CC BY
27
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 1, с. 49-61
УДК 524.38-325.4
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 OriC:
ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ
©2014 Ю. Ю. Балега1,2*, Е. Л. Ченцов1, В. В. Леушин1,1,3, А. Х. Рзаев1, Г. Вайгельт4
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
2Санкт-Петербургский национальный исследовательский университет информационных технологий,
механики и оптики, Санкт-Петербург, 197101 Россия
3Южный федеральный университет, Ростов-на-Дону, 334006 Россия 4Институт радиоастрономии общества Макса Планка, Бонн, 53121 Германия
Поступила в редакцию 4 октября 2013 года; принята в печать 12 ноября 2013 года
Поданным наблюдений, выполненных в период с ноября 1995 г. по февраль 2013 г. на различных телескопах, мы разделили линии поглощения главного C1 и вторичного C2 компонентов спектра молодой массивной двойной в1 OriC (O6Vp + B0 V, суммарная масса 44 ± 7 Mq ). Эти наблюдения позволили нам впервые получить лучевые скорости обоих компонентов. Орбитальное движение вторичного компонента прослежено по его слабым (глубина линии около 0.01—0.02) абсорбционным линиям C II, N II, OII, Si III, уширенным быстрым вращением звезды. Линии поглощения кремния Si III АЛ 4553, 4568 и 4575 подходят для измерения лучевой скорости лучше других линий. Из кривой лучевых скоростей мы получили системную скорость звезды Y = 31 ± 2 км с-1 и полуамплитуды скоростей компонентов C1 и C2: К1 = 15 ± 2 км с-1, К2 = 43 ± 3 км с_1. С учетом принятой суммарной массы системы это позволяет оценить массу каждого компонента: М1 = 33 ± 5 Mq и М2 = 11 ± 5 Mq. В настоящее время из-за большого разброса измерений скоростей компонентов, вызванного хаотическими сдвигами спектральных линий и слабостью абсорбции от второго компонента, комбинированное спектроскопическое-интерферометрическое решение орбиты не может быть получено. Решающую роль в определении точных параметров в1 Ori C будут иметь спектроскопические наблюдения звезды с разрешением R > 30000 и отношением S/N свыше 200 в период, близкий к прохождению периастра во второй половине 2013 г., а также дополнительные интерферометрические измерения с большими базами. Мы ожидаем, что в результате этой работы массы и яркости компонентов могут быть определены с точностью 2—3%.
Ключевые слова: двойные: спектроскопические—звезды: индивидуальные: в1 Ori C
1. ВВЕДЕНИЕ
Ближайшая очень молодая (порядка 105 лет) массивная (М > 30 Mq) звезда в1 OriC является ключевым объектом для понимания фундаментальных параметров и эволюции массивных звезд. Это объясняет рост интереса к ней наблюдателей и специалистов по звездному моделированию. Впервые компаньон C2 в системе в1 OriC обнаружен в результате биспектральной спекл-интерферометрии на 6-м телескопе БТА [1, 2]. Параметры астрометрической орбиты системы в1 Ori C, недавно полученные в результате интерферометрических наблюдений, позволили нам определить массу системы, отношение потоков от компонентов
E-mail: [email protected]
и динамическое расстояние: ^ М = 44 ± 7 Mq , F2/F1 = 0.30 ± 0.05, D = 410 ± 20 пк [3]. Моделирование оптического спектра дает следующие параметры главного компонента системы C1 (O6 Vp): Tff = 39000 ± 1000 K, logg = 4.1 ± 0.1, R1 = 10.6 ± 1.5 Rq [4, 5]; при синтетическом моделировании спектра мы используем расширенный диапазон температур: Teff = 37000—39000 K [6]. Период вращения Prot = 15.424 ± 0.001 дней [7] компонента C1 был получен в результате долговременных спектроскопических наблюдений. Donati et al. [8] и Wade et al. [9] открыли в его фотосфере глобальное магнитное поле амплитудой 1.5 кГс и предложили для звезды модель наклонного магнитного ротатора. Спектроскопия высокого разрешения с большим отношением S/N показывает, что C1 медленно вращается (скорость вращения около 30 км с-1), в отличие
4 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
50
БАЛЕГА и др.
от других звезд O-звезд [4, 6]. Балега и др. [10] предположили, что замедление вращения вызвано магнитным торможением звезды в присутствии потери массы.
Несмотря на большое количество наблюдательных данных, точность основных звездных параметров M, L, R недостаточна для построения надежной модели в1 Ori C. Суммарная масса системы оценивается с точностью до 15%, а оценка соотношения масс приближается к 25%. Однако для создания физической модели звезды ошибки определения основных параметров не должны превышать 2—3% [11]. В настоящее время соотношение масс оценено по существующим модельным параметрам O6 V и B0 V звезд с учетом разницы блеска, полученной с помощью биспектральной спекл-интерферометрии в видимом и инфракрасном диапазонах. Более точные определения могут быть сделаны только с использованием параметров SB2-орбиты, определенной по измерениям радиальных скоростей Vr компонентов. Несмотря на тот факт, что в1 Ori C является достаточно ярким объектом, определение Vr методами спектроскопии проблематично. Это можно объяснить тремя причинами: нестационарностью процессов в атмосфере главной звезды, зависимостью линий главного компонента от фазы вращения и слабостью абсорбции вторичного компонента на фоне яркой O6 V звезды.
В данной статье мы представляем результаты наших измерений лучевых скоростей обоих компонентов в1 Ori C, полученные путем селекции линий поглощения главной звезды в зависимости от фазы ее осевого вращения и отбора слабых абсорбций, принадлежащих второму компоненту. Кроме результатов наблюдений, полученных на 6-м телескопе БТА и 1-м телескопе Специальной астрофизической обсерватории, мы использовали спектры других обсерваторий. В результате этих измерений мы смогли сделать первые оценки кривых лучевых скоростей для обоих компонентов.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
В данной работе мы использовали 21 спектр, полученный на восьми различных инструментах в период между 1995 г. и началом 2013 г.; этот период соответствует 1.5 орбитального цикла двойной (период P = 11.26 года [3]). Информация о спектрах приведена в Таблице 1. Первые две колонки содержат данные наблюдений в юлианских датах и соответствующие орбитальные фазы двойной согласно Kraus et al. [3]. В столбцах 3 и 4 находится информация о телескопах и использовавшихся спектрографах; столбцы 5 и 6 предоставляют
информацию о спектральном разрешении и спектральном диапазоне. Колонки 7 и 8 показывают лучевые скорости главной звезды C1 и ее спутника C2 и ошибки, полученные в ходе данного исследования, округленные до 1 км с-1. В колонке 9 отмечены спектры, усредненные по фазе и скорости за некоторый период времени. С учетом усреднения, в Таблице 1 собрано более 200 оригинальных спектров. Одиннадцать спектров были получены в Специальной астрофизической обсерватории с использованием эшелле-спектрометра высокого разрешения с ПЗС в фокусе Несмит-2 (НЭС) [12] и основного звездного спектрографа (ОЗСП)1 6-м телескопа БТА, а также куде-эшелле спектрометра (CEGS) 1-м телескопа Цейсс [13]. Одно наблюдение было выполнено на куде-эшелле спектрометре MAESTRO 2-м телескопа обсерватории на пике Терскол [14]. Два спектра были взяты из архивной коллекции спектров высокого разрешения спектрографа ELODIE 1.93-м телескопа обсерватории Верхнего Прованса [15]. Мы также использовали серии ПЗС-спектров, полученных на куде-спектрографе 2.6-м телескопа Шайна в Крымской астрофизической обсерватории [16], в Таблице 1 этот инструмент имеет обозначение CTCS. Большинство из них были усреднены, чтобы улучшить отношение S/N. Кроме того, мы заново проанализировали спектры, полученные на спектрометре MuSiCoS 2-м телескопа Бернара Лио обсерватории Пик дю Миди де Бигорр, опубликованные Wade et al. [9]. Наконец, мы использовали спектры, полученные на спектрометре FFS 1.2-м телескопа обсерватории в Коуровке (Уральский федеральный университет) [17]. К сожалению, неоднородность используемых данных увеличивает ошибки радиальных скоростей, что особенно критично для вторичного компонента системы. Например, достоверные оценки скоростей были сделаны в ходе наблюдений на 6-м телескопе БТА 20 октября 2008 г. и 2 января 2013 г. с использованием нескольких десятков линий, в то время как в спектрах с 2.6-м телескопа Шайна 2011—2012 гг. мы могли использовать всего две линии, а именно He II А4542 and Si III А4553.
