CC BY
37
УДК 524.35-327
Звезды с различающимися величинами v sin i, определенными по линиям Ca II Л 3933 A и Mg II Л 4481 A.
О ° 1
III. Звезды с v sin i (Л 3933 A) < v sin i (Л 4481 A^
© 2013 Ю. Зверко1*, И. Илиев2, И. Романюк3,
И. Барзова2, Д. Кудрявцев3, И. Статева2, E. Семенко3
1Институт теоретической физики и астрофизики, Университет Масарика, Брно, 601 77 Чехия 2Институт Астрономии, НАО Рожен, София, 1784 Болгария 3Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
Вращение звезды играет важную роль в ее эволюции, физических условиях в атмосфере и проявляется в ее спектре. Мы проанализировали спектры с высоким разрешением и отношением S/N девяти звезд, для которых их проекции лучевой скорости на луч зрения, определенные по линии Ca II Л 3933 A, значительно ниже, чем скорости, определенные по линии Mg II Л 4481 A. Используя опубликованные результаты uvbyp-фотометрии и вычисленные синтетические спектры, мы определили эффективные температуры и ускорения силы тяжести. Сравнивая наблюдаемые профили указанных двух линий с вычисленными, мы определили величины v sin i. Одна из звезд, HD 44783, является Ве-звездой, в которой наряду с узкими абсорбциями в спектре, образованном в околозвездной оболочке, имеются также и линии межзвёздного происхождения. Также мы нашли указания на существование околозвездной среды в спектре HD 25152. В спектрах остальных семи звезд узкие компоненты в линии Ca IIЛ 3933 A, также как и узкие абсорбции в линиях Na I Л 5889.951 A (D1^ Л 5895.924 A (D2) имеют межзвёздное происхождение. В спектре HD 114376 существуют две системы межзвёздных компонент, что указывает на существование двух разных межзвёздных облаков в направлении на звезду. В спектре HD 138527 были обнаружены признаки существования компаньона, излучение которого вносит 15% в общий блеск системы.
Ключевые слова: звёзды: химически пекулярные—звёзды: вращение
1. ВВЕДЕНИЕ
В предыдущих двух статьях этой серии (Зверко и др. [1, 2]) мы занимались кратными
звездами HD2913 и HD 90569, у которых v sin i (Call Л 3933 À) > v sin i (MgII Л 4481 À). Мы показали, что оба объекта имеют сложный спектр, состоящий из спектров звезды B9.5V и ранней F-звезды Главной последовательности. В спектре последней имеются некоторые указания на двойственность, не подтвержденные, однако, до настоящего времени. В этой статье мы исследуем спектры девяти звезд, у которых
v sin i (Call Л 3933 À) < v sin i (MgII Л 4481 À). Они перечислены в Таблице 1.
'По спектроскопическим наблюдениям, полученным в НАО Рожен, САО РАН и обсерватории Ондржеёв, и по открытому архиву ELODIE.
E-mail: zve@ta3.sk
2. НАБЛЮДЕНИЯ. МЕТОД
Мы получили ПЗС-спектры в Национальной Астрономической обсерватории в Рожене Болгария (НАО) и Специальной астрофизической обсерватории РАН, Нижний Архыз, Россия (САО). Спектры НАО были получены с матрицей Photometries AT200 CD 1024x1024 px в третьем порядке куде-спектрографа 2-м телескопа системы Ричи-Кретьена с разрешением R = 22 000. Область для Ca II бралась от Л 3898 A до Л 3967 A, а для MgII — от Л4447 A до Л4550 A. Для обработки этих спектров использовались стандартные процедуры IRAF. Спектры САО получены на 6-м телескопе БТА на эшелле-спектрометре НЭС, оборудованном матрицей ПЗС 2048x2048 px [3], с разрешением R = 43 000 в спектральной области ЛЛ 4226—5654 A и на Основном звездном спектрографе (ОЗСП), оборудованном зееманов-ским анализатором и камерой 2048x2048 px, при разрешении R = 15 000 в спектральной области
Таблица 1. Список звёзд
HD HR Спектр v sin , км/ с RV, км/с Примечания
Ca II [15] Mg II [18]
25152 1234 АО V 50 250 -20var v sin i = 68 км/с
44783 2300 B8Vn 65 300 3var Ве-звезда
45563 2347 B9V ?SiSr 50 125 42 v sin i = 80 км/с
53744 2669 B9V 160 350 — 16var? v sin i = 280 км/с
113797 4943 B9V ?Рес 0 175 -13var
114376 4967 B7III 0 125 —6var ADS 8805BC, двойная?
