CC BY
35
Астрофизический Бюллетень, 62, 2007, 32-43
© Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2007
УДК 524.35-337
Поиск радиального градиента магнитного поля CP-звезды a2 CVn
И. И. Романюк1, В. Е. Панчук1, Н. Е. Пискунов2, Д. О. Кудрявцев1
1 Специальная астрофизическая обсерватория РАН, п. Нижний Архыз, 369167, Россия
2 Уппсалъский университет, Box 515, 751 20 Уппсала, Швеция
Поступила в редакцию 27 декабря 2005; принята к печати Ц сентября 2006.
Обсуждается возможность исследования вертикальной структуры магнитного поля у химически пекулярных звезд Главной последовательности. Неоднородное распределение элементов по поверхности существенно усложняет проблему. Показано, что наиболее результативны измерения продольной компоненты поля по линиям с длинами волн больше и меньше 3646 А (до и после бальмеровского скачка), образующимся на разной оптической глубине в атмосфере.
Рассматриваются различные методические проблемы, преодоление которых необходимо для выполнения этой задачи. Для ярчайшей магнитнои звезды a2 CVn выполнены наблюдения на эшелле-спектрометре НЭС с ПЗС-матрицей Uppsala. Новые наблюдения подтверждают наш прежний результат: продольная компонента магнитного поля Be у звезды а2 CVn увеличивается в глубину примерно на 30% на масштабах толщины атмосферы.
Ключевые слова: химически-пекулярные звезды, магнитные поля звезд, a2 CVn
SEARCH FOR THE RADIAL MAGNETIC-FIELD GRADIENT IN THE CP-
a2
ryavtsev. The possibility of investigating the vertical structure of the magnetic field in chemically peculiar main-sequence stars is discussed. The nonuniform distribution of chemical elements over the surface complicates the problem substantially. The most efficient measurements are shown to be those of the longitudinal field components based on spectral lines with wavelengths longer and shorter than 3646 A (shortward and longward of the Balmer jump), which form at different optical depths in the atmosphere.
Various methodological problems are addressed that must be overcome in order to accomplish
a2
with an Uppsala CCD chip. New observations corroborate our previous result: the longitudinal
Be a2
the atmosphere thickness scale.
a2
1. Введение
Тот факт, что спектральные линии химически пекулярных (СР) звезд показывают значительную регулярную круговую поляризацию во всех фазах осевого вращения, указывает на то, что магнитные поля этих объектов имеют относительно простую глобальную структуру и высокую степень упорядоченности на больших масштабах. Действительно, если поля концентрируются в небольших пятнах, как у Солнца, усредненная по диску круговая поляризация была бы значительно меньше наблю-
даемой, так как поляризация от полей с противоположной ориентацией взаимно компенсируется.
За исключением нескольких объектов, форма кривой переменности продольной компоненты магнитного поля Ве в течение периода вращения звезды близка к синусоидальной, что долгое время считалось убедительным доказательством преобладания дипольной структуры магнитного ПОЛЯ.
С другой стороны, хорошо известно (см., например, Хохлова, 1983) большое разнообразие проявлений химической пекулярности: практически
невозможно найти две одинаковые СР-звезды. Так как все магнитные А- и В-звезды Главной последовательности являются одновременно и химически пекулярными, то связь между существованием аномалий и наличием поля представляется несомненной. Теория диффузии химических элементов в очень стабильной атмосфере в присутствии магнитного поля, впервые предложенная Мишо (1970), в настоящее время является наиболее разработанной, хотя и не лишена недостатков.
Возникает закономерный вопрос: почему в полях одинаковой дипольной структуры возникают столь разные неоднородности распределения элементов по поверхности у различных звезд? Наоборот, естественнее объяснять большое разнообразие проявлений химической пекулярности именно индивидуальными особенностями физических условий в атмосферах СР-звезд и различиями в деталях конфигурации их магнитных полей.
Ответ на этот вопрос не до конца ясен, так как в большинстве случаев процедуры определения химического состава и продольной компоненты поля существенно различаются, и полученные в наблюдениях результаты относятся к разным по масштабу областям наблюдаемой полусферы звезды. В то время как картирование химсостава по поверхности звезд выполняется уже более 20 лет (Хохлова, 1983), магнитные поля до недавних пор измерялись либо способом, предложенным еще Бэбкоком (1947), либо по анализу круговой поляризации в линиях, в основном водородных (Ландстрит, 2001). Такая процедура позволяла получать только усредненные по всей видимой поверхности звезды параметры ее магнитного поля.
Любой процесс, протекающий в звездной атмосфере, имеет трехмерную структуру. Приближения меньшей размерности могут привести к ошибочным выводам. Поэтому, наряду с изучением эффекта модуляции осевым вращением неоднородностей химического состава и магнитного поля, важно получить информацию об изменениях химического состава и магнитного поля с глубиной в атмосфере.
Замена фотопластинки на ПЗС-матрицу при сохранении недостаточно высокого спектрального разрешения кардинально не улучшила ситуацию. Действительно, стало возможным анализировать профили линий, но низкое разрешение не позволяло выявлять в них поляризованных деталей. Для воспроизведения наблюдаемого профиля круговой поляризации достаточно было предположить, что магнитное поле СР-звезды представляет собой суперпозицию колинеарных диполя, квад-руполя и октуполя (Ландстрит, 1988), либо произвольно ориентированных диполя и квадруполя
(Баньюло и др., 2001).
Между тем, одним из авторов этой статьи (Пискунов, 2001) были разработаны и написаны программы Допплер-Зеемановского картирования (ЪТ>1), позволяющие реконструировать распределение вектора магнитного поля по поверхности СР-звезды независимо от каких-либо предварительных предположений о его геометрии. Для практической реализации метода ЪТ)1 необходимо получить спектрополяриметрические наблюдения с высоким спектральным разрешением и отношением С/Ш, при этом для каждой звезды они должны проводиться не менее чем в 10-ти различных фазах периода осевого вращения.
