CC BY
9
УДК 524.3-337; 524.35; 524.3-563
СВЕРХБЫСТРАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ
OBA-ЗВЕЗД. IV: ( Oгi A
© 2021 А. Ф. Холтыгин1*, А. В. Моисеева2, М. С. Курдоякова1, И. А. Якунин1'2, Д. Е. Костенков1'2, Г. М. Каратаева1
'Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, 199034 Россия 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 13 ноября 2020 года; после доработки 10 марта 2021 года; принята к публикации 10 марта 2021 года
Настоящая работа является продолжением исследований сверхбыстрой переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов. Исследована переменность профилей линий в спектре двойной (O9.7Ib+B0Ш) звезды ( Ori A с использованием спектрографа ОЗСП 6-м телескопа БTA по наблюдениям, выполненным 19 февраля 2019 г. Обнаружены короткопериодические регулярные вариации бальмеровских линий водорода и линий ^ I с периодами oт 89 до 295 минут. Возможно также присутствие короткопериодических вариаций в интервале периодов 10-20 минут. Анализ вариаций блеска звезды по наблюдениям на спутнике TESS показал присутствие семи регулярных компонентов, один из которых вероятно является второй гармоникой периода вращения основного компонента Aa-звезды (OriA. Определено магнитное поле звезды для всей серии наблюдений. Измеренное методом регрессии среднеквадратичное значение продольного компонента магнитного поля за все время наблюдений составляет 49 Гс.
Ключевые слова: звезды: переменность, пульсации — звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные — звезды: индивидуальные: С Ог1
1. ВВЕДЕНИЕ
Одной из важнейших наблюдательных задач звездной спектроскопии является исследование структуры и механизмов формирования расширяющихся атмосфер массивных звезд, теряющих вещество в виде звездного ветра. Такие исследования основываются на анализе регулярных и нерегулярных (стохастических) вариаций профилей линий в спектре звезды.
Регулярная переменность профилей линий в спектрах OB-звезд подробно исследована на шкалах времени от часов до дней (Dushin et al. 2013, Kaper et al. 1997, Kholtygin et al. 2003), вариации профилей на минутных и секундных шкалах до последнего времени остаются практически неизученными.
Нерегулярная переменность профилей линий свидетельствуют о присутствии в атмосферах этих звезд мелкомасштабных структур с временами жизни от долей часа до нескольких дней (Kudryashova and Kholtygin 2001).
Открытие Hubrig et al. (2014) быстрых изменений профилей линий Si II и Fe II в спектрах A0
E-mail: afkholtygin@gmail.com
сверхгиганта HD 92207 на промежутках времени 1—2 минуты стимулировало наши исследования сверхбыстрой спектральной переменности звезд ранних спектральных классов на минутных шкалах времени.
Чтобы проверить, насколько широко распространены короткопериодические изменения профилей линий в спектрах OBA-звезд, мы проанализировали такие вариации с временным разрешением в минуты и доли минут при использовании спектрографа низкого разрешения (редуктора светосилы) SCORPIO 6-м телескопа БТА, а также спектрополяриметра FORS 2 на 8-м телескопе VLT (Antu).
Обзор наблюдений, выполненных по программе поиска сверхбыстрых вариаций профилей в спектрах OBA-звезд, представлен в работах Batrakov et al. (2020), Tsiopa et al. (2020).
Kholtygin et al. (2017) представили результаты анализа сверхбыстрой переменности в спектре звезды HD 93521 (O9.5III) по наблюдениям на БТА в 2015 г. Были зарегистрированы регулярные вариации с периодами 4—5 и 32—36 минут. Анализ вариаций профилей в спектре Be-звезды Л Eri, полученных на спектрополяриметре FORS2 (Hubrig
et al. 2017) показал присутствие вариаций продольного компонента магнитного поля с периодом 13.6 минут. Такие же вариации обнаружены в профилях линий H I и He I.
Kholtygin et al. (2018) и Batrakov et al. (2019; 2020) представили результаты поиска быстрых вариаций в спектрах медленно вращающегося сверхгиганта р Leo (BIa). Обнаружены коротко-периодические регулярные вариации линий H и He с периодами oт 2 до 90 минут. Эта же звезда наблюдалась в октябре—ноябре 2019 г. на 1.25-м телескопе Крымской астрономической станции ГАИШ МГУ (Kholtygin et al. 2020b). Обнаружены коротко-периодические вариации профилей линий He, Hy, He 14471 и He 14922 на шкалах времени 15—25 мин.
Анализ спектров A2Ш-гиганта y UMi, полученных в январе 2017 г. на БТА с использованием спектрографа SCORPIO, показал присутствие гармонических компонентов вариаций профилей линий He и Hy с периодами в интервале 10—65 минут (Tsiopa et al. 2020).
В недавних статьях Kholtygin et al. (2020a; c) проанализированы наблюдения звезды a2 CVn, выполненные 20/21 января 2015 г. на БТА со спектрографом SCORPIO и 5 января 2020 г. с использованием спектрографа ОЗСП. Обнаружены короткопериодические регулярные вариации бальмеровских линий и линий He с периодами oт 30 до 135 минут.