Спектрофотометрические и позиционные данные линий были получены из спектров с применением программы DECH20 [18], в которой используется сдвиг профиля линии и его зеркального отражения для получения точного значения скорости. Эта процедура помогает измерять радиальную скорость как линии в целом, так и любой из ее частей. Калибровка длины волны была выполнена с использованием Th-Ar лампы и контролировалось применением теллурических линий H2O и O2
1http://www.sao.ru/hq/lizm/mss/en/index.html
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 Ori C: ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ 51
Таблица 1. Спектроскопические наблюдения двойной звезды в1 Ori C. Орбитальные фазы рассчитаны для периода 11.26 года, согласно эфемеридам [3]. Гелиоцентрические лучевые скорости компонентов C1 и C2 получены в данном исследовании. Скорости, усредненные для некоторых дат, помечены звездочками в последней колонке
JD Orbital Telescope Spectra - Resolution Spectral Radial velocity, km s 1 Note
2450000+ phase D, m graph R range, A Cl C2
1 2 3 4 5 6 7 8 9
30.39 0.40 1.9 ELODIE 50000 4025-6730 18.0+E0 50.0 ±3.0
409.31 0.50 2.0 CEGS 40000 3470-7150 32.0 + 2.0 -
1595.27 0.78 1.9 MuSiCos 40000 4510-6585 41.0+ E0 18.0 + 3.0 *
3275.56 0.19 6.0 NES 60000 4860-6170 17.0 + 2.0 -
3329.48 0.20 1.9 ELODIE 50000 4025-6730 18.0 + 2.0 65.0 + 5.0
3747.33 0.32 6.0 MSS 15000 5590-5900 27.0 + 3.0 -
4015.58 0.37 2.0 MAESTRO 45000 3725-7135 23.0 + 2.0 40.0 + 3.0 *
4759.54 0.56 6.0 NES 60000 3070-4515 23.0+E0 24.0 + 3.0
5172.49 0.66 6.0 MSS 15000 4095-4635 39.0+E5 24.0 + 2.0 *
5190.35 0.66 2.6 CTCS 25000 4500-6710 36.0 + 3.0 25.0 + 3.0 *
5230.19 0.67 1.0 CEGS 40000 4340-9530 33.0 + 3.0 27.0 + 3.0
5464.60 0.73 6.0 MSS 15000 4380-4940 35.0 + 2.0 18.0 + 3.0
5520.44 0.74 6.0 NES 60000 4000-6690 41.0+ E0 16.0 + 2.0 *
5612.23 0.76 2.6 CTCS 25000 4500-4600 43.0 + 2.5 16.0±3.0 *
5871.56 0.82 2.6 CTCS 25000 4500-4600 37.5 + 2.0 7.5 ±2.0
5952.43 0.84 1.2 FFS 30000 4100-6700 44.0 + 2.0 12.0 + 5.0
5966.15 0.85 2.6 CTCS 25000 4500-4600 46.0 + 2.0 14.0 + 3.0 *
6286.40 0.92 2.6 CTCS 25000 4500-4600 46.0 + 2.0 9.0 ±3.0
6295.31 0.927 6.0 NES 60000 3930-7000 40.1 ±2.1 0.0 ±2.5
6296.33 0.927 1.0 CEGS 35000 4200-9900 40.4+1.7 -3.2 + 4.7
6326.27 0.934 1.0 CEGS 35000 4200-9900 46.7 ±3.1 0.3 ±4.9
и межзвездных поглощений NaI и Ca II. Систематические ошибки определения лучевых скоростей не превышают 1 км с-1.
Неточность лабораторных длин волн может быть причиной существенных ошибок значений лучевых скоростей для отдельных линий. Для ионов C, N и O высокой степени ионизации погрешность может достигать нескольких км с-1. Тот факт, что длины волн нуждаются в уточнении, отчетливо виден в последних строках Таблицы 4 работы [7], которая содержит наиболее точные оценки скоростей для линий HeII Л 5411, OIII Л 5592, C IV Л 5801 и C IV Л 5812. Все эти линии являются сильными
фотосферными абсорбциями, дающими точность измерения скоростей в пределах 0.2—0.5 км с-1, в то время как их систематический сдвиг относительно линии He II составляет —7.0, —3.0 и —5.0 км с-1 соответственно для линий O III Л 5592, C IV Л 5801 и C IV Л 5812. Эти оценки сопоставимы с разницей измеренных в лабораторных условиях длин волн отдельных линий, принятых разными авторами. Например, Stahl et al. [7] используют для OIII значение Л 5592.37, тогда как Pettersson [19] для этой же линии дает значение Л 5592.24. Поэтому мы произвели предварительную проверку длин
волн, используя спектры схожих с в1 Ori C звезд,
2014
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1
4
52
БАЛЕГА и др.
Рис. 1. Два спектральных участка в1 OriC (O6V) (тонкая линия — наши наблюдения JD 2456295.3) и HD 163800 (O7III) (пунктирная линия, из [20]). Вверху: область линий O III, принадлежащих главному компоненту в1 OriC. Внизу: область триплета SiIII, возникающего в фотосфере второй звезды.
но более стабильных, а именно 10 Lac (O9V) и SMon (O7V). Их спектры были получены на спектрометре CEGS. Для этой цели мы также использовали спектр звезды HD 163800 (O7III), взятый из библиотеки спектров UVES [20]. Те линии, у которых отклонение лучевой скорости от среднего значения превышало ошибки измерений для всех указанных трех звезд, были отброшены. Дополнительно мы использовали описанный в [6] модельный анализ, который позволил нам выделить бленды и определить эффективные длины волн.
