CC BY
15
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2017, том 72, № 4, с. 491-496
УДК 524.316.7.022-56
ИССЛЕДОВАНИЕ НЕСТАЦИОНАРНОСТИ АТМОСФЕРЫ к CAS. II. ПЕРЕМЕННОСТЬ ПРОФИЛЕЙ ВЕТРОВЫХ ЛИНИЙ H7, H^ и Ha
© 2017 А. Х. Рзаев1,2*
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Шамахинская астрофизическая обсерватория НАН Азербайджана, Шамахы, AZ 5626 Азербайджан Поступила в редакцию 31 июля 2017 года; принята в печать 26 сентября 2017 года
Исследована переменность профилей линий H7, H^ и Ha в спектре сверхгиганта к Cas. Характер переменности оказался одинаковыми для всех указанных линий: на их профили накладываются синесмещенная, центральная и красносмещенная эмиссии. Для линий H7 позиции эмиссий совпадают с таковыми для линий HeI А 5876, 6678 A и составляют около —135 ± 30.0 км с-1, —20 ± 20 км с-1, 135 ± 30.0 км с-1, а на профиле линий H^ они зафиксированы на позициях около —170.0 ± 70.0 км с-1, 20 ± 30 км с-1 и 170.0 ± 70.0 км с-1. Для линий Ha положения синесмещенной и центральной эмиссий такие же, как у линий H^, и дополнительно появляется синесмещенная эмиссия на позиции — 135.0 ± 30.0 км с-1, а на красном крыле следы эмиссий не видны. Более явно эти эмиссии наблюдаются на ветровых линиях, но следы их заметны на всех фотосферных линиях. При переходе от ветровых линий к фотосферным уменьшается интенсивность накладывающихся эмиссионных компонент, а также абсолютные значения их позиций в лучевых скоростях на крыльях линий. Обнаруженные V/Д-переменности исследованных линий в спектре к Cas и переменность эмиссионной линии Ha свидетельствуют о том, что эта звезда — сверхгигант с Be-феноменом.
Ключевые слова: сверхгиганты — звезды: индивидуальные: к Cas
1. ВВЕДЕНИЕ
В работе [1] нами было начато изучение нестационарности атмосферы сверхгиганта к Cas, который, несмотря на большую яркость, V = 4 m 17 [2], спектроскопически исследован очень мало. Мы рассмотрели изменения со временем лучевых скоростей и профилей линий Si III, O II, He I, H10—Hi и HeI A5876, 6678 A. Для изучения стратификации лучевой скорости в атмосфере к Cas были рассчитаны росселландовские глубины формирования линий. По полученным величинам lg г\ линии условно были разделены на три категории: фото-сферные (слабые линии HeI, линии OII и SiIII), сильные фотосферные (сильные линии HeI и линии от H10 до Hi) и ветровые линии (HeI A 6678,
5876 A, линии H7, Hfî и Ha), формирующиеся соответственно в нижних, промежуточных и верхних слоях атмосферы.
Также в работе [1] было показано, что переменность лучевых скоростей всех исследуемых линий в основном обусловлена нерадиальными пульсациями. В случае фотосферных линий переменность
E-mail: [email protected]
лучевой скорости носит квазипериодический характер. Для ветровых линий HeI А 5876, 6678 A картины переменности лучевой скорости со временем отличаются друг от друга и от фотосферных линий. Было установлено, что на профили линий накладываются эмиссионные компоненты соответственно на позициях около —135 ± 10.0 км с-1, —20 ± 20 км с-1 и 135 ± 10.0 км с-1. Эти эмиссии более явно видны на ветровых линиях He IА 5876, 6678 A, но их следы заметны на всех фотосферных линиях. В данной работе рассматривается переменность профилей линий H7, Hfî и Ha.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ИЗМЕРЕНИЯ
Для исследования нестационарности атмосферы к Cas мы используем спектры, полученные на кудэ-спектрографе 2-м телескопа на пике Терскол в течение 36 ночей с 31 августа по 07 октября 1999 г. (JD 2451422-2451458). Далее для единообразия и простоты в тексте и на рисунках даты получения спектров отмечены аналогичным образом, как в таблице из работы [1], т.е. приводятся две последние целые цифры юлианской даты NN = JD — JD0, где JD0 = 2451400. Наблюдательный материал, детали обработки и сведения
о точности измерений спектрофотометрических и позиционных параметров линий представлены в работе [1 ]. Здесь отметим, что за время наблюдений были получены 29 кудэ-эшелле спектров со спектральным разрешением R = 45 000 и отношением S/N 80—600, из них 25 спектров — в течение одиннадцати последовательных ночей (JDo + 48—58). Для исследования быстрой переменности профилей линий со временем использованы данные ночей JD0 + 52 (четыре спектра), 54 (четыре спектра) и 58 (пять спектров). В остальные даты наблюдений было получено по два спектра, которые для каждой ночи были усреднены.