Использование оконного Фурье-преобразования позволило обнаружить квазирегулярные тран-зиентные вариации профилей бальмеровских линий с периодами 3—6 минут. Измерено магнитное поле звезды для всех выполненных наблюдений со средним значением продольного компонента магнитного поля примерно 600 Гс, близким к получаемому по фазовой кривой магнитного поля.
В настоящей статье анализируются наблюдения двойной звезды Z Ori A (O 9.7 Ib+B0 III) со спектрографом фокуса Нэсмита ОЗСП с временным разрешением 2—3 минуты, выполненные 19 февраля 2019 г. на БТА.
Статья организована следующим образом. В разделе 2 описаны наблюдения и обработка спектров. Вариации профилей линий анализируются в разделе 3. В разделе 4 представлены измерения магнитного поля звезды, а в разделе 5 — обсуждение полученных результатов. Выводы к статье изложены в разделе 6.
2. ОСНОВНЫЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЕЗДЕ. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА СПЕКТРОВ
Звезда Z является кратной системой, состоящей из широкой пары, включающей тесную двойную звезды Z Ori A и B0 Ш-гигант Z Ori b, находящиеся на расстоянии около 59'' друг от друга (Buysschaert et al. 2017). В настоящей работе анализируются спектры компонента звезды Z Ori A.
Согласно Buysschaert et al. (2017), Hummel et al. (2013) двойная система Z Ori A состоит из двух близких компонентов, отстоящих друг от друга на 40 mas. Первый компонент Aa является сверхгигантом спектрального класса O9.2 Ib, второй компонент Ab — звездой спектрального класса B1IV. Параметры компонентов системы Z Ori A согласно данным работ Bouret et al. (2008), Buysschaert et al. (2017), Hummel et al. (2013) и полученные в настоящей работе представлены в Tаблице 1.
Возраст компонента Z OriAа определен по параметрам, данным в таблицы 1 и трекам эволюции массивных звезд по Brott et al. (2011). Положение звезды показано на диаграмме Герцшпрунга— Рассела (рис. 1), где нанесены линии равных возрастов со скоростями вращения, близкими к полученным для Z OriA. Это значение соответствует возрасту группы звезд B4, к которой принадлежит система Z Ori согласно Zari et al. (2019).
Наблюдения Z Ori A звезды проводилось 19 февраля 2019 г. на 6-м телескопе БТА в рамках программы «Микропеременность в OB-звездах» (отв. заявитель — А. Ф. Холтыгин, СПбГУ) при использовании спектрографа ОЗСП (Panchuk et al. 2014) с анализатором круговой поляризации (Chountonov 2007; 2016) и резателем изображений.
Для устранения инструментальной поляризации циркулярно поляризованные спектры снимались попарно в двух положениях фазовой пластинки, повернутой на ±45°.
Данная процедура позволяет последовательно получить противоположно поляризованный сигнал на одних и тех же пикселах ПЗС-приемника. Для контроля получаемых значений были отсняты стандарт магнитного поля HD 201601 (y Equ) и стандарт нуля HD 33256 (68 Eri).
Первичная обработка и экстракция спектров проводилась в системе MIDAS с использованием контекста ZEEMAN (Kudryavtsev 2000). При обработке спектров были задействованы стандартные процедуры: вычитание подложки ПЗС-матрицы (bias), вычитание рассеянного света, калибровка по длинам волн, после чего одномерные спектры были приведены к барицентру Солнечной системы. При калибровке по длинам волн для
6.00
45000 40000 35000 30000 25000 20000 15000 10000 5000
ТеА, К
Рис. 1. Положение ( Оп Л на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Приведены кривые для различных возрастов т, которые указаны на рисунке в единицах 106 лет, и скоростей вращения звезды в интервале 124-243 км с-1.
Таблица 1. Параметры звезды ( Ori A
Параметр Aa Ab Ссылка
Sp 09.2 lb B1IV Buysschaert et al. (2017)
ту 2.1 4.3 Hummel et al. (2013)
Teff, kK 29.3 ±0.5 29 Данная работа
R, Rp) 20 ±3.2 7.3 ±1.0 Buysschaert et al. (2017)
lg д, dex 3.25 ± 0.1 - Данная работа
lg (L/Lq) 5.58 ± 0.15 - Данная работа
M/Mq 40 ±20 14 ±3 Данная работа
Prot, days 6.82 ± 0.19 - Buysschaert et al. (2017)
v sin i, kms"1 127 <100 Buysschaert et al. (2017)
d, pc 294 ± 21 Hummel et al. (2013)
M, M® year"1 (1.65 ±0.25) x 10"6 Данная работа
km s"1 5 Данная работа
1.0 ±0.1 Данная работа
Vqo, kms-1 2100 Bouret et al. (2008)
Age, r, Myr 4.0 ±0.4 Данная работа
[C] 8.38 Bouret et al. (2008)
[N] 7.69 Данная работа
[O] 8.48 Данная работа
серии спектров использовался ближайший по времени спектр ThAr-лампы. Для нормировки спектров на континуум последний интерполировался кубическим сплайном при помощи пакета spectool среды IRAF1. Более подробно процесс обработки наблюдений, полученных на ОЗСП, описан в работах Kudryavtsev (2000), Semenko et al. (2017).