Первые результаты спектрополяриметрии в четырех параметрах Стокса (Кочухов и др., 2004) известной магнитной звезды 53 Саш показали существенно более сложное, чем это принималось ранее, строение поля. Несмотря на синусоидальный характер магнитных кривых Ве и В8, картирование показало, что строение поля совершенно не похоже на диполь или квадруполь (максимум пространственных частот приходится на сферические гармоники с номерами в районе 5-6), хотя и Ландстрит (1988), и Баньюло (2001) весьма успешно воспроизвели круговую поляризацию и профили интенсивности, используя мультипольное разложение только низкого порядка.
Кроме картирования по поверхности звезды, можно попытаться исследовать вертикальное строение атмосфер СР-звезд: стратификацию различных химических элементов и вертикальный (радиальный) градиент магнитного поля. Следует иметь в виду, что толщина наблюдаемой в оптическом диапазоне атмосферы СР-звезды примерно на три порядка меньше ее диаметра. В случае чисто дипольного поля на масштабах порядка толщины атмосферы оно должно увеличиваться в глубину на величину не более нескольких десятков Гс, что практически неизмеряемо современными методами. Поэтому постановка задачи об измерениях вертикального градиента поля может показаться преждевременной.
Тем не менее, регулярно делаются попытки (они будут рассмотрены ниже) исследований вертикальной структуры, так как при детальном изучении магнитных полей СР-звезд выявлены такие особенности, которые можно было бы объяснить большими (недипольными) их изменениями по высоте.
После того, как Кочухов и др. (2004) показали, что синусоидальная кривая продольного поля автоматически не означает дипольное поле с неизмеримо малым вертикальным градиентом, задача измерения приобрела новый смысл: можно получить дополнительное и независимое доказательство су-
ществования тонкой структуры магнитного поля СР-звезд.
2. Постановка задачи
Впервые проблема изучения вертикальной структуры магнитных полей СР-звезд была рассмотрена Престоном (1965): он предложил проводить измерения магнитных полей по линиям, образующимся на разной оптической глубине в атмосфере СР-звезды. Он рассмотрел два варианта: 1) измерения проводить по сильным и слабым линиям (слабые образуются на больших оптических глубинах); 2) использовать линии, расположенные по разные стороны от бальмеровского скачка (линии с коротковолновой стороны от него образуются выше в атмосфере, чем более длинноволновые). Принципиальные трудности состоят в том, как уловить изменения поля с глубиной в слое толщиной 103—104 км при “пятнистой” поверхности звезды диаметром 106-107 км, а также как определить глубины образования линий в неоднородной звездной атмосфере.
В случае Солнца различные методы определения дают сходный результат: локальное магнитное поле в солнечных пятнах увеличивается в глубину на несколько десятых Гс/км. Но в СР-звездах можно наблюдать поля глобального характера, и, как мы указывали выше, в случае дипольной структуры их изменение на расстояниях порядка 103км по вертикали не превышает нескольких десятых долей процента, что современными методами еще не может быть измерено. Из-за неравномерного распределения элементов по поверхности СР-звезд процедура определения вертикального градиента поля еще более усложняется, так как горизонтальные неоднородности могут ложным образом быть приняты за вертикальные. Таким образом, обнаружение вертикального градиента поля может указывать либо на существенные отличия структуры поля от дипольной, либо на изъяны в применяемой диагностике магнитных полей звезд.
На существование измеримого градиента магнитного поля указывали некоторые факты. Например, еще Престон (1969) заметил, что у звезды 53 Сат магнитное поле, измеренное по слабым линиям, имеет большую величину, чем по сильным, при этом получилась линейная зависимость с высоким коэффициентом корреляции между величиной поля и интенсивностью линий. Для объяснения этого эффекта Престон предложил гипотезу об увеличении магнитного поля в глубину, хотя частично он может быть объяснен насыщением линий. Романюк (1980) подтвердил вывод Престона о том, что для 53 Сат величина измеренного по-
ля зависит от интенсивности линий, кроме того, им было показано, что поле, измеренное по линиям ионов, сильнее, чем измеренное по линиям нейтральных атомов. Это обстоятельство также указывало на рост поля в глубину атмосферы 53 Сат. Однако в то время еще не было разработано надежных моделей звездных атмосфер, и вопрос о глубине образования линий продолжал оставаться дискуссионным.
Более надежных результатов можно было ожидать при измерениях вертикального градиента поля по линиям, образующимся по разные стороны бальмеровского скачка. В самом деле, линии с длиной волны короче 3646 А формируются в условиях сильного поглощения бальмеровским континуумом (т. е. в верхних слоях атмосферы с оптической глубиной порядка нескольких сотых). В то же время слабые линии в более длинноволновой области — на оптической глубине — порядка единицы.
Однако имеются многочисленные методические трудности, существенно усложняющие получение наблюдательного материала в спектральной области около бальмеровского скачка. Падение пропускания атмосферы, оптики телескопа, анализатора поляризации и спектрографа, чувствительности детекторов приводит к резкому падению отношения С/Ш с уменьшением длины волны. Прямая квадратическая зависимость величины зеема-новского расщепления от длины волны приводит к тому, что точность измерений поля на 3600 А в два раза хуже, чем в обычной визуальной области, а увеличение блендирования в ультрафиолетовом диапазоне еще больше ухудшает точность измерений.