Для измерения позиционных и спектрофотометрических параметров линий (W\ и центральная глубина R0 = 1 — r0) применялся пакет программ DECH201. Нуль-пункт шкалы лучевой скорости устанавливался по теллурическим линиям H2O и O2. По 80 теллурическим линиям ошибки измерения составили не более |0.1| ± 0.1 км с-1. Ошибки измерения лучевой скорости звездных линий не превышают величин ±0.7 км с-1 и ±1.2 км с-1 для групп и отдельных линий соответственно [1]. Для накладывающихся эмиссионных компонент они приведены в Подразделе 3.1. Ошибки измерения спектрофотометрических параметров контролировались по межзвездным (IS) линиям и диффузным межзвёздным полосам (DIBs). Средне-квадратическое отклонение от среднего для эквивалентных ширин и остаточных интенсивностей не
превышает значений ±0.007 A и 0.003 соответственно.
3. ПЕРЕМЕННОСТЬ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ H7, Hß, Ha
Явная быстрая переменность профилей линий не наблюдалась, и спектры, полученные в течение одной ночи, мы усредняли. Для изучения переменности профилей линий H7, Hß, Ha на длительных временных масштабах использованы данные в промежутке времени JD0 + 48—58, когда были проведены непрерывные наблюдения. Профили линий H7 и Hß для всех 29 полученных спектров представлены на рис. 1. Как видно на рис. 1 а, линия H7 блендирована (в основном линиями OII), и ее переменность исследовалась в интервале интен-сивностей r0 < r < 0.9.
3.1. Линии Hy, Hß
Для выявления особенностей переменности были сопоставлены профили линий, полученные в последовательные ночи. Эти профили для линий
1 http://www.gazinur.com
Н7 и Нв представлены на рис. 1с, Ы. Для наглядности мы объединили их в четыре группы, и в каждую следующую группу включен последний по дате профиль из предыдущей группы. Даты получения спектров указаны числами в принятых обозначениях (ММ = ЛБ — ЛБ0).
Сопоставление профилей линий показало, что их спектрофотометрическая переменность вызвана появлением и исчезновением эмиссий, которые накладываются на профиль в трех позициях: синесмещенная, центральная и красносмещенная эмиссии. Отметим, что только для линий Нв, когда наблюдались сильные эмиссионные компоненты (красносмещенная в ночь ЛБ0 + 52, синесмещенная — ЛБ0 + 53), можно прямым образом с точностью ±60.0 км с-1 измерить лучевую скорость эмиссионных пиков. В остальных случаях для выявления картины переменности и позиций эмиссионных компонент из каждого профиля был вычтен профиль, полученный в предыдущую дату. Разницы профилей Ат представлены на рис. 1е, Н соответственно для линии Н7 и Нв. Числа указывают юлианские даты ^^ получения профилей, для которых определена разница.