Спектральное разрешение составляло примерно 15000 (размер щели 0'.'5), диапазон регистрируемых длин волн — 4425—4982 A, средний S/N « 700. Полное время наблюдений составило около 180 минут.
В ходе наших наблюдений было получено 76 спектров звезды с одновременно регистрируемыми левой и правой циркулярными поляризациями. Спектры были получены с экспозицией 90 секунд. Временное разрешение на один спектр с учетом времени считывания ПЗС-детектора примерно 135 секунд.
То есть было получено 38 пар спектров для разных положений анализатора круговой поляризации. Пары спектров с номерами 30—32 оказалась недостаточно высокого качества и были в дальнейшем исключены из анализа переменности профилей линий. Таким образом, для окончательного анализа были отобраны 35 пар спектров. Параметры Стокса I и V были усреднены по всем 35 парам спектров, соответствующим положениям фазовой пластинки а = ±45°.
На рис. 2 показан нормированный на континуум интегральный спектр звезды Z Ori A, усредненный по всем отобранным 35 парам спектров на ОЗСП.
Для перевода длин волн в спектре в лабораторную систему отсчета было использовано значение радиальной скорости Vrad = 18.10 км с-1 из базы данных SIMBAD2.
2.1. Модельный спектр Z Ori A
Для уточнения параметров Z Ori A и определения лучевой скорости звезды был построен ee модельный спектр с использованием не-ЛТР кода CMFGEN (Hillier and Miller 1998). Полученный нами модельный спектр в сравнении с усредненным по всем полученным спектрам наблюдаемым профилям представлен на рис. 3. Параметры наилучшей модели представлены в таблице 1. Базовые параметры модели были взяты из работы (Bouret et al. 2008).
1http://iraf.noao.edu/projects/spectroscopy/
spectool/spectool.html
http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad
Температура Тед- = 29300 K была определена по отношению потоков в линии ^П Л 5410 и линий Детальный спектр был рассчитан с турбулентной скоростью 5 км с-1. При этом значении достигается наилучшее согласие наблюдаемого и модельного спектров. Зависимость скорости ветра от расстояния описывалась стандартным в—законом (см., например, формулу (1) в статье Ш^г (1989)) со значением в = 1-0 для согласования наблюдаемых и модельных профилей линий SiII и линии ^П Л4686. Химические содержания (по числу атомов) азота и кислорода по отношению к водороду равны 4.9 х 10-5 и 3.0 х 10-4 соответственно. Остальные параметры модели идентичны представленным в работе Bouгet et (2008).
2.2. Учет инструментальных эффектов
При анализе быстрой спектральной переменности необходим учет инструментальных погрешностей, возникающий вследствие тепловой и вибрационной нестабильности прибора. Проблема позиционной стабильности ОЗСП неоднократно исследовалась и детально описана в работе Kholtygin et (2020^.
Для установления инструментального дрейфа спектральных линий в течение серии наблюдений нами был проведен кросс-корреляционный анализ каждого последующего спектра с первым. Результаты измерения сдвигов спектров в шкале пикселей ПЗС-приемника показаны на рис. 4. Видны как долговременный линейный дрейф, так и кратковременные колебания. Максимальный сдвиг между спектрами в полученной нами серии спектров со-ставляет0.31 пиксела.
Кроме того, нами были получены спектры калибровочной лампы в начале и в конце серии, разница между которыми составила 3 часа. Кросс-корреляция показала относительный сдвиг двух спектров величиной 0.12 пиксела. Обнаруженное долговременное изменение лучевых скоростей является главным образом инструментальным, что было учтено при дальнейшем анализе спектров С Oгi A.
3. ВАРИАЦИИ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ
При анализе вариаций профилей линий в спектре звезды целесообразно выбрать линии достаточной глубины и при этом без сильного бленди-рования. Исходя из этих принципов, было выбрано девять линий: ^, Л4471, Л4713, Л4922, ^П Л 4542, Л 4686 и SiШ Л 4553, Л 4568, Л 4575. Отдельно были проанализированы вариации профилей бленды линий SiШ и O II в области длин
Рис. 2. Средний нормированный спектр £ Oгi A.
Рис. 3. Средний спектр £ OгiA в области АЛ4526—4580 A (сплошная линия) в сравнении с модельным спектром (пунктир).
ч
\ ь • >АД * % • / 1
\ / * V -
0.00 0.02 0.04 0.06 0.08 0.10 0.12 1\/и 0-55533.8712
Рис. 4. Сдвиги спектров в шкале пикселей ПЗС приемника спектрографа ОЗСП в наблюдениях £ Oгi A.
волн АЛ 4647—4650 Л и вариации профилей линии MgII А 4481 в крыле линии Не IА 4471.
