Кратко — возможные причины аномального затухания Табби (KIC 8462852) делятся на несколько классов: а) пылевые/газовые облака в системе звезды (разрушающиеся кометы, столкновения тел, клоки в диске); б) плотные оптически непроницаемые объекты (кольца, рои тел, «структуры»); в) внутренняя изменчивость звезды (пятна, пульсации, необычные магнитные явления); г) межзвёздное поглощение по линии зрения; д) комбинации перечисленных. Для каждой причины опишу какие физические модели строить и какие наблюдения нужны для верификации.
1) Пыль и газ от разрушения малых тел (экзокометы, столкновения)
- Физические модели:
- N‑body + коллизионная модель популяции тел с генерацией пыли (временная функция потока частиц).
- Динамика пылинных частиц с учётом радиационного давления и PR‑драг: параметр $\beta =\frac{F_{\mathrm{rad}}}{F_{\mathrm{grav}}}\approx \frac{3L_{\ast }{Q}_{\mathrm{pr}}}{16\pi cG{M}_{\ast }\rho a}$.
- Радиативный перенос + Mie/треугольная аппроксимация для расчёта спектрального ослабления и поляризации (зависимость $Q_{\mathrm{ext}}(\lambda ,a)$).
- Химическая/термодинамическая модель газа (линезия Na I, Ca II, молекулы).
- Наблюдения для проверки:
- Одновременная многодолновая фотометрия (UV — NIR — mid‑IR). Пылевое затухание: хроматичное (сильнее в UV/синем) для мелкой пыли; «серое» для крупных зерен.
- Измерение спектральной зависимости глубины: $F_{\lambda }=F_{\lambda ,0}{e}^{-{\tau }_{\lambda }}$, $A_{\lambda }=1.086{\tau }_{\lambda }$. Соотношение глубин в двух волнах даёт ${\tau }_{\lambda }$ и оценку эффективного размера зерен $a$ (серое, если $a\gtrsim \lambda$).
- Высокое разрешение спектроскопии во время провалов: переменные поглощения в линиях Na I D, Ca II H&K — признак газовых хвостов экзокоме т/д.
- Поляриметрия: пыль увеличивает поляризацию и меняет её с фазой.
- IR‑мониторинг (Spitzer, JWST): ожидается экcess от нагретой пыли; если массивная пыль, то должна быть инфракрасная эмиссия.
- mm/под‑мм (ALMA): поиск холодной массы пыли/остатков.
2) Клоки / разрушенный диск (warp, clumpy debris disk)
- Модель:
- Вершинная гидродинамика/смесительная модель диска + N‑body для гравитационного возмущения (планеты создают спирали/клоки) и радиативный перенос для синтетических кривых блеска.
- Предсказания и проверки:
- Периодичность или повторяемость при орбитальных масштабах; фазовые совместимые сигнатуры.
- Интерферометрия/образное наблюдение (VLTI, CHARA) для поиска асимметрии в ближнем IR.
- IR‑спектр: наличие широких сил в кремнезёмах (10 μm) если много мелкой пыли.
3) Оптически толстые непрозрачные объекты (кольца, рои больших тел, искусственные структуры)
- Модели:
- Геометрическая модель затеняющей структуры (оптическая толщина, размер, профиль края) и её прохождение по диску.
- Динамика и устойчивость роя/кольца.
- Признаки и наблюдения:
- «Серое» затухание без IR‑избыточности (если объекты твёрдые, не пыльные).
- Узко структурированные, возможно периодические глубокие транзиты; резко прямые края в кривых блеска.
- Отсутствие повышения поляризации и слабые спектральные поглощения — в пользу непрозрачных тел.
- Поиск компаньонов по RV/ AO‑имиджинг; моделирование орбитальных времён.
4) Внутренняя изменчивость звезды (звёздные пятна, пульсации, RCB‑подобные явления)
- Модели:
- Модель пятен/магнитной активности: покрытие, температура пятен, эволюция покрытия и эффект на спектр/цвет.