Первую попытку измерения магнитного поля в области с коротковолновой стороны от бальмеровского скачка предприняла Вольф (1978). Для этой цели был специально построен зеемановский анализатор со слюдяной фазосдвигающей пластинкой, рабочая область которого находилась в пределах 3400-3600 А. Результат Вольф следующий: для звезды а2 СУп обнаружено небольшое (~ 25%) уменьшение величины продольного поля Ве и амплитуды его переменности по сравнению с обычной областью спектра, т. е. получено указание на рост магнитного поля в глубину атмосферы этой звезды. Для другой магнитной звезды, вСгВ, величина и амплитуда переменности магнитного поля оказались одинаковыми в областях до и после скачка, но фиолетовая и обычная кривые Ве оказались сдвинутыми по фазе на 0.15 периода. Поскольку Вольф не получила одновременно спектры в обычной визуальной области, то нельзя было исключить влияние различных методических причин на полученный ею результат.
В серии работ Романюка (1984а,Ь, 1986, 1991)
были выполнены наблюдения на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа с ахроматическим анализатором круговой поляризации (Найденов и Чунтонов, 1976), работающим в широком спектральном диапазоне от 3300 до 7000 А. На фотопластинке области спектра по разные стороны от бальмеровского скачка получались одновременно, что позволяло исключить из рассмотрения многие инструментальные факторы. В этих работах было показано, что, в полном согласии с результатами Вольф (1978), продольная компонента поля Ве у СР—звезды а2 СУп имеет меньшую величину и амплитуду переменности в верхних слоях атмосеры, в то время как у другой звезды, в СгВ, такой эффект не наблюдается.
Чтобы уменьшить влияние неоднородного распределения элементов по поверхности, в работе Романюка (1984Ь) было проведено измерение магнитных полей раздельно по линиям железа, хрома и титана. За подробностями отошлем читателя к указанной работе, а здесь ограничимся кратким изложением выводов: поле, определенное по линиям железа и хрома, уменьшается с высотой, в то время как поля, измеренные по линиям титана, расположенным по разные стороны от скачка, оказались одинаковыми. Использование фотопластинки в качестве светоприемника позволяло получить наблюдательный материал для исследований вертикального градиента только для ярчайших звезд, даже при наблюдениях на 6-м телескопе.
Первые ПЗС—приемники БТА были чувствительны только в красной области спектра, поэтому мы были вынуждены прервать наблюдения в диапазоне бальмеровского скачка более чем на 10 лет. И только после внедрения в наблюдения ПЗС матриц, чувствительных в синей области спектра (в 1999 г.), работы по исследованиям вертикального градиента поля были возобновлены, но уже на совершенно другом методическом уровне.
3. Выбор объектов
В программу наблюдений на 6-м телескопе нами были включены несколько ярких магнитных
звезд. Достаточное количество данных получено
а2
Это ярчайшая магнитная звезда, продольная компонента ее магнитного поля измерялась в десятках работ. Обобщая их, можно сделать следующие выводы: продольная компонента поля Ве, измеренная по линиям металлов в обычной визуальной области спектра, меняется от -1600 до +1800 Гс, кривая ангармонична: положительный экстремум более узкий и резкий, чем отрицательный. Изме-
рения, проведенные на бальмеровском магнитометре по линиям водорода (Борра и Ландстрит, 1977), показывают почти синусоидальную кривую Ве, то с меньшей амплитудой вар наций (от -1300 +1100
Период всех изменений — фотометрических, спектральных и магнитных — удовлетворяет эфемеридам Фарнсворт (1932):
ЛВ = 2419869*? 72 + 5? 46939Е.
Для объяснения переменности были предложены различные модели этой звезды. Ранние (Пайпер, 1969; Кумайгородская и Копылов, 1972, и много других) сводились к модели наклонного рота-
торя. С ДИПОЛЬНЫМ М&ГНИТНЫМ ПОЛ0М И Н0ОДНО-
родным химсоставом. Современные методы (Ко-чухов и Пискунов, 2002) позволяют реконструировать геометрию магнитного поля и распределение химсостава по поверхности звезды без привлечения упрощающих предположений о структуре магнитного поля. В работе Кочухова и др. (2002) было показано, что дипольная компонента является преобладающей в конфигурации маг-а2
поненты небольшой, распределение элементов по поверхности тесно связано с конфигурацией магнитного поля. Таким образом, получено еще одно
независимое указание на преобладание дипольной
а2
вопрос об измерениях радиального градиента по-прежнему трудно разрешимым.
В последние годы активно обсуждается проблема стратификации химических элементов в атмосферах СР-звезд. В ряде работ (например, Вэйд и др., 2001, Рябчикова и др., 2002) показано, что для объяснения профилей линий у некоторых холодных СР-звезд необходимо предполагать большую стратификацию элементов, в частности для в СгВ концентрация металлов увеличивается в глубину на 3 порядка на масштабах оптической толщины в атмосфере.
а2
нюк и Топильская, 1997), проведенном по фотографическим спектрам в области бальмеровского скачка, такой большой стратификации не замечено. Мы получили увеличение содержания железа в
верхних слоях атмосферы этой звезды на 0.38 е1ех.
а2
ной СР-звездой, поэтому параметры стратификации у нее могут отличаться существенным образом от таковых у более холодных звезд.
Полученный нами материал позволяет изучать стратификацию элементов (по линиям в области до и после бальмеровского скачка) в атмосфере указанной звезды с существенно более высокой
точностью. Мы планируем выполнить такую работу в будущем. Нам представляется, что исследования стратификации элементов по линиям до и после бальмеровского скачка могут дать независимые и более надежные результаты по сравнению с полученными по методикам, применяемым в настоящее время.
Получены также спектры еще для трех звезд: вСгВ, 52 Her и 53 Саш. Результаты их изучения будут сообщены в следующей работе.
4. Наблюдения
Для обработки зеемановских спектров и измерения продольного магнитного поля мы использовали программы, написанные Кудрявцевым (2000) в среде MIDAS.
