CC BY
28
_____________УЧЕНЫЕ ЗАПИСКИ КАЗАНСКОГО УНИВЕРСИТЕТА
Том 153, кн. 2 Физико-математические пауки
2011
УДК 524.31.08
АНАЛИЗ ПАРАМЕТРОВ И ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА НИЗКОАМПЛИТУДНЫХ ЗВЕЗД ТИПА 5 ЩИТА
Д.В. Иванова, А.И. Галеев, В.В. Шимапский, Н.Н. Шимапская
Аннотация
Выполнено исследование трех пульсирующих переменных звезд типа S Щита. Определены и уточнены параметры атмосфер звезд АО CVn, KW Aur и CP Воо па основе высокоточных спектроскопических даппых. Определен химический состав этих звезд методом дифференциального анализа относительно Солнца.
Ключевые слова: звезды S Set, химический состав, параметры атмосфер.
Введение
Звезды типа S Щита — одна из множества групп пульсирующих переменных нашей Галактики. Главная их особенность близость большинства звезд к главной последовательности на диаграмме Грецшпрунга Рессела. Эти переменные также обладают короткими периодами (0.02 0.30 сут) и очень малыми амплитудами изменения яркости (Дшу = 0.01 ^0.40m). Прогресс в использовании современных приемников излучений привел к быстрому росту открытий новых объектов этого типа.
S
пульсации этих звезд иногда происходят в нескольких модах, а также их частой двойственностью.
S
группы короткопериодических цефеид: а) имеющие избыток содержаний для многих или всех элементов, иногда достигающий 1-1.5 dex (20 CVn, S Set, Y Boo и др.); б) демонстрирующие химический состав, схожий с непульсирующими звездами аномального химического состава (Am-звёздами), которые лежат в том же районе диаграммы Грецшпрунга-Рессела (S Del, 44 Таи, е Сер и т. д.) Но последние данные [1] ие указывают на четкое разделение звезд на две выделенные группы и возможное выделение подгруппы звезд с дефицитом содержаний элементов с номерами 20-40 (HD 124675, р Vir, 28 And). Определенно сказать об особенностях химического состава и сравнеиить его с содержаниями элементов у Аш-звезд можно будет после выполнения детальных исследований химического состава достаточно большого количества звезд. В настоящее время надежные определения химиче-
S
объектов. Поэтому необходимо провести по единой методике новое исследование однородной группы звезд данного типа с привлечением более слабых объектов, доступных наблюдениям, в частности, на спектрографах высокой дисперсии крупных телескопов (БТА, РТТ-150) с использованием современных моделей атмосфер и ие-ЛТР-аиализа отдельных элементов.
В настоящей статье мы описываем результаты наблюдений и обработки спектров первых звезд выборки, представляем параметры атмосфер и содержания химических элементов рассмотренных звезд АО CVn, KW Aur и СР Воо, проводим анализ полученных результатов для каждой звезды с учетом более ранних исследований, а также делаем предварительные выводы.
Табл. 1
Параметры исследуемых звезд
НБ Название звезды ту В-У Ату Период. сут V вт г, км /с Спектр. класс
33959А 1Ш А иг 5.01 0.22 0.08 0.0881 28 А9 IV
115604 АО С Ун 4.72 0.31 0.02 0.1217 15 РЗ III
127986 СР Воо 6.40 0.51 0.02 0.125 5* Р8 IV
* Из статьи Берначча и Перинотто (1970) [4].
Я,А
Рис. 1. Участки наблюдаемых спектров исследуемых звезд 1. Наблюдения
Наблюдения трех звезд типа 3 Щита из каталога Родригеза и др. (2000) [2] проведены 26 29 января 2006 г. с помощью куде-эшелле спектрографа 1.5-м российско-турецкого телескопа (РТТ-150). установленного в Турецкой национальной обсерватории Т11В1ТАК (вблизи г. Анталии. Турция).
Полученные спектры охватывают диапазон длин волн А 3900-8900 А. Первичная обработка спектров включала удаление космических частиц и дефектных пикселей. проведение непрерывного спектра, калибровку длин воли, а также измерение лучевых скоростей и эквивалентных ширин спектральных линий и производилась с применением модифицированного программного пакета БЕСН20Т [3] (см. также http://www.gazinur.com).
Информация о наблюдавшихся звездах приведена в табл. 1 и 2. в первой из которых перечислены общие сведения из статьи Родригеза и др. (2000) [2], а во второй для каждой звезды последовательно указаны моменты начала первой экспозиции.
-3.6
-3.8
0) -4.0 о с я
■О
-4.4-
-4.6-
Fel
-3.6
-3.8
• • г Л К*
% _ ч • j • •
V гї:5.?*
•_ V і- '• •
.. . Of.*-» j.
-4.4-
-4.6-
Fell-
i: •
I.
