «пульсациями» vs «массообменом» наиболее решающими будут (в порядке важности) — длительная временная фотометрия (поиск периодов/фазовой структуры), сериальные высоко‑разрешённые спектры (RV‑кривые, абундансы, профили ветра), и мультидлинноволновые (UV/X‑ray для аккреции; IR/мм для пыли и выбросов).