Для исследования вертикального градиента поля мы провели наблюдения с высоким спектральным разрешением (Д = 50000) в области спектра 3400-4100 Á на кварцевом эшелле-спектрометре НЭС 6-м телескопа (Панчук и др., 2002) с ахроматическим анализатором круговой поляризации (Найденов и Чунтонов, 1976). В качестве свето-приемников в 1999-2001 гг. использовалась ПЗС-матрица ISD 017А (1040x1160 элементов с размером элемента 16х16мкм), а с 2002 г. — ПЗС-x
x
теристик эшелле-спектрометра НЭС можно найти в работе Панчука и др. (1999). Результаты первых наблюдений магнитных полей на нем опубликованы Панчуком и др. (2000).
Получение зеемановских спектров в области бальмеровского скачка — трудная наблюдательная задача: эффективность матрицы и пропускание анализатора резко падают с уменьшением длины волны, начиная с 4000 Á. До настоящего времени наш материал — эшельные зеемановские спектры, полученные с ПЗС-матрицей в области 34004100 Á, — остается уникальным.
Для достижения максимально возможной точности мы проводили наблюдения только в фотометрические ночи при качестве изображений не хуже 2". Каждый цикл наблюдений включал в себя серию из двух или четырех экспозиций длительностью по 1 часу в области спектра 3500-3900 Á с матрицей меньшего формата и 3400-4100 с ПЗС-x
постоянством инструментальных параметров зее-мановского анализатора и эшелле-спектрометра, а также величиной инструментального сдвига, вызванного отлонениями в параллельности расположения спектра и столбцов (или рядов) матрицы, каждую ночь проводились наблюдения ярких
немагнитных звезд. Для калибровки спектров по длине волны использовался спектр ТЪ-Аг лампы.
Для иллюстрации на рис. 1 приведены участки спектра и увеличенные в 10 раз У-параметры
Стокса в областях до и после бальмеровского скач-
а2
Видно значительное падение отношения С/Ш в коротковолновой области. Спектр получен в фазе 0.275 (см. таблицу 1), что близко к фазе кроссовера для этой звезды (т. е. когда силовые линии дипольного поля перпендикулярны лучу зрения). По этой причине профили У-параметра Стокса имеют сложную форму.
Список линий, использованных при измерениях магнитного поля в областях до и после бальмеровского скачка, приведен в таблице 1.
Среднее значение фактора Ланде для отобранных линий с длиной волны А < 3646 А г(иУ)=1.146 ± 0.055, стандартное отклонение 0.402. В области с А > 3646 А г(У)=1.229 ± 0.038, стандартное отклонение 0.463. Таким образом, наши данные подтверждают ранее известное обстоятельство: факторы Ланде линий, которые обычно используются при измерениях магнитных полей в областях спектра до и после бальмеровского скачка, в среднем значимо не отличаются. Ранее Романюк (1984Ь) исследовал этот вопрос в деталях и показал, что факторы Ланде линий разных химических элементов, наблюдаемых в спектрах звезд, в среднем практически одинаковые (1.20 - 1.25). Исключение составляют только редкоземельные элементы европий и гадолиний, факторы Ланде линий которых в среднем имеют величину 1.7 - 1.8.
Корреляционные методы, эффективно использующиеся при поисках магнитных полей холодных звезд (см. например, Донати и Колье Камерон, 1997), основаны на том, что факторы Ланде линий различаются мало и в достаточно узких спектральных областях можно накопить суммарный сигнал круговой поляризации, так как он мало меняется от линии к линии.
Кроме всего прочего, это значит, что блендиро-вание не может существенно исказить результаты измерений магнитных полей. Поэтому экспресс-измерения магнитных полей звезд, проведенные без детального и трудоемкого процесса отождествления линий, широко применяются, а полученные результаты мало отличаются от таковых, полученных с использованием отождествлений и факторов Ланде отдельных линий.
В данной работе мы провели анализ полученных измерений как без отождествления, так и с учетом индивидуальных факторов Ланде линий.