Для линии Н7 картины разницы профилей Ат (рис. 1е) оказались схожими с найденными ранее для линии Не1 Л 5876 А [1]. Сопоставление профилей, полученных в ночи ЛБ0 + 48 и 49 (соответственно жирная и тонкая сплошные линии на рис. 1с,), показывает, что во вторую ночь наблюдения примерно на позиции —20.0 ± 40.0 км с-1 (рис. 1е, центр горба кривой 49—48) появляется центральная эмиссия. В третью ночь (ЛБ0 + 50) интенсивность центральной эмиссии (здесь и далее относительно предыдущей даты) увеличивается (рис. 1с, снизу первая группа профилей, 50 — пунктирная линия), происходит ее сдвиг в красную часть спектра на позицию около 40.0 км с-1 (рис. 1е, центр горба кривой 50—49). Красносмещенная эмиссия наблюдается в ночь ЛБ0 + 52 (рис. 1с, снизу вторая группа профилей, 52 — тонкая линия) на позиции 135 ± 30.0 км с-1 (рис. 1е, кривая 52—50). Через сутки (ЛБ0 + 53) она почти исчезает, а на синем крыле появляется синесме-щенная эмиссия (рис. 1с, снизу вторая группа профилей, 53 — жирная линия) на позиции около — 135 ± 30.0 км с-1 (рис. 1е, центр горба кривой 53—52). Таким образом, переменность профиля линии Н7 в основном обусловлена появлением, усилением и исчезновением этих эмиссионных компонент.
Характер переменности и картины разницы профилей Ат (рис. 1!) в случае линии Нв такие же, как у линии Н7, но изменения формы профилей
s-0.8
4330
4340
4350
Л, к
4856
4860
4864
-200 0 200
V, km !
Рис. 1. Профили линий H7 (a) и H,3 (b) в спектре к Cas по результатам наших наблюдений. Вертикальный масштаб на обоих рисунках одинаков. (c), (d) — то же, что (a), (b), но в сопоставлении по группам с последовательными датами, профили по данным одной ночи усреднены. Числами NN отмечены даты получения спектров, где NN = JD — 2451400. (e), (f) — разницы профилей, полученных в последовательные ночи NNj и NNi.
сильнее выражены. Можно отметить, что наблюдаемые детали: максимально сине- и красносмещен-ные профили, появление и исчезновение эмиссии на синем и красном крыльях линий, одинаковы для обеих линий. Поэтому особенности переменности, выявленные при анализе профилей линии Hв, также характерны для
Во вторую ночь наблюдения (ЛБ0 + 49) примерно на позиции —5.0 ± 40.0 км с-1 появляется центральная эмиссия (рис. Ы, тонкая линия 49 и
рис. И, кривая 49—48). В третью ночь (ЛБ0 + 50) интенсивность центральной эмиссии увеличивается (рис. Ы, первая группа профилей снизу, 50 — пунктирная и 49 — тонкая линия), эмиссия незначительно сдвигается в красную часть спектра на
позицию около 20.0 ± 60.0 км с-1 (рис. Н, центр горба кривой 50—49). В течение этих трех суток существенные изменения на крыльях линии не наблюдаются. Для четвертой ночи данных нет, а в пятую (ЛБ0 + 52) зафиксировано уменьшение ин-
тенсивности центральной эмиссии (рис. Ы, вторая снизу группа профилей, 52 — тонкая и 50 — пунктирная), которая почти не изменила своего положения (рис. 1 ! центр абсорбционной детали кривой 52—50). Уменьшение интенсивности центральной эмиссии продолжается до ЛБ0 + 53 включительно.
В ночь ЛБ0 + 54 опять возрастает интенсивность центральной эмиссии (рис. Ы, снизу третья группа профилей, 54 — тонкая и 53 — жирная линия), которая остается на той же позиции (рис. 1!, центр горба кривой 54—53). При этом также происходит усиление интенсивности абсорбции на позиции около —60.0 км с-1. Через сутки, в ночь ЛБ0 + 55, центральная эмиссия исчезает, интенсивность абсорбции становится максимальной, и мы наблюдаем самую сильную и синесме-щенную абсорбционную линию (рис. Ы, профили 54 — тонкая и 55 — пунктирная линия). Разница профилей (рис. Ы, кривая 55—54) выглядит как выемка. Через двое суток, в ночь ЛБ0 + 57, центральная эмиссия вновь появляется и усиливается (ЛБ0 + 58), следовательно, уменьшается интенсивность абсорбционного ядра.