- Астсеросейсмика и нестабильности конвективной зоны.
- Проверки:
- Астросейсмические замеры (частоты собственных колебаний) для внутренней структуры.
- Спектроскопия: изменение линий, индексы активности, хромосферная эмиссия.
- Цветовые изменения: пятна обычно делают звезду краснее при затухании; RCB делает гораздо более красным и с IR‑избытком.
- Ротационная периодичность и когерентность изменений.
5) Межзвёздное поглощение (ISM clump)
- Модель:
- Модель прецессионно‑движущихся межзвёздных облаков, распределение плотности вдоль линии зрения.
- Проверки:
- Сравнение с близкими звёздами на небе (если остальные звезды не показывают те же провалы, ISM маловероятен).
- Наличие и изменение межзвёздных линий (Na I, K I) — их вариабельность укажет на динамику ISM.
- Поляризация от ISM обычно постоянна и зависит от направления; сильная временная переменная поляризация укажет на локальный источник.
6) Газ без пыли (газовые облака)
- Модель:
- Радиативно‑гидродинамическая модель прозрачного газа: перекрытие диска, линии поглощения.
- Проверки:
- Сильные изменчивые линии поглощения (особенно сверхширокие/смещённые) при отсутствии IR‑избыточности.
- Баланс колец газа: эмиссия в UV/optical.
Практический набор наблюдений (приоритеты)
- Непрерывное высок‑cadence многополосное фотометрическое мониторирование (UV — B — V — R — I — J — H — K — mid‑IR) — определение хроматичности и времени восстановления.
- Высокое разрешение спектроскопии и её мониторинг синхронно с провалами (Na I D, Ca II H&K, Hα) — поиск переменных поглощений/ветров.
- Поляриметрические наблюдения во время и вне провалов — пыль даёт рост поляризации.
- Инфракрасные наблюдения (Spitzer, JWST, NEOWISE, ground mid‑IR) — поиск/контроль IR‑экcessа или его отсутствия.
- Под‑мм/mm (ALMA) для поиска холодной массы.
- Высокое угловое разрешение (AO, интерферометрия) — поиск близких источников и асимметрий.
- RV‑мониторинг для поиска тяжёлых компаньонов и исключения крупных планет/звёзд.
- Анализ архивных супервизорных наблюдений и фотопластин для долгосрочной истории.
- Сопоставление с соседними звёздами и измерение ISM‑параметров вдоль линии зрения.
Некоторые полезные количественные соображения
- Закон ослабления: $F_{\lambda }=F_{\lambda ,0}{e}^{-{\tau }_{\lambda }}$, $A_{\lambda }=1.086{\tau }_{\lambda }$.
- Если при затухании спектр не меняется (серое), то эффективный радиус частиц должен быть сопоставим или больше наблюдаемой длины волны: $a\gtrsim {\lambda }_{\mathrm{opt}}$ (т.е. $a\gtrsim 0.5-1\mu \mathrm{m}$).
- Для оценки массы пыли при оптически тонком облаке можно использовать приближённую формулу (однородный слой):
${\tau }_{\lambda }=N\pi a^2{Q}_{\mathrm{ext}}(\lambda )$, где $N$ — колонная плотность зерен; масса пыли $M_d\sim \frac{4}{3}\pi a^3\rho NA$, где $A$ — проекция площади затеняющей области.
- Радиационное отталкивание быстро удаляет маленькие зерна (высокое $\beta$), что ставит ограничения на время жизни маленькой пыли и требует её непрерывного пополнения.
Вывод (кратко): чтобы отличить модели, нужно одновременно измерять хроматичность затухания, изменчивость линий поглощения, поляризацию и IR‑излучение. Конкретная последовательность: непрерывное многополосное и спектроскопическое мониторирование + поляриметрия → оценка размера/массы пыли и наличия газа → подкрепление/исключение дисковой, кометной или внутренней звёздной гипотезы с помощью IR и mm‑наблюдений и интерферометрии.