Таблица 1: Список линий, использованных для измерений магнитного поля
Длина волны Элемент Фактор Ланде Длина волны Элемент Фактор Ланде
3516.7720 С<1 2 1.30 3862.5950 51 2 0.83
3529.6850 С г 2 1.63 3863.9510 Ге 2 0.49
3531.1320 Ей 2 1.65 3865.5960 С г 2 1.10
3532.6810 Ге 2 0.84 3866.5230 С г 2 1.13
3535.4100 Т'1 2 1.10 3867.2159 Ге 1 1.48
3542.0756 Ге 1 1.08 3868.6660 С г 2 2.27
3547.0900 С г 2 0.33 3871.5780 Ге 2 1.06
3554.9246 Ге 1 1.21 3872.5012 Ге 1 1.25
3556.8779 Ге 1 1.17 3902.9457 Ге 1 1.20
3558.5151 Ге 1 0.58 3907.1070 Ей 2 1.65
3561.0260 С г 1 1.16 3909.2470 С г 2 0.83
3561.5800 Т'1 2 1.11 3911.3210 С г 2 1.12
3563.9120 С г 2 0.60 3913.4680 Т'1 2 0.89
3564.5310 Ге 2 0.98 3914.9920 Ге 2 0.97
3565.3190 С г 2 1.15 3915.2690 С г 2 0.45
3566.0590 Ге 2 0.53 3916.5090 С<1 2 1.66
3570.0977 Ге 1 1.04 3917.3180 .VI и 2 1.02
3571.9953 Ге 1 1.50 3918.0570 С<1 2 1.48
3572.5260 Вг 2 1.33 3919.4010 С г 2 1.09
3573.3936 Ге 1 0.67 3920.6350 Ге 2 1.13
3573.7320 Т'1 2 0.60 3922.9118 Ге 1 1.50
3576.3400 Вг 2 1.16 3923.8410 С г 2 1.12
3578.6840 С г 1 1.40 3925.4180 С г 2 1.11
3581.1930 Ге 1 1.16 3927.9199 Ге 1 1.50
3583.9720 С г 2 0.86 3929.2570 Ге 2 0.34
3585.4920 С г 2 1.55 3930.4990 Ей 2 1.96
3586.9848 Ге 1 0.67 3932.0230 Т'1 2 1.50
3588.3200 С г 2 1.27 3933.6630 Са 2 1.17
3589.4830 Ге 2 1.00 3934.8320 С<1 2 2.13
3592.0210 V 2 1.00 3935.9620 Ге 2 1.05
3596.0520 Т'1 2 0.86 3936.9520 С г 2 0.92
3596.5020 Т1 2 1.00 3938.1140 С<1 2 1.25
3602.4621 Ге 1 1.59 3940.4920 Ге 2 0.49
3603.7760 С г 2 1.61 3941.2753 Ге 1 1.24
3605.4528 Ге 1 0.99 3942.1090 Ге 2 1.37
3608.6350 С г 2 0.63 3946.9949 Ге 1 1.13
3610.1591 Ге 1 1.49 3949.5920 С г 1 2.48
3613.1320 С г 2 2.92 3950.6250 С г 2 0.95
3614.8760 Ге 2 0.80 3953.6810 С г 2 1.22
3617.2560 С г 2 1.09 3955.6380 С г 2 1.38
3618.7679 Ге 1 0.77 3956.4554 Ге 1 1.23
3618.9840 С г 2 1.22 3958.0810 С г 1 1.15
3621.2700 Ге 2 1.15 3959.5290 С<1 2 1.38
3624.8240 Т1 2 1.38 3986.0830 Ге 2 1.14
3631.4610 С г 2 1.61 3987.6000 Т1 2 1.22
3632.0388 Ге 1 1.00 3989.6010 Ге 1 1.19
3633.9940 С г 2 1.18 3989.9790 С г 1 1.17
3634.7540 С<1 2 1.45 3990.2060 Сг 2 1.14
3638.2965 С г 1 1.19 3991.1070 С г 1 0.67
3640.3885 Ге 1 1.39 3994.2470 Сг 2 0.94
Таблица 1: Список линий, использованных для измерений магнитного поля (продолжение)
Длина волны Элемент Фактор Ланде Длина волны Элемент Фактор Ланде
3643.2050 Сг 2 1.40 3998.9850 Сг 2 2.32
3643.6780 Fe 2 1.19 4000.4572 Fe 1 1.11
3647.3730 Сг 2 1.41 4002.4830 Сг 2 1.65
3647.8428 Fe 1 0.95 4003.2830 Сг 2 0.94
4003.8420 Gd 2 1.68
4004.1510 Fe 2 1.17
4005.1880 Сг 2 1.42
3709.1830 Сг 2 0.97 4008.9090 Gd 2 1.52
3712.8920 Сг 2 2.77 4011.6800 Eu 2 1.93
3715.1720 Сг 2 1.17 4012.4960 Сг 2 0.91
3719.9347 Fe 1 1.20 4015.2080 Fe 2 0.76
3738.3560 Сг 2 1.08 4017.9630 Сг 2 1.75
3741.6350 Ті 2 1.12 4018.4900 Fe 2 2.31
3743.4682 Fe 1 1.01 4022.3780 Сг 2 1.03
3745.8995 Fe 1 -0.01 4024.5470 Fe 2 1.09
3754.5660 Сг 2 0.89 4025.4120 Fe 2 1.74
3755.1230 Сг 2 1.20 4028.3430 Ті 2 1.04
3757.7370 Сг 2 1.55 4030.3580 Сг 2 1.81
3759.2960 Ті 2 1.14 4031.4420 Fe 2 1.20
3761.8510 Сг 2 2.30 4034.2350 Fe 2 1.65
3762.8930 Fe 2 1.20 4036.4480 Fe 2 1.23
3763.7891 Fe 1 1.00 4037.0670 Fe 2 1.77
3765.5860 Сг 2 0.52 4037.9720 Cr 2 1.04
3766.6370 Сг 2 0.81 4042.7520 Gd 2 1.25
3767.1918 Fe 1 -0.02 4044.0120 Fe 2 0.86
3774.2930 Gd 2 -0.37 4045.8124 Fe 1 1.25
3778.5090 Fe 1 1.53 4047.8130 Gd 2 0.49
3781.5090 Fe 2 1.26 4048.8320 Fe 2 1.14
3782.0500 Сг 2 1.06 4051.2120 Fe 2 1.47
3786.3210 Ті 2 1.67 4051.9300 Cr 2 1.19
3787.2370 V 2 1.42 4052.4750 Fe 2 1.62
3810.2470 Gd 2 0.83 4054.0760 Cr 2 1.50
3812.2550 Сг 1 1.01 4056.0560 Cr 2 0.45
3813.9950 Сг 2 1.14 4059.3590 Gd 2 1.70
3814.6010 Сг 1 0.83 4060.7420 Fe 2 1.05
3815.8403 Fe 1 1.15 4061.7820 Fe 2 1.33
3816.1700 Сг 1 1.25 4063.5860 Gd 2 1.69
3816.9620 Сг 2 1.50 4064.7560 Fe 2 -0.18
3817.3410 Fe 2 1.24 4069.8830 Fe 2 1.22
3817.6395 Fe 1 1.39 4070.7707 Fe 1 1.39
3819.6720 Eu 2 1.40 4071.7380 Fe 1 0.68
3820.4252 Fe 1 1.21 4072.5024 Fe 1 0.75
3821.1778 Fe 1 0.99 4073.1920 Gd 2 1.94
3821.9270 Fe 2 1.27 4073.7470 Gd 2 1.59
3824.9290 Fe 2 1.59 4076.8550 Cr 2 1.52
3825.8812 Fe 1 1.14 4077.5110 Cr 2 1.05
3850.8179 Fe 1 1.25 4082.2850 Cr 2 1.15
3852.4620 Gd 2 1.97 4119.5240 Fe 2 1.29
Таблица 1: Список линий, использованных для измерений магнитного поля (продолжение)
Длина волны Элемент Фактор Ланде Длина волны Элемент Фактор Ланде
3853.6650 Ні 2 1.07 4121.1510 Ее 2 1.49
3854.2220 Сг 1 1.62 4122.6680 Ее 2 1.33
3856.0180 Ні 2 1.10 4123.7283 Ге 1 0.99
3859.9114 Ге 1 1.50 4124.7870 Ее 2 1.38
4128.0540 Ні 2 0.90
4129.7250 Ей 2 1.93
4130.8940 Ні 2 1.05
5. Результаты измерений магнитного поля
Процесс измерения магнитных полей предполагает несколько этапов: 1) проводятся стандартные процедуры экстракции зеемановских спектров из ПЗС-изображений; 2) осуществляется калибровка по длине волны и стандартизация спектров (коррекция длин волн за движение Земли, нормировка на континуум и пр.); 3) находится средний зеемановских сдвиг всех измеряемых линий (в случае, когда отождествление не выполняется), при этом центры линий определяются по аппроксимации их профиля гауссианой.