—1--1-----1----1---1---1----1---1----j---1 і---------1-1--------1-1--------1-1----
0 10000 20000 30000 40000 20000 40000 60000 80000
3C(cm’1)
Рис. 2. Зависимость содержания железа от потенциала возбуждения пижпего уровня линий для АО СУп
Табл. 2
Основные параметры наблюдений
Название Юлианская Число Время Сигпал/шум
звезды дата спектров эксп.. с
KW Aur 2453763.49855 3 900 110
CP Воо 2453763.92049 2 900 85
АО CVn 2453765.92825 3 600 110
W(nm) W(nm)
Рис. 3. Зависимость содержания железа от эквивалентных ширил лилий для АО СУп
число полученных спектров, время экспозиции в секундах, отношения сигнал/шум в районе 5400 А. Две звезды относятся к спектральному классу Г. а одна, более горячая. А-звезда. Все указанные звезды меняют свою яркость с амплитудой менее 0.1т в пределах периода переменности 2-3 ч. У переменных с амплитудами более
Табл. 3
Параметры атмосфер исследуемых звезд
Название Температура, К Igff fFe/H] Q ni l,
KW Aur 7800 3.4 -0.10 2.8
АО CVn 7300 3.2 -0.50 3.2
СР Воо 6320 3.6 -0.16 1.8
0.2m — 0.5m должны возникать заметные изменения в спектрах, вызванные изменениями параметров звезды в разные фазы периода. Рассмотренные звезды имеют небольшие скорости вращения. Спектры быстровращающихся звезд требуют особой методики обработки, так как широкие крылья линий создают повсеместное бленднрованне и заметно занижают непрерывный спектр. Анализ таких спектров требует использования методов построения синтетических спектров.
2. Параметры атмосфер звезд
Для выполнения последующих расчетов были определены фундаментальные параметры звезд, причем для подбора наиболее надежных значений эффективных температур они определялись как фотометрическими, так и спектроскопическими методами.
Значения показателей цвета разных фотометрических систем использовались для определения предварительных значений температур и логарифмов ускорений силы тяжести на поверхности звезд. Затем параметры уточнялись на основе спектроскопических данных. Окончательное значение температуры определялось по наклону зависимости содержания железа, а также других элементов, имеющих достаточное количество наблюдаемых линий, от потенциалов возбуждения нижних уровней линий (рис. 2). Поверхностная сила тяжести вычислялась методом ионизационного баланса (из согласования содержаний, полученных по линиям ионов и нейтральных атомов железа, титана и хрома). Скорость микротурбулентности находилась из условия независимости содержаний железа, найденных по линиям Fe II, от эквивалентных ширин линий. Металличность моделей атмосфер звезд задавалась исключительно по содержанию железа. В табл. 3 приведены окончательные параметры атмосфер звезд, использованные в дальнейших расчетах.
3. Анализ химического состава
Содержание химических элементов в атмосферах звезд рассчитывалось с помощью программы WIDTH по измеренным эквивалентным ширинам. Для звезды АО CVri были использованы линии 37 атомов и ионов для 29 химических элементов, для KW Апг линии 33 атомов и ионов для 27 химических элементов, для CP Воо эквивалентные ширины линий 36 атомов и ионов для 28 химических элементов.
В настоящей работе применялся дифференциальный метод анализа химического состава звезд S Щита относительно солнечного. В его рамках содержание подавляющего числа химических элементов определялось как разница их содержаний в исследуемой звезде и на Солнце, полученных раздельно для каждой использованной линии. Однако в спектре Солнца линии нескольких попов с высокими потенциалами ионизации не наблюдаются или наблюдаются в малом количестве. В этом случае в качестве солнечных содержаний приняты значения, полученные в работе Андерса и Гревесса [о]. Дифференциальный анализ химического состава звезд позволяет минимизировать влияние ошибок сил осцилляторов линий на определяемые
0.80.6-I 0.4-
I '
o' 0.2-о
m -о. 0.0-о .
'<2” _ _ -0.2-
N1 Nal Mgll AIM Sill Cal Sell Till VII Crll Fel Col N111 Znl Srll Zrll Lall Prll SmIIDyll
1.41.21" 1-°“
W 0.8Л 0-6-I" 0.4-^ 0.2-< 0.0-0.2 -j
Nl Nal Mgll AIM Sill Cal Sell Till VII Crll Fel Col Nill Znl Srll Zrll Lall Prll SmIIDyll
1.21.0-
c 0^
06-X 0.4-| 0.2> 0.0-0.4-
Рис. 4. Содержа1шя элементов относительно Солнца для исследуемых звезд
содержания химических элементов. На рис. 4 приведены содержания химических элементов в звездах относительно солнечного.
Анализируя полученные распределения содержаний можно сделать следующие выводы.