Список измеренных линий в спектральном диапазоне от А 3070 до А 6670 для в1 Ori C и опорной звезды HD 163800 дан в Таблице 2. В ней представлены отождествленные линии, их лабораторные длины волн, центральные остаточные интенсивности и соответствующие гелиоцентрические лучевые скорости компонентов C1 и C2. Для охвата данно-
го спектрального диапазона мы использовали два спектра НЭС 6-м телескопа БТА: данные короче 4000 A были взяты из спектров, полученных 20 октября 2008 г. (JD 2454759.5), а данные для волн длиннее 4000 A получены из спектров 2 января 2013 г. (JD 2456295.3). Всего были идентифицированы 260 линий, из которых 222 принадлежат изучаемой звезде, а остальные — межзвездные линии поглощения и эмиссии Туманности Ориона. Для 200 линий Vr была измерена, по крайней мере, в одном спектре. Таблица 2 содержит как минимум 15 абсорбций Si III, C II, NII, OII и Ne II от второго компонента, которые пригодны для определения его лучевой скорости.
3. ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ
В спектроскопии ярких горячих звезд лучевая скорость обычно необходима для получения начальной точки отсчета скоростей системы в расширяющейся нестабильной атмосфере. Обычно это сложная, но второстепенная проблема. В нашем случае проблема в другом: мы должны получить лучевую скорость звезды из многих компонентов атмосферы максимально большой протяженности.
В спектре в1 OriC преобладают слабые линии. В большинстве случаев их глубина меньше, чем
0.02 от континуума, и только одиннадцать линий показывают центральную глубину свыше 0.2. Однако присутствие обоих компонентов можно непосредственно наблюдать в хорошо экспонированном спектре с соотношением S/N > 200. На Рис. 1 мы сравниваем два спектральных участка в1 Ori C между собой и с соответствующим спектром O7III звезды HD 163800. Спектры были получены 2 января 2013 г. (JD 2456295.31) на эшелле-спектрометре НЭС 6-м телескопа БТА и взяты из [20] соответственно. На участке АА 4430—4458 (верхняя панель) выделяются абсорбции O III, принадлежащие главному компоненту C1, тогда как в диапазоне между А 4550 и А 4578 (нижняя панель) локализованы наиболее сильные абсорбции Si III от второго компонента. Как линии OIII, так и Si III не глубоки, r ~ 0.98—0.99. Линии от компонента C1 значительно уже, чем от C2. Линии O III в спектре в1 Ori C уже, а линии Si III шире, чем соответствующие абсорбции HD 163800. Вдобавок линии SiIII у в1 OriC неестественно глубоки для звезды спектрального класса O6 V. Можно было ожидать, что у в1 Ori C абсорбции слабее, чем у HD 163800, поскольку HD 163800 относится к более позднему спектральному классу, однако это не соответствует наблюдениям.
Быстрые периодические вариации параметров линий были впервые описаны Stahl et al. [21],
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 Ori C: ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ 53
Таблица 2. Измерения линий в спектрах в1 Ori C ( JD 2454759.5 и JD 2456295.3) и HD 163800 [20], их центральные остаточные интенсивности r и измеренные гелиоцентрические скорости Vr вкмс-1. Обозначено: IS — межзвездная линия; C2 — линия второго компонента; em — эмиссионная линия или эмиссионный компонент; bc — голубой компонент линии. Неуверенные измерения отмечены двоеточием
Line A, A Note в1 Ori C HD 163800 Line A, A Note в1 Ori C HD 163800
r Vr r Vr r Vr r Vr
0111(1) 3071.61 0.90 23.0 0.93 - 0111(22) 3332.91 0.96 20.0 0.98 -
SIV(l) 3097.27 0.87 28.0: 0.84 4.3 Nell (22) 3334.84 C2 0.95 24.5 0.93 2.7
SIV(l) 3117.61 0.88 26.0 0.86 5.0 0111(3) 3340.77 0.84 23.5 0.81 5.4
0111(12) 3121.64 0.97 27.0: 0.94 3.5 Nell (2) 3344.40 C2 0.98 25.0: 0.98 0.0:
0111(12) 3132.79 0.93 26.0 0.87 3.0 0111(28) 3347.96 0.97 29.0: 0.99 -1.0
Si IV(2) 3149.56 0.89 25.0 0.92 -3.3 OIV (4) 3349.11 0.97 22.6 - -
Si IV(2) 3165.71 0.91 18.0: 0.96 -1.5 0111(22) 3350.77 0.92 27.0: 0.93 2.8
He 1(3) 3187.75 0.92 18.0: 0.91 -1.7 N111(5) 3354.15 0.96 25.0: - -
em 23.0: - - He I (8) 3354.55 - - 0.94 4.0:
He 11(1) 3203.10 0.75 22.0 0.76 2.8 Nell (2) 3355.01 - - - -
Ті II (2) 3209.19 IS 0.98 24.0 0.99 -6.6 N111(7) 3355.46 - - - -
0IV (7) 3209.65 0.98 - - - 0111(28) 3355.86 - - - -
0111(9) 3238.53 0.94 22.0 0.95 3.9 Nell (2) 3360.60 C2 0.98 26.0: 0.98 -
Ті II (2) 3241.98 IS 0.95 23.5: 0.81 -6.6 0111(22) 3362.31 0.97 26.0: - -
bc 0.96 -15.0: PIV(l) 3364.47 0.99 21.0: - -
0111(8) 3260.85 0.91 23.0 0.88 2.6 N111(5) 3365.80 - - 0.97 2.5