В силу малой длительности наших наблюдений (около 3Ь) по сравнению с орбитальным периодом разделить вклады в профили линий компонентов Ла и ЛЬ не представляется возможным. Отметим, что компонент ЛЬ более чем на две звездных величины слабее компонента Ла, поэтому вклад компонента Ла является определяющим. Подтверждением этого служит присутствие в спектре С Оп Л
линий Не II и БПП, характерных именно для О-звезд.
Для иллюстрации переменности профилей на рис. 5 показаны все полученные нами нормированные профили линий Нв и Не1 А 4922 в спектре С Оп Л. В крыльях линии Не IА 4922 присутствуют слабые линии Ре ЬП, О II и С V.
Отклонения профилей данных линий от их средних профилей показаны на рис. 6. Как видно из рисунка, амплитуда вариаций профилей не превышает 1.5%. Изменения профилей линий могут быть связаны с вариациями поля скоростей в атмосфере звезды, например, вследствие нерадиальных пульсаций. Обращает на себя внимание то, что амплитуда вариаций профиля линии Не IА 4922 сравнима с амплитудами вариаций профилей слабых линий в крыльях профиля.
Отметим появление узкого абсорбционного компонента с длиной волны 4921.15 Л в красном крыле линии Не IА 4922. Природа этого компонента не вполне ясна. Вероятнее всего он связан с запрещенным переходом Не!А4921 (2р1 Р — 4/1 (БеаиеЬашр апё ^Ъэешае! 1998).
Рис. 5. Профили линии He (вверху) и He 14922 в спектре Z Ori A.
3.1. Регулярные компоненты вариаций профилей линий
Для поиска регулярных компонентов вариаций профилей определим разностные профили линий соотношением:
d(A) = Fi{А) - Fi(А)
где N — полное число спектров исследуемого объекта, Fi (Л) — нормированный на континуум поток в спектре с номером i, — средний по
всем наблюдениям поток на длине волны Л.
При анализе разностных профилей будем использовать вместо длины волны доплеровские смещения V от лабораторной длины волны Л0 линии V = c (Л/Ло — 1), где c — скорость света.
При использовании спектров существенно разного качества следует при расчете среднего и разностных профилей линий использовать разные веса профилей gi, пропорциональные квадрату отношения S/N в области континуума вблизи линии. Однако, так как во всех анализируемых нами профилях отношения сигнал/шум близки, можно положить gi = 1.
(1)
Рис. 6. Отклонения профилей линии H/3 (вверху) и ^ 14992 (внизу) от среднего профиля линии.
На рис. 7 представлены динамические спектры вариаций профилей линии H^ и He IЛ 4922 в спектре Z OriA. Хорошо видны регулярные изменения профилей линий со временем.
Для линии HeI Л 4922 можно отметить когерентность вариаций профилей как самой линии, так и указанных выше слабых бленд в крыле линии, что свидетельствует об едином механизме их переменности.
Поиск периодических компонентов вариации профилей линий в спектре Z Ori A нами был выполнен при использовании метода CLEAN Фурье-анализа (Roberts et al. 1987). Фурье-спектры вариаций разностных профилей линий HeI Л4713, Л4922 и H^ (периодограммы) представлены на рис. 8 для уровня значимости а = 10-3.
В Фурье-спектре присутствуют регулярные компоненты частот максимумов амплитуды Фурье-спектра, которые превышают значение отсчета периодограммы белого шума, соответствующее выбранному уровню значимости. Отметим, что как видно из анализа Фурье-спектра для линии HeI Л4922 на рис. 8 (внизу), в области эмиссионного пика не обнаружено регулярных вариаций
Рис. 8. Фурье-спектры вариаций профиля линии НеТ А4713 (вверху), Нв (посередине) и НеТ А 4922 (внизу).
лось выражение Д^ < 1/Т (Vityazev 2001), где Т = 179.2 минут — полная длительность наблюдений.
В предпоследнем столбце таблицы представлены частоты регулярных компонентов вариаций , профилей в спектре С Оп Л по наблюдениям на
профиля линии, хотя сами вариации эмиссионного бта в 2009 г. со спектрографом НЭС Dushiп к°мп°нента видны на рис. 5 (внизу). Возможно это et а1. (2012). Для всех найденных компонентов в связано с тем, что вариации профилеи в области предпоследнем столбце таблицы указаны соответ-
Рис. 7. Динамический спектр вариаций профиля линии Нв (вверху) и Не IЛ 4992 (внизу).
пика эмиссии нерегулярны.
В таблице 2 представлены найденные частоты и периоды возможных гармонических компонентов вариаций профилей анализируемых линий для уровней значимости а = 10-2—10-4.
Для оценки сверху ошибки Др частот регулярных компонентов Фурье-спектра использова-
ствующие уровни значимости.
Компоненты р1 — соответствует периодам Р, которые превосходят полную длительность наблюдений. Для подтверждения их присутствия необходимы более длительные наблюдения.