На профиле линии Нв красносмещенная эмиссия в явном виде наблюдается в ночь ЛБ0 + 52 (рис. Ы, профиль 52 — тонкая линия), на позиции около 170 ± 70.0 км с-1 (рис. 1!, кривая 52—50). Через сутки (ЛБ0 + 53) она почти незаметна, а на синем крыле появляется синесмещенная эмиссия (рис. Ы, профиль 53 — жирная линия) на позиции около —170.0 ± 70.0 км с-1 (рис. 1!, кривая 53—52).
В ночь ЛБ0 + 54, по сравнению с предыдущей ночью, на крыльях заметные изменения не происходят. Далее (ЛБ0 + 55) следы сине- и красносме-щенных эмиссий продолжают слабеть, и профиль линии становится широким, а крылья пологими (рис. Ы, профили 53, 54 и 55). В ночь ЛБ0 + 57 мы наблюдаем самый широкий профиль. В последнюю ночь наблюдений (ЛБ0 + 58) переменность профилей линий Н7 и Нв можно описать таким образом: на профиль, аналогичный полученному в ночь ЛБ0 + 57, накладывается широкая эмиссия. Выпуклый вид кривых на рис. 1с и Ы (кривые 58—57) также свидетельствует об этом.
3.2. Линия На
В период наших наблюдений линия На наблюдается только в эмиссии. Устранение теллурических линий, искажающих ее профиль, осуществлено по методике, описанной в работе [3]. Профили линии На для всех 29 полученных спектров представлены на рис. 2а, а их сопоставление — на рис. 2Ь, где профили, полученные в течение одной ночи, усреднены. В первые три ночи (ЛБ0 + 48, 49, 50) регистрируется увеличение интенсивности
V, ктв "1
Рис. 2. То же, что и на рис. 1а, 1с и 1е, но для линии
На.
центральной эмиссии (рис. 2Ь, первая группа линий снизу) на позиции около 20.0 км с-1 (рис. 2с, кривые 49—58 и 50—49). Оно продолжается около четырех дней, до ЛБ0 + 53. Увеличивается также ширина (ЕШИМ) линии, которая максимальна в ночи ЛБ0 + 52 и 53 (рис. 2Ь, вторая группа линий снизу, 52 и 53). Наблюдаемые «выпуклости» на позициях —100 км с-1 и 170.0 км с-1 — отражение этого (рис. 2с, центры горбов кривой 52—50). Далее в течение четырех суток, с ЛБ0 + 54 по ЛБ0 + 57, происходит уменьшение интенсивности и ширины (РШИМ) линии. В последнюю ночь (ЛБ0 + 58) интенсивность линии вновь возрастает.
В период наших наблюдений на красном крыле следы дополнительных эмиссий не обнаружены. В ночь ЛБ0 + 53 на синем крыле появляется широкая
эмиссионная деталь (рис. 2b, вторая группа профилей снизу, 53) на позиции —170.0 ± 130.0 км с-1 (рис. 2с, центр горба кривой 53—52), интенсивность центральной эмиссии и красного крыла не меняется. Возможно, это широкомасштабный выброс, так как через сутки (JDo + 54) он незаметен. Вместо этого в ночь JD0 + 54 наблюдается эмиссионная компонента (рис. 2b, третья группа профилей снизу: 54 — пунктирная линия) на позиции —135.0 ± ± 30.0 км с-1 (рис. 2с, центр левого горба кривой 54—53). В следующую ночь (JD0 + 55) с уменьшением интенсивности самой линии она слабеет, не меняя свою позицию (рис. 2b, 55 — жирная линия). В последние ночи (JD0 + 57 и 58) на крыльях линий эмиссионные компоненты не регистрируются (рис. 2b, профили 57 и 58).