0111(8) 3265.32 0.89 24.0 0.83 2.7 N111(5) 3367.34 0.97 24.0: 0.94 -2.0
0111(8) 3267.20 0.93 23.0 0.90 2.4 PIV(l) 3371.12 0.99 32.0: - -
0111(8) 3281.85 0.97: 21.0: 0.97 - N111(5) 3374.06 0.99 - 0.97 0.0:
0111(8) 3284.46 0.98 19.0: 0.97 2.0 0111(27) 3376.69 0.98 26.0: - -
011(23) 3287.59 0.95 23.0: 0.98 1.5: OIV (4) 3378.06 0.97 - - -
0111(3) 3299.40 0.95 23.0 0.94 6.8 OIV(3) 3381.20 0.94 26.0 0.99 3.0
Na I (2) 3302.37 IS 0.98 23.9 0.40 -5.8 0111(27) 3382.68 0.97 21.0 0.99 3.0
bc 0.96 -12.0 Ті 11(1) 3383.75 IS 0.94 26: 0.72 -5.2
Na I (2) 3302.98 IS - - 0.50 -5.8 bc 0.97 -15.0
bc 0.97 -12.0 0111(27) 3384.90 0.96 25.0: 0.96 -
0111(3) 3312.32 0.88 24.0 0.90 1.9 OIV(3) 3385.52 0.93 22.0: - -
Nell (7) 3323.74 C2 0.98 27.0: 0.98 - 011(9) 3390.21 0.98 22.0 0.99 -
Nell (2) 3327.15 C2 0.97 21.0: 0.98 -0.8 О IV (2) 3403.52 0.93 22.0 0.97 -
N11(22) 3328.72 C2 0.96 26.0: 0.97 -5.0: 0111(15) 3408.13 0.98 24.0 0.99 0.0:
0111(22, 28) 3330.31 0.95 21.0 0.97 -1.6 OIV(3) 3409.66 0.98 22.0: - -
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
54
БАЛЕГА и др. Таблица 2. (Продолжение)
Line A, A Note в1 OriC HD 163800 Line A, A Note в1 Ori C HD 163800
r К r Vr r Vr r Vr
0 IV (2) 3411.69 0.88 26.0: 0.96 - He I (28) 3634.25 0.97 26.0: 0.94 -4.5
0 IV (2) 3413.64 0.97 23.3 0.99 - Nell (5) 3643.93 C2 0.99 - 0.99 -2.0:
0111(15) 3415.26 0.99 28.0: 0.99 0.0: He I (27) 3652.02 0.99 - 0.99 6.0:
0IV(3) 3425.57 0.99 22.0 - - Nell (1) 3664.07 C2 0.98 26.0: 0.98 -2.5
0111(15) 3428.65 0.98 27.0: 0.99 3.0 Nell (1) 3694.21 C2 0.98 20.0 0.97 2.0
0111(15) 3430.57 0.98 21.0 0.99 0.5 0111(21) 3695.36 0.98 23.0 0.99 2.0
0111(13) 3440.36 0.96 24.0 0.96 - 0111(21) 3698.73 0.94 21.6 0.95 -
0111(15) 3444.05 0.95 22.0 0.95 -1.0: 0111(1) 3703.36 0.92 23.5 - -
0111(25) 3446.75 0.98 - - - 0111(21) 3704.76 0.94 22.0 0.87 -1.0:
0111(25) 3447.96 0.97 23.9 0.97 - He I (25) 3705.02 - - - -
0111(25) 3450.92 0.97 22.7 0.97 -2.5 0111(14) 3707.25 0.97 24.0 0.94 0.5
0111(25) 3455.05 0.96 21.0 0.96 2.0 Nell (1) 3709.62 0.97 - - -
0111(25) 3459.95 0.99 24.0 0.98 - 0111(3) 3712.51 0.95 23.0 0.90 -1.6
NIV (7) 3461.36 0.99 23.0 - - 0111(14) 3715.08 0.95 20.0 0.92 -3.0:
NIV (7) 3463.37 0.98 24.0 0.99 - Lei(5) 3719.94 IS 0.96 18.0 - -
0111(25) 3466.11 0.99 - 0.99 - H 14 3721.94 0.95 - 0.89 -
NIV (1) 3478.71 0.91 23.2 0.94 1.0 [Oil] 1L 3726.03 em 2.00 24.0 - -
NIV (1) 3482.99 0.93 24.2 0.95 1.6 [Oil] 1L 3728.82 em 1.46 21.0 - -
NIV (1) 3484.96 0.96 23.0 0.97 1.0 H 13 3734.37 0.95 24.0 0.83 3.2
ОШ 3500.42 0.99 27.0: - - em - 19.0 - -
ОШ 3513.90 0.99 22.0 0.99 4.0 OIV (6) 3736.85 0.98 21.0: - -
Не 1(36) 3530.49 0.99 - 0.99 2.0 H 12 3750.15 0.92 23.0 0.80 0.0
Неї (34) 3554.43 0.98 - 0.97 0.5 em - 19.0 - -
0IV (12) 3563.33 0.99 - 0.98 0.3 0111(2) 3754.69 0.85 23.1 0.84 1.8
Nell (9) 3568.50 C2 0.99 25.0: 0.97 -0.5 0111(2) 3757.24 0.89 22.1 0.85 1.3
Nell (31) 3571.23 C2 0.99 - 0.99 3.0 0111(2) 3759.87 0.82 23.0 0.76 1.0
Nell (9) 3574.61 C2 0.98 22.0 0.99 - Si IV(3) 3762.44 0.97 22.0 0.99 4.0:
Неї (31) 3587.29 - - 0.96 -6.0: Nell (1) 3766.26 C2 0.99 26.0: - -
He І (ЗО) 3599.33 - - 0.99 -3.0 H 11 3770.63 0.89 24.0 0.73 2.1
C III (10) 3608.81 - - - - em - 19.0 - -
C III (10) 3609.06 0.98 27.0: 0.99 4.0: 0111(2) 3774.02 0.92 21.5 - -
C III (10) 3609.63 - - - - Nell (1) 3777.13 C2 0.99 21.0 0.99 -2.0
He I (6) 3613.64 0.98 25.0: 0.99 -4.0 0111(2) 3791.27 0.91 23.5 0.87 3.0
OIV 3628.74 0.99 - - - H 10 3797.90 0.84 22.0 0.69 1.5
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 Ori C: ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ 55
Таблица 2. (Продолжение)
Line A, A Note в1 OriC HD 163800 Line А, А Note в1 Ori С HD 163800
r Vr r Vr г Vr Г Vr
em - 17.0 - - 0.72: 7.5 - -24.0
Si III (5) 3806.54 C2 0.99 25.0: 0.99 1.5 - -28.0
0111(2) 3810.99 0.98 27.0: 0.98 3.0 - -35.0
Не I (22) 3819.64 0.88 21.0 0.85 -4.2 He 3970.07 0.71 39.0 0.62 3.0
em - 19.0 - - em - 19.3 - -
И 9 3835.38 0.78 24.0 0.67 1.5 N11(12) 3995.00 0.99 - - -
em - 19.0 - - N111(16) 3998.63 0.98 - 0.98 4.0
ОШ 3848.87 0.96 21.0 0.97 -2.0: N111(16) 4003.58 0.98 31.0: 0.98 3.0
Не II (4) 3858.08 - - 0.95 2.5 He I (55) 4009.27 0.98 - 0.97 1.5
Fel (4) 3859.91 IS 0.98 20.0 0.94 -5.6 Неї(18) 4026.23 0.82 25.0 0.75 -3.0
Не 1(20) 3867.50 0.97 25.0: 0.96 - СІП (24) 4056.06 0.985 36.0 - -
[NeIII] IF 3868.71 em 1.30 24.0: - - NIV (3) 4057.76 0.98 36.0 0.98 4.0:
Не I (2) 3888.65 0.57 - - - СІІІ(Іб) 4067.94 0.94 38.0: 0.92 -