Регулярные вариации профилей линий в спектрах ОБ-звезд с периодами, близкими к периодам
Таблица 2. Частоты (мин-1 х 104, колонка (2) и периоды (в минутах, колонка (3) регулярных компонентов вариаций профилей в спектре Z OriA. В колонке (4) указано число линий, в вариациях профилей которых данный компонент обнаружен. В колонке (5) указаны уровни значимости найденных компонентов Фурье-спектра. В последней колонке указаны периоды вариаций профилей (в минутах), найденные в работе Dushin et al. (2012)
No. V Р -^lines а Dushin et al. 2012
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
1 33.8 ±56.5 295 ± 492 10 10"4 -
2 39.5 ±56.5 253 ±362 10 10"4 244
3 45.2 ±56.5 221 ±277 7 10"3 -
4 50.8 ±56.5 197 ±219 1 10"3 -
5 56.5 ±56.5 177 ±177 5 10"3 -
6 62.1 ±56.5 161 ±147 3 10"2 164
7 96.0 ±56.5 104 ± 61.4 3 10"3 -
8 102 ±56.5 98.4 ±54.7 3 10"3 -
9 107 ±56.5 93.2 ±49.1 2 10"2 -
10 113 ±56.5 88.6 ±44.3 2 10"2 -
11 147 ±56.5 68.1 ±26.2 1 10"2 71
12 486 ±56.5 20.6 ±2.40 1 10"2 -
13 502 ±56.5 19.9 ±2.24 1 10"2 -
14 689 ±56.5 14.5 ±1.19 1 10"2 -
15 1101 ±56.5 9.08 ±0.47 1 10"2 -
компонентов v1 — v4 с P = 3—6h, связаны, вероятнее всего, с нерадиальными пульсациями звезды в квадрупольной (/ = 2) и более высоких модах пульсаций (Pamyatnykh 1999). Обнаружение изменений профилей линий в области коротких периодов P = 68—177 мин может свидетельствовать о присутствии высоких мод нерадиальных пульсаций с I = 6-12.
Регулярный компонент вариации профилей, v2, в области частот v > 63 ± 49 мин-1 соответствуют (с учетом ошибок) компоненту 244мин, обнаруженному в работе Dushin et al. (2012). Та же ситуация с компонентом v6, соответствующим периоду 161 мин, близкому к периоду P = 164 мин, обнаруженному в работе Dushin et al. (2012).
Компонент v11 = 113 ± 56.5 мин-1 соответствует периоду 68.1 ± 26.2 мин, совпадающему (с
1.2е+9 ^ 8.0е+8 4.0е+8
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 v,
Рис. 9. Фурье-спектры вариаций блеска (сплошная линий) и максимальный уровень отсчета периодио-граммы белого шума, соответствующий уровню значимости а = 10-3 (пунктир).
Таблица 3. Частоты в мин-1 (вторая колонка) и периоды (минуты, третья колонка) фотометрических вариаций блеска С OгiA. В последней колонке указаны уровни значимости найденных компонентов Фурье-спектра
No. v, min 1 P, days a
(1) (2) (3) (4)
1 0.078 ±0.046 12.807 ± 7.5335 10"3
2 0.202 ±0.046 4.948 ± 1.1246 10"3
3 0.289 ±0.046 3.456 ±0.5485 10"3
4 0.335 ±0.046 2.983 ± 0.4086 10"3
5 0.455 ±0.046 2.199 ±0.2221 10"3
6 1.231 ±0.046 0.812 ±0.0303 10"3
7 1.272 ±0.046 0.786 ±0.0284 10"3
учетом ошибок) с периодом P = 71 мин согласно Dushin et al. (2012). В то же время компонент vii найден только для одной линии, что указывает на необходимость проведения дополнительных наблюдений для выяснения того, насколько такой компонент реален.
Компоненты v12 — v15 также обнаружены в вариациях профиля только одной линии и без новых наблюдений их реальность не вполне убедительна. В то же время компоненты с подобными короткими периодами обнаружены в вариациях профилей линий в спектрах OBA-звезд, как отмечено во введении статьи, и возможность присутствия таких коротко периодических компонентов в вариациях профилей линий в спектре Z Ori A вполне реальна.
3.2. TESS фотометрия Z OriA
В последнее время стали доступны фотометрические наблюдения Z Ori A на спутнике TESS (Jenkins et al. 2016) в течение 22 дней. Нами был выполнен анализ фотометрической кривой блеска TESS методом CLEAN. На рис. 9
представлена соответствующая периодограмма Фурье-спектра. После исключения из Фурье-спектра гармоник основных компонент, и компонента с периодом Р = 32 d3, большего полного интервала фотометрических наблюдений осталось семь регулярных компонентов с периодами от
0d8 до 13d. В таблице 3 представлены частоты и периоды этих компонентов.
Найденные периоды регулярных компонентов не пересекаются с представленными в таблице 2. В то же время следует отметить что отношение Рб/4 = 292.5 ± 43.6 мин, где Рб — период компонента № 6 в таблице 3. Данное отношение с учетом ошибок совпадает с периодом компонента v1 в таблице 2. Таким образом, можно сделать вывод, что компонент v1 является четвертой гармоникой периода Рб фотометрических вариаций блеска Z Ori A.