Результаты измерений продольной компоненты а2
Там же для сравнения приведены результаты измерений стандартных немагнитных звезд.
В колонках таблицы: юлианская дата наб. поде-НИИ, фаза периода осевого вращения, полученные
А< 3646
и глубоких слоях (А > 3700 А) атмосферы, |п] — количество измеренных линий. Указано также количество использованных зеемановских спектро-а2
200-300 на длине волны около 3900 А и 50-60 на А3600
500 и 100, соответственно.
Из табл. 2 видно, что в области до бальмеров-ского скачка имеется значительно меньше пригодных для измерения линий. Наряду с падением интенсивности спектра это приводит к существенному ухудшению точности определения магнитного поля в верхних слоях атмосферы. Тем не менее, наблюдения ярких стандартных звезд с узкими и резкими линиями показывают, что применяемая нами методика наблюдений и измерений позволяет учесть различные ошибки, вызванные инструментальными причинами.
Видно, что во всех наблюденных фазах периода вращения
а2
С\ н модуль продольной компоненты ее магнитного поля Ве меньше в высоких слоях атмосферы, что согласуется с предыдущими исследованиями (Романюк, 1984а). Другими словами, амплитуда кривой изменения магнитного поля
меньше для верхних слоев атмосферы.
За исключением фазы 0.461 (положительный экстремум), остальные шесть измерений были выполнены в моменты, когда виден преимущественно отрицательный магнитный полюс звезды. Для лучшего выявления искомого нами эффекта найдем среднее значение продольной компоненты поЛИ в интервале фаз, соответствующих отрицательной полуволне фазовой кривой Ве. Как мы уже указывали выше, кривая ангармонична, фаза отрицательного продольного поля занимает большую часть периода.
Найденное нами среднее значение отрицательного поля, измеренного по линиям с длиной ВОЛНЫ меньше 3646 А, Ве = -765 ± 103 Гс, а по линиям с А > 3646 А — Ве = -1204 ±68 Гс. Сравнение средних по критериям распределения Стыодента дает величину 4 = 3.57, что позволяет отвергнуть предположение о случайном различии средних на уровне значимости 2%. Таким образом, из наших измерений следует, что в фазах с преобладанием поля от-
а2
дуль продольной компоненты поля на масштабах толщины атмосферы уменьшается с высотой примерно на 30%.
К сожалению, на положительном участке кривой Ве нами получены наблюдения всего в одной фазе. Измерения показали, что продольное поле в верхних слоях на 300 Гс меньше, но этих данных пока недостаточно.
Сравним новые данные с полученными ранее фотографическим способом на 6-м телескопе (Романюк, 1984 а, 1986). Перечислим кратко некоторые итоги этих исследований.
Точность фотографических измерений была существенно ниже, однако это обстоятельство частично компенсируется тем, что было получено гораздо большее количество (около 50) зеемановских спектров, более или менее равномерно распределенных по периоду. Это позволило провести статистический анализ данных, полученных в разных фазах.
В работе Романюка (1986) приведены средние
а2
Related intensity
Wavelength (A)
Рис. 1: Фрагменты спектра a2 CVn: а) в области Л < 3646^, б) в области Л > 3646 А. Вверху I-параметр Стокса, внизу — V-параметр (с увеличением масштаба в 10 раз).