Другие наблюдаемые детали (кроме отмеченных выше) на кривых разницы профилей Ат (рис. 2b) — результат изменения интенсивности и ширины линии, а также ее асимметрии. Cлабые горбы, напоминающие эмиссии (рис. 2b, профиль 49, на позиции —120 км с-1; более выраженные: 50, 52 — на позиции —135 км с-1; 57 — —175 км с-1; 58 — —230 км с-1), мы не рассматриваем. Они могут быть артефактами (от удаления следов космических частиц и теллурических линий). Таким образом, переменность профиля эмиссионной линии Ha в основном вызвана усилением и уменьшением интенсивности центральной эмиссии, а также появлением и исчезновением эмиссионных компонент на ее синем крыле.
4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Итак, в спектре к Cas картина переменности всех исследуемых линий — от фотосферных [ 1 ] до ветровых линий H7 и H в — оказалась одинаковой. Переменность вызвана тем, что на профили линий накладываются синесмещенная, центральная и красносмещенная эмиссии. В случае линии H7 позиции эмиссий совпадают с таковыми для линий HeI А 5876, 6678 A [1] и составляют —135 ± 30.0 км с-1, —20 ± 20 км с-1, 135 ± 30.0 км с-1. Для линии H^ позиции эмиссий соответствуют —170.0 ± 70.0 км с-1,20 ± 30 км с-1 и 170.0 ± 70.0 км с-1. В случае линии Ha положения синесмещенной и центральной эмиссий такие же, как у линий Hfî. Дополнительно наблюдается синесмещенная эмиссия около —135.0 ± 30.0 км с-1, а на красном крыле следы эмиссий незаметны. В более явном виде обнаруженные эмиссии проявляются на ветровых линиях. При переходе к фотосферным линиям, к которым мы отнесли H10—Ш и сильные линии
1.0 1 1 ' - 1 1 1 1 1 1
0.9 - HeI5876 \\
0.8
; HeI6678 f f /
^0.7 ; HeI4471 4,' x\ \ \ \1 f/
0.6 ij Ss^—
0.5 Si Ш 4562 ^!-
0.4 - \ V../ /
0.3 - 1 «
V, km s "1
Рис. 3. Сопоставление профилей ветровых и фотосферных линий для двух дат наблюдений, JDo + 52 и 53 (тонкая пунктирная и жирная линии соответственно). Подробности в тексте.
HeI А3819, 4026, 4471, 4921 A, их интенсивность уменьшается. Однако следы этих эмиссий видны на всех фотосферных линиях, включая Si III+OII и слабые линии HeI А3964,4387, 4713, 5015 A.
Возникает вопрос: действительно ли происходит наложение эмиссий на трех позициях, или наблюдаемые изменения вызваны вращением звезды, т.е. связаны с ее пятнистой структурой? В последнем случае, как это было зафиксировано в спектрах других звезд (например, [4]), на рис. 1e и 1f мы должны видеть квазисинусоидальную волну, движущуюся с синего крыла на красное или обратно, в зависимости от направления вращения звезды. В спектре звезды 55 Cyg B2.5Ia мы обнаружили эмиссионную компоненту [5], которая перемещается по профилям линий Hß и Ha от их синего крыла к красному. Однако в спектре к Cas движение эмиссионных компонент не наблюдается, они появляются и исчезают на одних и тех же позициях. Возможно, мы видим выбросы отдельных сгустков («blobs»).
Исследование BA-сверхгигантов показало, что переменность профиля Ha обусловлена наложением переменных сине- и красносмещенных эмиссий на фотосферный профиль [6]. У/Л-переменность проявляется одновременно и симметрично относительно лучевой скорости центра массы звезды. В видимой области спектра у OBA-сверхгигантов эмиссионные компоненты в основном наблюдаются в линии Ha. С увеличением светимости они регистрируются также в линиях более высоких порядков серии Бальмера. В нашем случае в спектрах к Cas эмиссионные компоненты, изменяющиеся со временем, регистрируются на всех ветровых и фо-тосферных линиях. На примере ветровых линий Hß, HeI А5876, 6678 A и фотосферных линий HeI А4471 A и Si III А4552 A это показано на
рис. 3. Представлены профили линий для двух дат наблюдений: JDo + 52 и 53. Вначале эмиссия возникает на красном крыле. Через день крас-носмещенная эмиссия почти незаметна, а на синем крыле появляется синесмещенная эмиссия. На рис. 3 видно, что при переходе от ветровых линий к фотосферным интенсивность эмиссионных компонент уменьшается. Также происходит их смещение к ядру линии: абсолютные значения позиций в лучевых скоростях этих компонент на крыльях линий уменьшаются от ±170 км с-1 в случае линий Hß до ±100 км с-1 для Si III А 4552 A [1].