В работе Buysschaert et al. (2017) оценен период вращения Z OriA, Prot = 6 d82 ± 0d 18. Удвоенный период 2Р3 = 6d9 ± 1d 1 компонента v3 фотометрических вариаций блеска Z Ori A в таблице 3 соответствует периоду вращения. Можно сделать вывод, что компонент v3 является второй гармоникой периода вращения Z Ori A.
4. МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ZOriA
Все спектры ZOriA были нами получены с использованием анализатора круговой поляризации, что позволяет оценить магнитное поле звезды. Для увеличения точности определения величины параметра Стокса V были использованы последовательные наблюдения с разными углами поворота четвертьволновой пластинки (подробнее см. раздел 2).
Для определения величины продольного компонента магнитного поля, усредненного по диску звезды (эффективного магнитного поля Be) использовались два способа:
1) модифицированный метод Бэбкока, основанный на измерениях сдвигов центров тяжести (centers of gravity (cog)) поляризованных по кругу компонентов линий (Borra and Landstreet 1973) и
2) метод регрессии, основанный на исследовании круговой поляризации спектральных линий (Hubrig et al. 2014) с использованием стандартного соотношения:
V 1
Oese
Актес2 " I d\
А <1Лв,.
(2)
где — эффективный фактор Ланде линии. А — ее длина волны, е — заряд, а те — масса электрона. I — неполяризованная интенсивность линии. Производная вычисляется численно.
Значение величин Be, полученных методами центра тяжести (B^og) и регрессии (B^egr) и соответствующие стандартные отклонения представлены в таблице 4.
Величины магнитного поля, измеренные с помощью методов центра тяжести и регрессии, для стандарта нуля 68 Eri соответственно составляют 6 ± 6 Гс и 4 ± 20 Гс, а для стандарта поля 7 Equ — -876 ± 24 Гс и -790 ± 24 Гс. Полученные нами оценки поля 7 Equ согласуются с хорошо известными значениями поля этой звезды с периодом вращения свыше 100 лет (см., например, Romanyuk et al. 2020, Savanov et al. 2020).
5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
5.1. Влияние инструментальных эффектов и атмосферной переменности на вариации профилей линий
Весьма важен вопрос, насколько найденные регулярные компоненты вариаций профилей в спектре ZOriA могут быть связаны с инструментальными эффектами и, в том числе, с колебаниями как самого телескопа, так и приемника излучения. Анализ большого массива наблюдений на БТА показал, что колебания самого телескопа скорее всего нерегулярны и происходят на шкалах времени, не совпадающими с обнаруженными нами периодами (подробнее о причинах позиционных нестабильностей БТА можно найти, например, в работе Klochkova et al. (2008)). Что касается инструментального дрейфа спектральных линий, рассмотренного в пункте 2.2, то анализ вариаций лучевой скорости, представленных на рис. 4, показал, что после устранения тренда в вариациях Vrad присутствует маргинальный (уровень значимости а > 0.01 период около 100 мин, не совпадающий ни с одним из периодов, представленных в таблице 2.
Отметим также, что согласие найденных нами периодов вариаций профилей линий в спектре ZOriA с полученными в работе Dushin et al. (2012) с использованием другого спектрографа НЭС с другим набором собственных колебаний, также свидетельствует о реальности этих периодов. Набор частот и периодов вариаций профилей, полученных при анализе профилей линий разных OBA-звезд (см. ссылки в разделе 1) существенно различен, что говорит об отсутствии связи детектированных в настоящей работе периодов вариаций профилей с конкретными особенностями используемых инструментов.
Следует также отметить, что некоторый вклад в вариации профилей линий в спектре звезды может, в принципе, внести спорадическое изменение размера турбулентного диска звезды из-за атмосферных флуктуаций. Однако трудно ожидать, что
Таблица 4. Результаты измерения магнитного поля ( ОпЛ. Курсивом выделено значение Бе, превышающее по абсолютной величине три стандартных отклонения
Ns р MJD ßfgr, G G Ns р MJD ßfgr, Gs В™8, Gs
1 58533.871185 25 ±27 395 ±412 19 58533.927805 1 ±40 -251 ±227
2 58533.874302 -37 ±37 -367 ±227 20 58533.930952 32 ±42 322 ±557
3 58533.877414 -20 ±33 53 ±428 21 58533.934098 41 ±47 86 ±335
4 58533.880552 59 ±39 -237 ±281 22 58533.937295 84 ±59 172 ±306
5 58533.883676 76 ±36 213 ±253 23 58533.940417 55 ±39 282 ±251
6 58533.886807 1 ±35 -92 ±376 24 58533.943532 8 ±40 380 ± 248
7 58533.889951 -75 ±52 -399 ±202 25 58533.946645 -30 ±52 -208 ±283
8 58533.893081 57 ±45 -445 ± 379 26 58533.949758 11 ±48 46 ± 474
9 58533.896201 -74 ± 35 -76 ±214 27 58533.952883 69 ±49 -311 ±229
10 58533.899666 -23 ±32 296 ±218 28 58533.956042 34 ±41 77 ±400
11 58533.902778 0 ± 32 61 ± 317 29 58533.959181 46 ±65 — 107 ± 190
12 58533.905909 76 ±42 -429 ±234 33 58533.978202 38 ±38 164 ±272
13 58533.909030 9 ±30 -301 ±310 34 58533.981368 -9 ±36 -143 ±258
14 58533.912160 8 ±36 90 ± 328 35 58533.984533 — 17 ± 42 94 ±429
15 58533.915272 7 ±46 355 ±325 36 58533.987713 -77 ±33 344 ± 240
16 58533.918423 -48 ±42 340 ±259 37 58533.990886 —4 ± 51 —24 ± 312
17 58533.921567 -32 ±31 -100 ±228 38 58533.994065 -43 ±43 -325 ±250
18 58533.924699 123 ± 31 — 100 ± 231 - - - -
вариации профилей линий, вызванные влиянием атмосферных флуктуаций будут сколь-либо регулярными. В то же время влияние таких флуктуаций на нерегулярные вариации профилей полностью исключить нельзя, что следует учитывать при анализе.