1. Все исследованные звезды обладают повышенной общей металлнчностыо. В целом данный результат согласуется с представлением о звездах 3 Щита как достаточно молодых объектах £ ~ 2 • 109 лет, принадлежащих системе топкого галактического диска.
2. В атмосферах всех звезд наблюдаются существенные аномалии химического состава качественно близкого характера.
3. Все исследованные звезды показывают дефицит легких элементов, различающийся качественно и количественно для разных объектов.
сі
01
■
Mgli All
Sil
SI
■ ■
Call Til
VI
Сг11:Мп1;Ре11| N11
CuliSelli Yll
BaMCelliNdlEEuliiLuH
1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1
N1 Nal Mgll AIM Sill Cal Sell Till VII Crll Fel Col Nill Znl Srll Zrll Lall Prll SmIIDyll
элемент
■ *
■ ■
■ ■
01 Mgi All: Sil
I 1 I 1 I 1 I 4 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 4 4 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I 4
■ ■
SI Call Til VI Crll MnMFoll Nil Cul Selj Yll Ball CellNdllEull Lufl
Cl
01
Mgl
АИ
Sil і
: СаМ ТИ
:Crl
MnlFell
NN
■ ■
CuliSel
Yll
Ball
CelNdll
Eull: Lull
4. Все более тяжелые элементы а-процесса, элементы группы железа, а также Си н Zn в целом хорошо соответствуют общей металлнчностн. Ряд единичных малых аномалий (до 0.13 dex) в содержании Са, Мп, Си, вероятно, обусловлен ошибками наблюдений и анализа. Таким образом, исследуемые звезды 3 Щита не принадлежат к классу марганцевых или кремниевых химически пекулярных звезд.
5. Содержания части тяжелых элементов, образующихся в результате действия s - и r-процессов, показывают существенные избытки в атмосферах всех звезд. Для CP Воо характерны избытки только редкоземельных элементов (La, Pr, Nd и др.) умеренной амплитуды до 0.3 dex, тогда как содержания более легких элементов (Zr, Sr, Y) согласуется с общей металличностыо. Аналогичный тип аномалий существует в атмосфере АО Cvn, но их амплитуда возрастает до 0.6 dex. Однако в атмосфере KW Апг наблюдаются большие (до 0.4 dex) избытки содержаний Zr и Sr одновременно с аналогичными избытками всех редкоземельных элементов.
6. Найденный химический состав атмосфер СР Воо, АО CVri и KW Aur качественно соответствует составу Ар-звезд, однако отличается в 4 10 раз амплитудой аномалий. Названные отличия в целом характерны для звезд типа 3 Щита и объясняются их более низкими эффективными температурами и наличием заметных пульсаций.
Авторы выражают благодарность TUBITAK за поддержку в использовании телескопа РТТ-150.
Работа выполнена при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект X- 10-02-01145-а).
Summary
D.V. Ivanova, A.I. Galeev, V.V. Shimansky, N.N. Shim.ansk.aya. Analysis of Parameters and Chemical Composition of Low-Amplitude S Set-Type Stars.
We studied a sample of pulsing variable stars of S Scuti type. Atmospheric parameters of the stars AO CVn, KW Aur and CP Boo were defined and specified based on high-precision spectroscopic data. The chemical composition of these stars relative to solar abundances was determined by differential analysis.
S
Литература
S
stars // Ast.ron. Ast.ropliys. 2008. V. 485, No 1. P. 257 265.
2. Rodriguez E., Lopez-Gonzalez M.J., Lopez Be Coca P. A revised catalogue of delta Set. stars // Ast.ron. Ast.ropliys. Suppl. Ser. 2000. V. 144. No 3. P. 469 474.
3. Галавутдипое Г.А. Система обработки звездных эшелле-спектров. II. Обработка спектров. Препринт Л'! 92. Нижний Архыз: САО РАН. 1992. С. 27 52.
4. Bernaem P.L., Perinotto М. A catalogue of stellar rotational velocities // Cont.rib. Oss. Asiago Nos. 1970. V. 239.
5. Anders E., Grevesse N. Abundances of the elements Met.eorit.ic and solar // Geocliimica et. Cosmocliimica Act.a. 1989. V. 53, No 1. P. 197 214.
Поступила в редакцию 24.01.11
й
73
Иванова Диана Владимировна кандидат физико-математических паук, научный сотрудник кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
E-mail: tlianaiвтаіі. ru
Галеев Алмаз Ильсурович кандидат физико-математических паук, старший научный сотрудник кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
E-mail: almazgaleevZQyandex. ru
Шиманский Владислав Владимирович кандидат физико-математических паук, доцепт кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
E-mail: Slava. Shimansky Qksu.ru
Шиманская Нелли Николаевна кандидат физико-математических паук, доцепт кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
E-mail: Nelli. Shimanskaya Qksu.ru