Хатчингс [7] еще в 70-е годы прошлого века по одному профилю линии Hß, в котором регистрировалась острая центральная эмиссия, пришел к заключению, что к Cas является Be-звездой, видимой с полюса («pole—on»). Возможно, по этой причине мы не наблюдаем движение эмиссионных компонент по профилям линий. Известно, что у B-и A-сверхгигантов ([8] и [9] соответственно) найдена переменность, подобная Be-феномену («Ве phenomenon»). Обнаруженные V/Л-вариации линий в спектре к Cas напоминают переменности, наблюдаемые в спектрах Be-звезд, в частности, у / Cen [10]. Одногорбый вид эмиссионного профиля линии Ha, усиление и уменьшение ее интенсивности также свидетельствуют о том, что к Cas — сверхгигант с Be-феноменом [11]. Определение эволюционных параметров звезды, ее эволюцион-
ного статуса и картирование пятнистой структуры поверхности к Cas могут прояснить картину.
БЛАГОДАРНОСТИ
Автор благодарит Российский научный фонд за финансовую поддержку работы (проект 14-50-00043, направление «Экзопланеты»).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. A. K. Rzaev, Astrophysical Bulletin 72, 35 (2017).
2. C. Koen and L. Eyer, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 331,45 (2002).
3. A. K. Rzaev, Astrophysical Bulletin 63, 264 (2008).
4. A. Kaufer, O. Stahl, B. Wolf, et al., Astron. and Astrophys. 320,273(1997).
5. A. K. Rzaev, Astrophysical Bulletin 67, 282 (2012).
6. A. Kaufer, O. Stahl, B. Wolf, et al., Astron. and Astrophys. 305,887(1996).
7. J. B. Hutchings, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 147, 161 (1970).
8. A. Kaufer, ASP Conf. Ser. 214, 37 (2000).
9. E. Verdugo, A. Talavera, and A. I. Gomez de Castro, ASP Conf. Ser. 214,91 (2000).
10. T. Rivinius, D. Baade, S. Stefl, et al., Astron. and Astrophys. 333, 125(1998).
11. J. Silaj, C. E. Jones, C. Tycner, et al., Astrophys. J. Suppl. 187,228(2010).
Research of Non-Stationarity of Atmosphere of k Cas. II. Variability of the H7, H@, and Ha Wind-Line Profiles
A. Kh. Rzaev
We study the variability of the H7, Hp, and Ha line profiles in the spectrum of the supergiant k Cas. The variability behavior proved to be the same for all the lines considered: their profiles are superimposed by blueshifted, central, and redshifted emission. For H7 the positions of the emissions coincide with the positions of the corresponding emissions for He IAA 5876, 6678 A lines, and are equal to about — 135 ± 30.0 kms-1, —20 ± 20 kms-1, and 135 ± 30.0 kms-1, respectively, whereas the three emissions in the Hp profiles are fixed at about —170.0 ± 70.0 kms"1, 20 ± 30 kms"1, and 170.0 ± 70.0 kms"1, respectively. The positions of the blueshifted and central emissions for Ha are the same as for Hp, with additional blueshifted emission at —135.0 ± 30.0 kms-1, whereas no traces of emission can be seen in the red wing of the line. These emissions show up more conspicuously in wind lines, however, their traces can be seen in all photospheric lines. When passing from wind lines to photospheric lines the intensity of superimposed emission components decreases and the same is true for the absolute values of their positions in line wings expressed in terms of radial velocities. The V/R variations of the lines studied found in the spectrum of k Cas and the variability of the Ha emission indicate that the star is a supergiant showing Be phenomenon.
Keywords: supergiants—stars: individual: k Cas