em - 25.0: - - СІІІ(Іб) 4068.91 0.92 - 0.92 -
Н 8 3889.05 0.70 24.0 0.64 2.5 0111(16) 4070.26 0.93 - 0.92 -
em - 19.0 - - 0111(23) 4081.04 0.98 - 0.98 -
011(17) 3911.96 0.99 19.0 - - Si IV(1) 4088.85 0.93: 37.0 0.83 4.0
Не II (4) 3923.49 0.98 - 0.91 4.0: N ПІ (1) 4097.33 - 37.0 - 4.0
Не 1(58) 3926.53 - - 0.98 -2.0: нй 4101.74 0.66 40.0 0.61 5.9
Са II (1) 3933.66 IS 0.71: 19.7 0.57 1.5 Si IV(1) 4116.10 - - 0.91 1.9
be 0.78: 11.0: 0.10 -5.6 Неї (16) 4120.82 0.95 36.0 0.95 -1.0
0.79: 7.5 0.86 -24.0 О III 4125.51 0.98 37.0 0.99 -
0.86 -27.0 Не І (53) 4143.76 0.96 - 0.95 -1.0
0.91 -36.0 СІП (21) 4152.51 0.97 37.0 0.98 5.0:
ОШ 3934.81 0.99 22.0 - - СІП (21) 4156.50 0.97 - 0.97 4.0:
ОШ 3948.02 0.99 - 0.99 3.0: СІП (21) 4162.86 0.97: 38.0 0.97 3.0
ОШ 3949.55 0.99 - - - Не І (52) 4168.97 0.97 29.0: 0.97 -2.0
Fe III (120) 3954.33 0.98 20.0: - - О III 4177.60 0.99 - 0.99 6.0
011(6) 3954.36 - - - - О III 4184.89 0.96: 38 0.98 1.9
0111(17) 3961.57 0.95: - 0.93 - СIII (18) 4186.90 0.98 - 0.96 2.0
Неї (5) 3964.73 0.94: 39.5 0.98 2.0 НеІІ(З) 4199.83 0.89: 42.0 0.84 5.0:
[NeIII] IF 3967.41 - 22.0 - - Si IV(5) 4212.41 0.95: 36.0 0.96 1.0
CaII(l) 3968.47 IS 0.67 20.5 - 2.0: СП (6) 4267.14 С2 0.99 -1.0 0.99 1.3
be 0.71: 12.7 - -5.9 0111(3) 4311.70 0.99 38.0 - -
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
56
БАЛЕГА и др. Таблица 2. (Продолжение)
Line A, A Note в1 Ori C HD 163800 Line A, A Note в1 OriC HD 163800
r Vr r Vr r Vr r Vr
ОШ 4314.64 0.99 - 0.99 -4.0: [OIII] IF 5006.84 em 1.98 25.2 - -
Н7 4340.47 0.68 41.0 0.60 4.3 Неї (4) 5015.68 0.93 33.0 0.89 -4.6
[0 II] 2F 4363.21 em 1.03 21.0 - - He I (47) 5047.74 0.97 33.0 0.97 -3.6
ОШ 4369.64 0.98 - 0.99 0.8 C III (4) 5253.58 em 1.01 42.0 - -
ОШ 4376.54 0.98 40.0 0.99 2.0 0111(19) 5268.30 em 1.02 37.0 0.99 4.7
N111(17) 4379.11 0.97 46.0 0.94 5.0 C III (4) 5272.53 em 1.01 40.0 - -
Неї (51) 4387.93 0.94 - 0.93 -2.0 N III 5320.82 em 1.01 33.0 - -
ОШ 4434.60 0.972 38.0 0.98 0.0: N III 5327.18 em 1.01 39.0 - -
Не 1(50) 4437.55 0.98 40.0 0.99 -4.0 He II (2) 5411.52 0.82 40.0 0.76 3.2
0111(33) 4440.08 0.98 40.0 - - 0111(16) 5508.25 0.99 38.0 - -
ОШ 4454.03 0.99 42.0 0.98 4.0 0111(5) 5592.24 0.92 38.0 0.85 2.3
Не I (14) 4471.52 0.78 35.0 0.72 -2.0 C III (2) 5695.92 em 1.05 34.0 1.14 2.9
Mg II (4) 4481.22 0.96 33.0 0.96 -3.7 DIB 5780.37 0.97 43.0 - -
S IV (16) 4485.61 em 1.01 46.0: 1.04 5.0: DIB 5796.96 0.99 39.0: - -
S IV (16) 4504.30 em - - 1.03 4.0: CIV(l) 5801.33 0.86 42.0 - -
N111(3) 4510.91 0.99 - 0.95 0.5 CIV(l) 5811.98 0.89 39.0 - -
N111(3) 4514.86 0.98 35.0 0.94 2.5 He 1(11) 5875.72 0.71 34.0 0.65 -4.7
Не II (2) 4541.59 0.84 40.0 0.80 5.0: Nal(l) 5889.95 0.26 20.7 0.02 -6.5
Si III (2) 4552.62 C2 0.98 -2.0 0.99 -3.7 be 0.68 6.7 0.87 -24.0
Si III (2) 4567.82 C2 0.99 1.0: 0.99 -0.5 - - 0.83 -29.5
Si III (2) 4574.76 C2 0.99 - 0.99 -4.5: - - 0.91 -38.7
Si IV(6) 4631.24 0.95 - 0.95 - Nal(l) 5895.92 0.41 20.8 0.03 -6.0
N111(2) 4634.14 em 1.02 40.0 1.05 -4.8 be 0.82 6.7 0.94 -23.7
N111(2) 4640.64 em 1.01 38.0 1.07 -9.0 - - 0.92 -29.3
Si IV(7) 4654.32 0.96 38.0 0.96 3.0 - - 0.95 -38.8
011(1) 4661.64 0.99 - 0.99 -3.7 DIB 6195.98 0.99 25 - -
He 11(1) 4685.71 em 1.04 -152.0 - - NIV (2) 6380.77 0.981 41.0 0.98 4.0
He I (12) 4713.18 0.93 30.0 0.90 -3.2 [Nil] IF 6548.03 em 1.08 26.5 - -
0IV (9) 4783.42 0.99 42.0 - - Ha 6562.81 0.93 186.0: 0.03 -6.0
0IV (9) 4798.27 0.99 43.0 - - em 1.98 21.8 - -
H/3 4861.33 0.75 44.0: 0.62 - be 1.03 -200.0 - -
em - 20.5 - - [Nil] IF 6583.45 em 1.3 26.5 - -
Неї (51) 4921.93 0.92 34.0 0.89 0.9 He I (46) 6678.15 0.94 27.0: 0.85 -2.3
[ОШ] IF 4958.92 em 1.32 24.5 - -
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 Ori C: ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ 57
которые установили период 15.4 дня для эмиссии Ha и He II Л 4686. Момент максимальной силы Ha эмиссии был привязан ими к нулевой точке фазы вращения p = 0. Caillault et al. [22] нашли, что рентгеновская эмиссия звезды также имеет максимум вблизи p = 0. Позднее Stahl et al. [7] использовали более длинный ряд данных, чтобы получить точный вращательный период главного компонента P = 15.424 ± 0.001 дней, с p = 0 в JD 2448833.0. Они также показали, что долгопериодические изменения лучевых скоростей вызваны орбитальным движением в1 OriC. Однако из-за большого разброса измерений они не смогли объединить данные спектроскопии с существующими орбитальными решениями.