Таблица 2: Результаты, измерений вертикального градиента магнитного поля
Be ± о м Be ± о N К во
JD 2450000+ Фаза (А < 3646 А) (Л > 3646 A) спектров
о? CVn
1385.258 0.167 -880 + 310 [25] -1130±110 [59] 1
1591.415 0.860 -800 ± 350 [111] -1000±140 [68] 2
1592.404 0.042 -980 ± 270 [74] -1130±110 [78] 4
1593.386 0.219 -410±480 [76] -1390±150 [74] 2
2594.583 0.275 -1020±330 [71] -1420±100 [327] 4
2595.600 0.461 +1660±260 [47] +1970±110 [290] 2
2596.588 0.641 -500 + 310 [37] -1140 + 100 [283] 4
Немагнитные стандартные звезды
а Boo
1384.292 -82 + 108 [41] -32 ± 59 [75]
1385.228 +41 ± 24 [150] +74 ± 17 [176]
а Per
2594.210 +88 + 63 [99] -43±14 [507]
2596.158 -59 ± 262 [32] +7 ± 30 [475]
а СМІ
1592.213 +24 + 32 [226] +71 ± 19 [187]
1593.248 -78 ± 22 [254] -10±13 [182]
2594.498 +46 ± 18 [260] +1 ± 5 [949]
2595.546 +4+17 [269] -3 + 5 [915]
Поиск радиального градиента магнитного поля... Таблица 3: Среднее продольное магнитное поле а2 СУп
Длина волны Положительный экстремум Отрицательный экстремум
А < 3646 А А > 3646 А +600 ± 240 Гс +1070 ± 220 Гс -410 ± 240 Гс -1110+120 Гс
Таблица 4: Магнитное поле а2 СУп, измеренное по разным элементам
ЛБ(2450000+) Фаза Элемент А <3646 Ве ± а А >3700
2594.583 0.275 все линии -1150 + 330 [1051 -1600+ 80 [3271
Ге -710±550 [341 -2280±180 [791
Сг -1200±333 [351 -1780±350 [601
Т1 -2100±720 [121 -1850±360 [81
вй -2040±190 [61 -1180±330 [181
Ей -1690 + 220 [41
2595.600 0.461 все линии +1700±250 [481 +2150+100 [2901
Ге +2500±530 [221 +2330±220 [631
Сг +670 ± 400 [101 +1800±390 [271
Т1 +2450 ± 440 [61 +2900±940 [61
ва +940 ± 190 [151
Ей +1060 + 620 [31
2596.588 0.641 все линии -600 ± 300 [521 -1220 + 100 [2831
Ее -770 ± 544 [171 -1390±240 [551
Сг -710±370 [201 -890±250 [451
ва -620±50 [31 -1420±320 [151
Ей -1530 + 270 [61
фазах положительного и отрицательного экстремумов (табл. 3). Видим достаточно хорошее согласие между новыми данными и полученными ранее: величина модуля продольного поля и амплитуда
его изменений уменьшаются с высотой в атмосфе-а2
Рассмотрим далее кривые продольного поля, полученные по линиям некоторых отдельных элементов. Мы провели отождествление спектраль-а2
вращения, для чего была использована база данных \ AI.I) (Купка и др., 1999). Звезда спектрально переменна, поэтому в каждой фазе поле измерялось по различному набору линий.
Результаты измерений продольной компоненты магнитного поля с учетом факторов Ланде отдельных линии представлены в табл. 4, где приведены: юлианская дата наблюдений, фаза периода, химический элемент, по линиям которого измерялось магнитное поле, величина продольного поля Ве в области до и после бальмеровского скачка. В квадратных скобках указано количество измеренных
ЛИНИИ.
Как мы и ожидали, поле по всем линиям практически одинаковое и в случае учета факторов от-
дельных линий, и без него. При этом по линиям железа и хрома продольное поле Ве увеличивается в глубину, а по линиям титана мы не можем сделать вывод об изменениях поля с высотой, что также согласуется с нашими прежними данными.
Любопытно отметить малое рассеяние результатов измерений, проведенных по линиям гадолиния в области спектра до бальмеровского скачка. Возможно, это следствие резкой концентрации элемента в пятне, расположенном вокруг отрицательного полюса магнитного диполя: все линии образуются в одном локальном участке поверхности и показывают одинаковое поле.
6. Обсуждение результатов
Магнитные поля СР звезд были открыты Бэбкоком еще в 1947 г., поэтому многие их свойства и особенности исследованы довольно хорошо. Изучению вертикальной структуры на протяжении трех последних десятилетий были посвящены единичные работы, в основном наши, основанные на измерениях зеемановских спектров, полученных на 6-м телескопе. Причины этого достаточно очевидны: необходимо исследовать очень тонкий эф-
фект путем специально поставленных длительных наблюдений на больших телескопах, наблюдательное время на которых трудно получить.
И только совсем недавно Нэсвасил и др. (2004) измерили поверхностное магнитное поле Bs у нескольких холодных CP-звезд с узкими и резкими линиями, для которых можно было непосредственно измерить зеемановское расщепление линий в области до и после бальмеровского скачка. Наблюдения были проведены без анализатора поляризации на 3.6-м телескопе ESO в Чили. Авторы получили данные об изменении поля с высотой у двух южных звезд. Таким образом, получены новые независимые результаты, свидетельствующие о возможности существования измеримого вертикального градиента поля.
Подчеркнем, что наш наблюдательный материал — зеемановские спектры в области бальмеровского скачка — является уникальным и не имеющим аналогов в мире до настоящего времени. Он был получен благодаря внедрению на БТА эшелле-спектрометра НЭС с кварцевой оптикой, крупноформатной матрицы “Uppsala”, чувствительной в голубой и ультрафиолетовой области спектра, и поляризационной оптики, разработанной и изготовленной в CAO РАН. Мы подтвердили на значительно более высоком уровне точности найденное нами ранее по фотографическим спектрам уменьшение величины продольного магнитного поля a2 CVn с высотой. Полученные нами на 6-м телескопе спектры позволяют исследовать и стратификацию химических элементов в разных фазах периода вращения a2 CVn. Но это требует специальной обработки и анализа, которые в данной работе не выполнялись. Здесь мы ограничились лишь измерениями магнитного поля по линиям, образующимся на различной оптической глубине.