Некоторый вклад в вариации профилей линий в спектре звезды могут вносить атмосферных флуктуации (например, et а1. 2020с). При использовании резателя изображений, как в нашем случае, данный эффект минимизируется.
5.2. Магнитное поле £ ОпЛ
Зависимость эффективного магнитного поля Бе, полученного в настоящей работе от времени наблюдения представлена на рис. 10. Среднеквадратичное магнитное поле {Б) для метода регрессии составляет 49 Гс, а для метода центра тяжести — 254 Гс.
Согласно измерениям магнитного поля £ Оп Л в работе Bouгet et а1. (2008) его величина составляет
50—100 Гс. Dushin et al. (2012) получили значение Bl = 20 ± 100 Гс. В работе Blazere et al. (2015) измерены значения продольного компонента Bi для обоих компонентов Aa и Ab Z Ori A. Для компонента Aa значения Bi меняются от -27 Гс до -72 Гс, а для компонента Ab — от -126 Гс до 174 Гс.
Полученные нами значения Be близки к измеренным в работе Blazere et al. (2015). Вопрос о принадлежности полученных значений эффективного поля компонентам Aa или Ab остается открытым.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В настоящей работе исследованы вариации профилей линий в спектре двойной звезды Z Ori A с временным разрешением 2—3 мин по спек-трополяриметрическим наблюдениям на БТА со спектрографом ОЗСП. Обнаружены регулярные компоненты вариаций профилей с периодами около 89—295 минут. Возможно присутствие коротко-периодических вариаций в интервале периодов 10—20 минут. Измерено магнитное поле ZOriA. Полученное в настоящей работе методом регрессии
150 ■ 100-1 о 50 ■ "iм , '„ 11 .1
'•VirttT I
-50 ■ i "i 11
-100 ■ \ К
0.26 0.28 0.30 0.32 0.34 0.36 hjd-2458534, day
Рис. 10. Зависимость эффективного магнитного поля Be Z OriA от времени. Красным прямоугольником с барами ошибок показано среднеквадратичное значение эффективного магнитного поля по всем выполненным наблюдениям. Черными сплошными линиями показаны значения для этого значения.
значение среднеквадратичного магнитного поля Be = 49 Гс согласуется с измерениями других авторов.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы статьи выражают благодарность Д.О.Кудрявцеву за наблюдения Z OriA. Также авторы признательны И. И. Романюку за советы и рекомендации, способствующие улучшению текста статьи.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
АХ, АМ, МК и АК благодарны поддержке грантом РФФИ 19-02-00311 А за поддержку. ИЯ выражает благодарность проекту № 19-32-60007 РФФИ за поддержку настоящей работы. Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации (включая соглашение No. 05.619.21.0016, уникальный идентификатор проекта RFMEFI61919X0016).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.A. A. Batrakov, A. F. Kholtygin, S. Fabrika, and
A. Valeev, ASP Conf. Ser. 518, 153 (2019).
2. A. A. Batrakov, A. F. Kholtygin, S. Hubrig, et al., in
Proc. conf. on Stars and their Variability Observed from Space, Vienna, 2019, Ed. by C. Neiner, W. W. Weiss, D. Baade, et al. (University of Vienna, 2020), p. 163.
3. A. Beauchamp and F. Wesemael, Astrophys. J. 496 (1),
395(1998).
4. A. Blazere, C. Neiner, A. Tkachenko, et al., Astron. and
Astrophys. 582, A110 (2015).
5. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 185,
L139(1973).
6. J. C. Bouret, J. F. Donati, F. Martins, et al., Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 389 (1), 75 (2008).
7. I. Brott, S. E. de Mink, M. Cantiello, et al., Astron. and
Astrophys. 530, A115 (2011).
8. B. Buysschaert, C. Neiner, N. D. Richardson, et al.,
Astron. and Astrophys. 602, A91 (2017).