Точность и воспроизводимость кривой вращения звезды сильно зависят от параметров используемой линии. Существует общая практика разделять линии в спектре в1 Ori C на “линии ветра” (He II Л 4686, бальмеровские линии, сильные линии HeI) и “фотосферные” линии (CIII, IV, NIII, IV; OIII, IV; Si IV). Профили Ha и He II Л4686 являются самыми устойчивыми индикаторами фазы. Эти конкретные линии были использованы для определения периода вращения главной звезды, а точка максимальной интенсивности сдвинутых в синюю сторону компонентов была принята за нулевую фазу вращения.
В то же время изменения радиальных скоростей сильно зависят от цикла вращения. Это можно видеть на Рис. 1 работы [7], на котором прослеживаются изменения дублета C IV ЛЛ 5801, 5812 в течение 90 дней (шесть оборотов). Амплитуды средних глубин линий поглощения в соседних циклах отличаются менее чем на 15%, в то время как средние радиальные скорости, найденные по тем же самым линиям, могут различаться в три раза, от 3 до 10 кмс-1. Stahl et al. [23] и Reiners et al. [24] интерпретируют искажения фотосферных линий в спектре C1 как переменный избыток поглощения в плотном межзвездном веществе, сконцентрированном в основном на пересечении вращательного и магнитного экваторов звезды. Вариации линий поглощения делают “действительную” лучевую скорость звезды весьма неопределенной [23]. Новейшее 3D магнитогидродинамическое моделирование магнитного течения и сжатия звездного ветра C1, вызванного излучением, показывает, что они могут быть причиной формирования сгустков вещества в плоскости магнитного экватора [25]. Возможно, что эти сгустки достаточно плотные, чтобы поглощать свет от некоторых частей звездного диска, что приводит к генерации стохастических вариаций абсорбционных линий. Принимая во внимание то обстоятельство, что вторая звезда C2 в системе в1 Ori C все еще может находиться
Рис. 2. Зависимость лучевой скорости главного компонента от фазы вращения по профилям линии OIII Л 5592. Темные кружки — измерения лучевых скоростей по ядру линий, светлые кружки — измерения по верхней части профиля на уровне r = 0.98. Данные MuSiCoS (JD2451595.2) взяты из [9]. Размеры символов соответствуют ошибкам измерений лучевых скоростей.
на эволюционной стадии движения к главной последовательности, ее спектральная переменность также не исключена.
Как было сказано выше, все параметры линий главного компонента меняются с периодом вращения. Профили линий эмиссионного и абсорбционного ветров полностью перестраиваются в течение нескольких дней, и измеренные лучевые скорости приближаются к скорости звезды только в узком диапазоне периода вращения, в то время как все наши спектры принадлежат к случайным фазам. Линии He I показывают меньшую переменность, но на их профиль влияет присутствие второй звезды. Поэтому и линии ветра, и линии HeI были исключены из анализа спектроскопической орбиты данной двойной. Фотосферные линии поглощения также подвержены изменениям вследствие вращения. Все анализируемые спектры демонстрируют одинаковую картину: после прохождения фазы вращения p = 0 наблюдается усиление абсорбций. Ядра абсорбций сдвигаются из синей области в красную, как и следовало ожидать при осевом вращении. Крылья линий остаются стабильными и асимметричными с протяженным синим крылом. Амплитуда искажений изменяется с фазой вращения. На Рис. 2 это показано для OIII Л 5592, полученной из серии спектров, покрывающих полный цикл вращения (спектры взяты из [9]). Фазовозависимые лучевые скорости были измерены по ядру линии и на уровне r = 0.98.
Основываясь на вращательном происхождении переменности лучевой скорости, мы предполагаем,
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1
2014
58
БАЛЕГА и др.
V, km s1
Рис. 3. (а) Профили линий SiIII А4553 (тонкая линия), Si III А4568 (пунктирная линия) и MgII А4481 (жирная линия) для JD 2456295.3. Линии Si III принадлежат вторичной звезде, тогда как линия MgII возникает в обоих компонентах. (b) Скорости компонентов для орбитальной фазы Ф = 0.93, полученные из индивидуальных слабых (треугольники и ромбы, глубина линии меньше 0.07) и сильных (кружки, глубина линии более 0.1) абсорбций: светлые кружки — линии водорода, темные — сильные линии He II, C IV Темные треугольники — скорости по эмиссионным линиям главной звезды, ромбы — скорости по линиям второго компонента.
что ее минимальное отклонение от скорости звезды наблюдается для вращательных фаз <р = 0 и = 0.5. Возможно, что значение скорости, полученное по верхней части профиля линии, количественно ближе к искомому. Однако с приближением к континууму градиент интенсивности уменьшается, и становится возможной систематическая ошибка в связи с неправильным проведением континуума и блендированием линий. Два последних фактора менее значимы для слабых линий и частично компенсируются их многочисленностью. Поэтому, в отличие от других исследований, в которых для измерения лучевой скорости использовались только несколько самых сильных абсорбций, в Таблице 1 мы даем скорости всех имеющихся фотосферных линий главного компонента, включая набор слабых линий с r ~ 0.98—0.99.
Как отмечалось выше, спектр вторичной звезды C2 в комбинированном спектре в1 Ori C прояв-
ляется только в нескольких слабых линиях поглощения. На Рис. 3a компонент C2 представлен широкими неглубокими (г > 0.985) абсорбциями Si III АА4553, 4568 и широким компонентом MgII А 4481. Смещенный в красную сторону узкий компонент линии MgII А4481 принадлежит C1.
На Рис. 3b представлены гелиоцентрические лучевые скорости компонентов для орбитальной фазы Ф = 0.93 (спектр получен на спектрографе НЭС телескопа БТА 2 января 2013 г., JD 2456295.31). Каждая точка на Рис. 3b соответствует одной линии. На рисунке нанесены как слабые, так и сильные линии. Разброс точек на Рис. 3b дает представление о величине случайных ошибок измерений. Несмотря на разброс точек вдоль вертикальной оси, видно, что для этого значения фазы мы можем оценить средние скорости: Vr1 = 40.0 ± 2.0 км с-1 и Vr2 = 0.0 ± 2.5 км с-1 для компонентов C1 и C2 соответственно.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 Ori C: ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ 59
Фурье-анализ скоростей из Таблицы 1 дает полный спектроскопический период орбитального движения P = 11.5 ± 0.5 лет, который согласуется с астрометрическим орбитальным периодом [3]. Мы представляем соответствующие фазовые кривые V(Ф) на Рис. 4.