Особенно перспективным нам представляется изучение профилей поляризации линий редкоземельных элементов. Многочисленные предыдущие
a2
показали, что редкие земли в ее атмосфере концентрируются в двух очень резких пятнах размером менее 10°, расположенных в области полюсов магнитного диполя. Таким образом, эффекты, связанные с горизонтальными неоднородностями поля и химического состава, будут влиять значительно меньше на изучение вертикальной структуры поля в случае, если оно будет проводиться по линиям редкоземельных элементов, образующихся на разной оптической глубине.
Выше мы уже отмечали, что в работе Кочу-
хова и др. (2002) было найдено преобладание ди-
a2
свидетельствует о том, что топология магнитного
поля этой звезды не до конца ясна. Интерпретация полученных нами результатов затруднительна, требуется тщательное моделирование. Отметим, что уменьшение Be с высотой может означать как реальное уменьшение поля с высотой в атмосфере звезды, так и изменение его ориентации. Это важно, так как Jlepya (1995) на основании наблюдений широкополосной линейной поляризации нашел у многих звезд области с незамкнутыми силовыми линиями при общем дипольном строении магнитного поля.
По нашему мнению, только Доплер-Зееман овское картирование по линиям, полученным на разных уровнях по высоте в атмосфере, может решить вопрос и о структуре поля, и о стратификации химических элементов. Полученный нами материал позволяет выполнить такую работу.
Благодарности. В работе были использованы базы данных VALD и SIMBAD.
И. И. Романюк, В.Е. Панчук и Д. О. Кудрявцев благодарят Российский Фонд Фундаментальных Исследований за частичную финансовую поддержку настоящей работы (РФФИ, гранты 03-02-16342, 0402-17564 и 06-02-16110а). H. Е. Пискунов благодарит шведский Фонд Научных Исследований (Vetenskap-sradet) за поддержку наблюдений в CAO. Авторы благодарят М. В. Юшкина за помощь в подготовке к наблюдениям и участие в наблюдениях.
Список литературы
Баньюло и др. (Bagnulo S., Wade G. A., Donati J.-F., et al.), 2001, Astron. Astrophys., 369, 889 Бэбкок (Babcock H. W.), 1947, Astrophys. J., 105, 105 Борра, Ландстрит (Borra E. F., Landstreet J. D.), 1977, Astrophys. J., 212, 141 Вольф (Wolff S. C.), 1978, PASP, 90, 412 Вэйд и др. (Wade G. A., Ryabchikova T. A., Bagnu-lo S., Piskunov N.), 2001, Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam, (Eds.: G.Mathys, S.K. Solanki, D. T. Wickramasinghe), ASP Conf. Series, 248, 373
Донати и Колье Камерон (Donati J-F., Collier Cameron A.), 1997, MNRAS, 291, 1 Кочухов, Пискунов (Kochukhov О., Piskunov N.), 2002, Astron. Astrophys., 388, 868 Кочухов и др. (Kochukhov О., Piskunov N., Ilyin I., et al.), 2002, Astron. Astrophys., 389, 420 Кочухов и др. (Kochukhov О., Bagnulo S., Wade G. A., et al.), 2004, Astron. Astrophys., 414, 613 Кудрявцев (Kudryavtsev D. O.), 2000, Baltic Astronomy, 9, 649
Кумайгородская P. П.. Копылов И. М., 1972, Астро-физ. исслед. (Изв. С АО), 4, 50
Куика и др. (Kupka F., Piskunov N., Ryabchikova Т. А., Stempels Н.С., Weiss W., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 119 Ландстрит (Landstreet J. D.), 1988, Astrophys. J., 326, 967
Ландстрит (Landstreet J. D.), 2001, Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam, (Eds.: G. Mathys, S.K. Solanki, D. T. Wickramasinghe), ASP Conf. Series, 248, 277 Леруа (Leroy J-L.), 1995, Astron. Astrophys. Supl. Ser., 114, 79
Мишо (Michaud G.), 1970, Astrophys. J., 160, 641 Найденов И. Д., Чунтонов Г. А., 1976, Сообщ. ОАО, 16, 63
Нэсвасил и др. (Nesvacil N., Hubrig S., Jehin E.), 2004, Astron. Astrophys., 422, 1.51 Пайпер (Pyper D.), 1969, Astrophys. J. Supll. Ser., 18, 1 Панчук и др. (Панчук В.Е. Клочкова В. Г., Найденов И. Д.), 1999, Препринт ОАО А' 135 Панчук и др. (Panchuk V. Е., Romanyuk 1.1., Kudryavtsev D.O.), 2000, Magnetic Fields of CP and related stars, (Eds.: Yu. V. Glagolevskij, 1.1. Romanyuk, Moscow), 75
Панчук В. E., Пискунов H. E., Клочкова В. Г. и др., 2002, Препринт ОАО iV-169
Пискунов (Piskunov N.E.), 2001, Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam (Eds.: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe), ASP Conf. Series, 248, 293
Престон (Preston G. W.), 1965, Contr. Lick Obs., Ж-205, 25
Престон (Preston G. W.), 1969, Astrophys. J., 157, 247
Романюк П.П., 1980, Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 12, 3
Романюк П.П., 1984а, Письма в АЖ, 10, 443
Романюк П.П., 1984b, Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 18, 37
Романюк И. И., 1986, Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 22, 25
Романюк И. И., 1991, Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 33, 53
Романюк, Топильская (Romanyuk 1.1., Topil-skaja G. P.), 1997, Stellar magnetic fields, (Eds.: Yu. V. Glagolevskij, 1.1. Romanyuk, Moscow), 170
Рябчикова и др. (Ryabchikova Т., Piskunov N., Kochukhov O., Tsymbal V., Mittermayer P., Weiss W. W.), 2002, Astron. Astrophys., 384, 545
Фарнсворт (Farnswoth G.), 1932, Astrophys. J., 76, 313
Хохлова В. Л., 1983, Итоги науки и техники. Астрономия, (Москва, ВИНИТИ), 24, 233