9. G. A. Chountonov, in Proc. conf. on Spectroscopic
Methods in Modern Astrophysics, Moscow, Russia, 2006, Ed. by L. Mashonkina and M. Sachkov (2007), pp. 336-349.
10. G. A. Chountonov, Astrophysical Bulletin 71 (4), 489 (2016).
11. V. V. Dushin, A. F. Kholtygin, and G. A. Chountonov, Astrophysical Bulletin 67 (1), 67 (2012).
12. V. V. Dushin, A. F. Kholtygin, G. A. Chuntonov, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68 (2), 184 (2013).
13. D. J. Hillier, Astrophys. J. 347, 392 (1989).
14. D. J. Hillier and D. L. Miller, Astrophys. J. 496 (1), 407 (1998).
15. S. Hubrig, I. Ilyin, A. F. Kholtygin, et al., Astronomische Nachrichten 338 (8), 926 (2017).
16. S. Hubrig, M. Scholler, and A. F. Kholtygin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 440 (2), 1779 (2014).
17. C. A. Hummel, T. Rivinius, M. F. Nieva, et al., Astron. and Astrophys. 554, A52 (2013).
18. J. M. Jenkins, J. D. Twicken, S. McCauliff, et al., SPIE Conf. Proc. 9913, 99133E (2016).
19. L. Kaper, H. F. Henrichs, A. W. Fullerton, et al., Astron. and Astrophys. 327, 281 (1997).
20. A. F. Kholtygin, A. A. Batrakov, S. N. Fabrika, et al., Astrophysical Bulletin 73 (4), 471 (2018).
21. A. F. Kholtygin, A. A. Batrakov, S. N. Fabrika, et al., Astrophysical Bulletin 75 (3), 278 (2020a).
22. A. F. Kholtygin, S. Hubrig, V. V. Dushin, et al., ASP Conf. Ser. 510,299(2017).
23. A. F. Kholtygin, N. P. Ikonnikova, A. V. Dodin, and O. A. Tsiopa, Astronomy Letters 46 (3), 168 (2020b).
24. A. F. Kholtygin, A. V. Moiseeva, I. A. Yakunin, and S. Hubrig, Astrophysical Bulletin 75 (3), 284 (2020c).
25. A. F. Kholtygin, D. N. Monin, A. E. Surkov, and S. N. Fabrika, Astronomy Letters 29, 175 (2003).
26. V. G. Klochkova, V. E. Panchuk, M. V. Yushkin, and D. S. Nasonov, Astrophysical Bulletin 63 (4), 386 (2008).
27. N. A. Kudryashova and A. F. Kholtygin, Astronomy Reports 45 (4), 287(2001).
28. D. O. Kudryavtsev, in Proc. Int. Meeting on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Special Astrophysical Observatory of Russian AS, 1999, Ed. by Y. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Special Astrophysical Observatory of Russian AS, 2000), p. 84.
29. A. A. Pamyatnykh, Acta Astronomica 49, 119 (1999).
30. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
31. D. H. Roberts, J. Lehar, and J. W. Dreher, Astron. J. 93,968(1987).
32. 1.1. Romanyuk, A. V. Moiseeva, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 75 (3), 294 (2020).
33. I. S. Savanov, I. I. Romanyuk, and E. S. Dmitrienko, Astron. Tsirkulyar, No. 1647, 1 (2020).
34. E. A. Semenko, 1.1. Romanyuk, E. S. Semenova, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 384 (2017).
35. O. Tsiopa, A. Batrakov, and A. Kholtygin, Astron. J. Azerbaijan 15,20(2020).
36. V. V. Vityazev, Analiz neravnomernyih ryadov (SPbSU Press, St. Petersburg, 2001) [in Russian].
37. E. Zari, A. G. A. Brown, and P. T. de Zeeuw, Astron. and Astrophys. 628, A123 (2019).
Super-Fast Line-Profile Variability in the Spectra of OBA Stars. IV: Z Ori A
A. F. Kholtygin1, M. S.Kurdoyakova1, A. V. Moiseeva2, I. A. Yakunin2, A. E. Kostenkov2, and
G. M. Karataeva2
1 St. Petersburg State University, St. Petersburg, 199034 Russia 2Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
The present study continues the investigation of the super-fast variability of line profiles in the spectra of stars of early spectral types. We studied the line-profile variability in the spectrum of the binary (O9.7Ib+B0III) star Z OriA using the MSS spectrograph of the 6-m BTA telescope based on observations carried out on February 19, 2019. Short-period regular variations of the hydrogen Balmer lines and He I lines with periods from 89 to 295 minutes were found. The presence of short-period variations in the period interval of 10—20 minutes is also possible. An analysis of the stellar brightness variations from observations by the TESS satellite showed the presence of seven regular components, one of which is probably the second harmonic of the rotation period of the main component of the Aa star Z Ori A. The magnetic field of the star was determined for the whole series of observations. The longitudinal component of the root-mean-square magnetic field measured by the regression method over the whole observation period is 49 G.
Keywords: stars: early-type, variability, pulsations, line profiles: individual: Z OriA