На этом этапе 21 значение Vr1 и 18 значений Vr2 не позволяют нам определить единую интерферометрическую-SB2 орбиту в1 OriC. Как следует из Рис. 4, представляющем результаты измерений, разброс скоростей очень велик. Однако общий ход зависимостей V(Ф) можно проследить. В этой части мы ограничились только приблизительными первыми оценками полуамплитуд радиальных скоростей компонентов К1 и К2 и скорости системы Y. Мы получили К1 = 15.0 ± 2.0 км с-1, К2 = 43.0 ± 3.0 км с-1 и y = 31.0 ± 2.0 км с-1. При суммарной массе системы M1 + М2 = 44 Mq результирующие отдельные массы компонентов таковы: М1 = 33 ± 5 Mq, М2 = 11 ± 5 Mq. Здесь масса вторичного компонента соответствует массе типичной звезды B0V [11]. Однако соотношение масс q = 0.33 существенно отличается от q = 0.23, полученного из астрометрических данных Kraus et al. [3].
В спектре звезды, полученном с высоким отношением S/N, видны многочисленные эмиссии Туманности Ориона. Они образовались в ионизационном ударном фронте, расположенном примерно в 0.3 пк за в1 OriC и в основном теле туманности. В нашем спектре самые сильные эмиссии [O III] в направлении в1 Ori C находятся на Vn = 24.5 ± 0.5 км с-1. Эмиссии [NII] показывают чуть более высокую скорость газа, VN = 27.0 ± 1.0 км с-1. Скорость родительской туманности, оцененная по максимуму эмиссионных линий Ha и HeI, составляет Vn = 22.0 ± 1.0 км с-1. Профили линий имеют асимметрию в голубом крыле на Vn = 12.0 км с-1, возможно, принадлежащую вторичной зоне ионизации перед в1 Ori C.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Двойная система в1 OriC является важным ориентиром для построения эволюционных моделей молодых массивных звезд. Нами впервые были измерены лучевые скорости обоих компонентов в1 Ori C по серии слабых фотосферных линий, отобранных из 21 спектра, полученного с высоким отношением S/N на различных телескопах. Предварительные кривые скоростей не позволяют нам вычислить точные значения полуамплитуд скоростей, но они дают возможность сделать первоначальные оценки: К1 = 15.0 ± 2.0 км с-1,
Phase
Рис. 4. Кривые лучевых скоростей для компонентов C1 (темные квадраты) и C2 (светлые кружки), соответствующие следующим параметрам: P = 11.5 ± 0.5 лет; начальная фаза То = 2002.57 [3]; Y = 31.0 ± 2.0 кмс-1; полуамплитуды скоростей компонентов К1 = 15.0 ± 2.0 кмс-1 и
К =43.0 ± 3.0 кмс-1.
К2 = 43.0 ± 3.0 км с-1. Вытекающее соотношение масс q = 0.35 ± 0.06 соответствует оценке, полученной ранее путем моделирования отношения зависимых от длины волны потоков в двойной системе в1 Ori C (q = 0.45 ± 0.15 [26]). Однако это значение существенно превышает величину q, найденную по уточненной орбите (q = 0.23 ± 0.05 [3]), указывая на то, что найденное значение К2 не согласуется с принятой моделью системы.
Наша оценка скорости системы в1 Ori C, Y = 31.0 ± 2.0 км с-1, на 5—6 км с-1 превышает среднюю гелиоцентрическую скорость звезд в скоплении Туманность Ориона (ONC), полученную с мультиобъектным эшелле спектрометром Hectochelle на 6.5-м телескопе MMT [27, 28]. Также она на 7.0 км с-1 превышает системную скорость, определенную в более раннем исследовании, основанном на интерферометрическом решении [3] и в объемной серии спектроскопических данных [7]. Однако для зоны склонения системы в1 OriC (—5?5) максимум распределения лучевых скоростей звезд ONC лежит в области 28.5 км с-1 с дисперсией около 3.0 км с-1 (см. Рис. 10 в [28]). Это значит, что скорость в1 Ori C согласуется со скоростями звезд ONC.
В M42 существует множество эмиссионных систем, характеризующихся разными скоростями и эквивалентными ширинами линий. Они могут быть измерены со значительно более высокой точностью, чем линии поглощения, и поэтому используются для изучения структуры M42. Наиболее
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1
2014
60
БАЛЕГА и др.
интенсивные из них дают значения скоростей от Vn = 23—25 км с-1 для частично ионизированного газа (эмиссии [OI], [S II]) до Vn = 18 кмс-1 для зон с высокой ионизацией (эмиссии [OII], [O III], [N II], [S III], Ha) [29—31]). Goudis [32] приводит для молекулярного облака гелиоцентрическую скорость 25.8 ± 1.7 км с-1, найденную для тяжелых молекул. Наша оценка скорости для газа туманности Vn = 22.0 ± 1.0 км с-1, полученная по эмиссиям Ha и HeI, которые являются показателями сильно ионизированного газа, больше, чем указанное выше значение. Сравнивая скорость системы в1 Ori C с этой величиной Vn и скоростями газа в Молекулярном Облаке Ориона мы пришли к выводу, что звезда имеет компоненту скорости около 5 км с-1 в направлении родительского облака. Будущие спектроскопические и интерферометрические наблюдения в1 Ori C очень важны для лучшего понимания кинематической истории системы.
Хотя измеренные лучевые скоростей C1 и C2 имеют невысокую точность, результат может быть улучшен в ближайшем будущем на базе новых высокоточных однородных спектроскопических данных. “Момент истины” для спектроскопии в1 Ori C наступит в конце 2013 г., когда система будет проходить периастр. В этот период очень желателен мониторинг данной системы в разных обсерваториях с высоким спектральным разрешением и с большим отношением S/N. В обработку также должны быть включены данные спектральных наблюдений, выполненных ранее [7]. Это позволит построить точную комбинированную орбиту для двойной типа O6 V+B0 и определить массы и светимости компонентов до 3-5%.
В компилятивном списке фундаментальных определений звездных масс и радиусов для разделенных двойных систем, определенных с точностью
2—3%, Torres et al. [11] приводят только одну звезду с массами компонентов, приближающимися к массе главной звезды в системе в1 Ori C, а именно V3903 Sgr = HD165921 (O7V+O9V, 27 MQ + 19 MQ, Teff = 38000 + 34100 K, log L = 4.058 + 4.143). Ее главный компонент на порядок старше, чем в1 OriC. Поэтому за счет эволюции данная звезда расположена выше теоретической главной последовательности нулевого возраста. Очень быстрое вращение компонентов V3903 Sgr (v sin i > 200 км с-1) и короткий орбитальный период (1.7 дня) могут быть причинами отклонения от эволюционной модели одиночной изолированной звезды. После уточнения параметров главная звезда в системе в1 Ori C будет самой горячей, самой молодой и наиболее массивной звездой, чьи свойства определены в результате наблюдений.
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарим астрономов Е. Семенко, Д. Кудрявцева и М. Юшкина за помощь в наблюдениях на 6-м телескопе БТА и обработке данных. Авторы очень признательны сотруднику Специальной астрофизической обсерватории
B. Е. Панчуку, сотрудникам Крымской астрофизической обсерватории Д. Н. Баклановой и
C. И. Плачинде, а также сотруднику Уральского федерального университета С. Ю. Горде за предоставление спектров в1 Ori C. Данная работа поддержана Министерством образования и науки РФ (госконтракты № 16.552.11.7028,
14.518.11.7070, 16.518.11.7073). Это исследование также стало возможным благодаря ФЦП “Научные и научно-педагогические кадры инновационной России” 2009-2013 гг. (гранты № 8406 и 8416), грантам Президента РФ для государственной поддержки ведущих научных школ (№ НШ-4308.2012.2, НШ-2043.2014.2) и гранту № 13-02-00419-a Российского фонда фундаментальных исследований.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. G. Weigelt, Yu. Balega, Th. Preibisch, et al., Astronom. and Astrophys. 347, L15 (1999).
2. D. Schertl, Yu. Yu. Balega, Th. Preibisch, and
G. Weigelt, Astronom. and Astrophys. 402, 267
(2003).
3. S. Kraus, G. Weigelt, Yu. Yu. Balega, et al., Astronom. and Astrophys. 497, 195 (2009).
4. S. Simon-Diaz, F. Herrero, C. Esteban, and
F. Najarro, Astronom. and Astrophys. 448, 351
(2006).
5. F. Martins, D. Schaerer, and D. J. Hillier, Astronom. and Astrophys. 436, 1049 (2005).
6. Yu. Yu. Balega, E. L. Chentsov, J. Docobo, et al., Astrophysical Bulletin (in press).
7. O. Stahl, G. Wade, V Petit, et al., Astronom. and Astrophys. 487, 323 (2008).
8. J. F. Donati, J. Babel, T. J. Harries, et al., Monthly Notices Royal Astronom. Soc. 333, 55 (2002).
9. G. A. Wade, A. W. Fullerton, J. F. Donati, et al., Astronom. and Astrophys. 451, 195 (2006).
10. Yu. Yu. Balega, V V Leushin, and G. Weigelt, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Stars, Ed. by 1.1. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev (SAO RAS, Nizhny Arkhyz, 2011), p. 179.
11. G. Torres, J. Andersen, and A. Gimenez, Astronom. Astrophys. Rev. 18, 67 (2010).
12. V. E. Panchuk, V. G. Klochkova, M. V. Yushkin, and
I. D. Najdenov, Journal Optical Technology 76, 87
(2009).
13. F. A. Musaev, Astronomy Letters 22, 715 (1996).
14. F. A. Musaev, G. A. Galazutdinov, A. V Sergeev, et al., Kinematics Phys. Celest. Bodies 15, 216(1999).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
МОЛОДАЯ МАССИВНАЯ ДВОЙНАЯ в1 Ori C: ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ КОМПОНЕНТОВ 61
15. J. Moultaka, S. A. Ilovaisky, P Prugniel, and
C. Soubiran, Publ. Astronom. Soc. Pacific 116, 693
(2004).
16. A. S. Vasilev, Krymskaia Astrof. Observ. Izvestiia 55, 224(1976).
17. V E. Panchuk, V V Yushkin, and M. V Yakopov, Astrophysical Bulletin 66, 355 (2011).
18. G. A. Galazutdinov, Preprint No. 92 (Special Astrophysical Observatory, Nizhny Arkhyz, 1992).
19. S.-G. Pettersson, Phys. Scripta 26,296(1982).
20. S. Bagnulo, E. Jehin, C. Ledoux, et al., Messenger 114, 10(2003).
21. O. Stahl, B. Wolf, V Petit, et al., Astronom. and Astrophys. 274, L29 (1993).
22. J.-P Caillault, M. Gagne, and J. R. Stauffer, Astrophys. J. 432,486(1994).
23. O. Stahl, A. Kaufer, Th. Rivinius, et al., Astronom. and Astrophys. 312, 539 (1996).
24. A. Reiners, O. Stahl, B. Wolf, et al., Astronom. and Astrophys. 363, 585 (2000).
25. A. ud-Daula, J. O. Sundqvist, S. P Owocki, et al., Monthly Notices Royal Astronom. Soc. 428, 2723 (2013).
26. S. Kraus, Yu. Yu. Balega, J.-P Berger, et al., Astronom. and Astrophys. 466, 649 (2007).
27. A. Sicilia-Aguilar, L. W. Hartmann,
A. H. Szentgyorgyi, et al., Astrophys. J. 129, 363 (2005).
28. G. Furesz, L. W. Hartmann, S. Th. Megeath, et al., Astrophys. J. 676, 1109(2008).
29. Z. Wen and C .R. O’Dell, Astrophys. J. 409, 262
(1993).
30. C. R. O’Dell, A. Muench, N. Smith, and L. Zapata, in Handbook of Star Forming Regions, Ed. by
B. Reipurth (ASP, San Francisco, 2008), Vol. 1: The Northern Sky, p. 544.
31. Ma. T. Garcia-Diaz, W. J. Henney, J. A. Lopez, and T. Doi, Revista Mexicana Astronom. Astrofls. 44, 181
(2008).
32. C. Goudis, The Orion Complex: A Case Study of Interstellar Matter (D. Reidel Publishing Co., Dordrecht, 1982); Astrophys. Space Science Library, Vol. 90.
Young Massive Binary в1 Ori C: Radial Velocities of Components
Yu. Yu. Balega, E. L. Chentsov, V. V. Leushin, A. Kh. Rzaev, G. Weigelt
We succeeded in separating the absorption lines of both the primary C1 and the secondary C2 component in the spectra of the young massive binary в1 Ori C (O6 Vp + B0 V, mass sum 44 ± 7 Mq), obtained during the period from November 1995 to February 2013 with different telescopes. These observations allowed us to derive, for the first time, the radial velocities of both components. The orbital motion of the secondary star is traced through its weak (the line depth is approximately 0.01—0.02) absorption lines of C II, N II, OII, Si III, which are broadened by fast rotation of the star. Silicon absorptions Si III AA 4553, 4568, and 4575 are better suited for radial velocity measurements than the other lines. From the velocity curves, we obtained the systemic velocity of the system, у = 31 ± 2 kms-1, and semi-amplitudes of the C1 and C2 velocities: K1 = 15 ± 2 kms-1, K2 = 43 ± 3 kms-1. This leads to individual component masses of M1 = 33 ± 5 Mq and M2 = 11 ± 5 Mq, based on the adopted mass sum. At present, the combined spectroscopic-interferometric orbital solution cannot be obtained because of the large scatter of velocity measurements caused by chaotic line shifts in the spectrum of the primary star and by the weakness of wide absorptions from the secondary. New spectroscopy with a resolution of R > 30000 and S/N ratio over 200 performed in the period close to the periastron passage in the second half of 2013, as well as additional long-baseline interferometry, will be decisive in refining the parameters of в1 OriC. We expect that as a result of this campaign, masses and luminosities of the components will be determined with an accuracy of 2-3%.
Keywords: binaries: spectroscopic—stars: individual: в1 Ori C
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №1 2014