136849 5718 B9Vn 180 350 -7 SB v sin i = 260 км/с
138527 5770 B9V 0 175 — 18var
188485 7601 АО III 95 150 —8var
Таблица 2. Список спектров HD 25152 и измеренные наблюдаемые параметры
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/ с RV (star), км/ с
MSS 5075.5770 Mgll A 4481 Á 600 -9.0 ±0.4
NAO 4844.3134 Mgll A 4481 Á 255 -24.9 ±0.6
NAO 4844.3473 Cali A 3933 Á 125 27 0.37 0.2 ± 0.6 —23.5 ±1.5
NAO 5788.5671 Nal DI A5889Á 180 94 0.25 10.5 ± 0.1 —0.2 ± 8
Nal D2 A 5895 Á 83 0.24
NAO 5789.5684 Nal DI A5889Á 260 96 0.24 10.1 ±0.3 0.0 ±12
Nal D2 A 5895 Á 87 0.23
ЛЛ 4453—4695 A. Для обработки спектров САО были использованы пакет программ ZEEMAN, основанный на процедурах ESO MIDAS [4] и пакет REDUCE [5].
Для вычислений синтетического спектра, детальных профилей линий Ca II Л 3933 A и Mg II Л 4481 A и для вычисления содержания элементов путем сравнения с наблюдаемыми линиями использовалась программа SYNSPEC [6, 7]. ЛТР-модели атмосфер были интерполированы по сетке моделей Кастелли и Куруча [8]. Использовалась база атомных данных VALD [9—12]. Эффективные температуры и ускорение силы тяжести были определены с использованием программ UVBYBETA [13] и TEFFLOGG [14] по данным ubvy^-фотометрии, взятым из базы SIMBAD. Коррекции химического состава, там где они
отмечены, выражены в единицах солнечного содержания.
Относительно низкие величины v sin i, найденные Палмером и др. [15] по линии Ca II Л 3933 A, указывают на возможное присутствие межзвёздных линий. Поэтому, когда было возможно, мы сопоставляли эти данные с новыми 3Э-картами плотности газа межзвездных абсорбций Nal и Ca II в пределах 300 пк, составленными Уэлшем и др. [16].
Лучевые скорости определялись кросс-корре-ляционным методом [17] с использованием синтетического спектра в качестве шаблона.
3. АНАЛИЗ
3.1. HD 25152
HD 25152 (HR1234, HIP18769, V = 6.41, A0V). В литературе можно найти большое ко-
личество величин проекций скоростей вращения. Палмер и др. [15] дают v sin i = 50 км/с по лини Ca II Л 3933 A, Вольф и Престон [18] дают v sin i = 250 км/с по линии Mg II Л 4481 A, а Дворецкий [19] — v sin i = 100 км/с. Хьюб [20] определил семь величин лучевой скорости в пределах RV = —20 ± 4 км/с. Беликов и др. [21] дают RV = —20.4 км/с.
Спектры, полученные в нашей работе, и определенные по ним параметры приведены в Таблице 2, где эквивалентные ширины EW и полуширины FWHM узких межзвёздных линий (обозначены “int”) указаны в колонках 5 и 6 соответственно, а лучевые скорости, определенные по межзвёздной и звездной компоненте — в колонках 7 и 8.
По двум наборам uvby/З-индексов, взятым из SIMBAD, мы вычислили Te = 10 530 К и Te = 10 640 K и logg = 3.94. Формальные ошибки, получаемые по программам UBVUBETA и TEFFLOG, составляют десятки Кельвинов, в то время как реальные ошибки для звезд этой температуры достигают сотен Кельвинов.
Модели атмосферы были интерполированы для Te = 10 580 К и logg = 3.94. Теоретический спектр был вычислен для микротурбулентной скорости £ = 0 км/с и солнечного химсостава, за исключением гелия, магния и кальция, содержания которых были слегка изменены: 0.9, 1.5 и 0.45 солнечного содержания соответственно. Участок спектра в области линии Mg II Л 4481 A показан на Рис. 1а, где продемонстрировано сравнение спектра, полученного на ОЗСП, с синтетическим.
Ширина линии наилучшим образом описывается при проекции скорости вращения v sin i = 127 км/с, как это видно на Рис. 1b, с. Все наблюдаемые спектры на Рис. 1 сдвинуты на величину, соответствующую лучевой скорости, указанной в последней колонке Таблицы 2.
Спектр НАО в области линии Ca II имеет значительное более низкое отношение сигнал/шум, S/N = 125, по сравнению с другими. Несмотря на это, четко видна узкая абсорбция в длинноволновом крыле широкой линии Ca II. У этой абсорбции FWHM = 0.37 A, что указывает на низкое v sin i, а эквивалентная ширина при измерении ниже широкого профиля линии составляет EW = 27 mA. Лучевая скорость этой спектральной детали RV =0 км/с. Параллакс звезды, измеренный спутником Hipparcos, равен 8.74 mas, а в SIMBAD указана величина 8.25 mas, что соответствует расстояниям от 114 до 121 пк. В каталоге BS приведено расстояние 123 пк с примечаниями: “группа Сириуса, поток Большой Медведицы”. Беликов и др. [21] включают эту звезду в комплекс
Per OB2. Таким образом, узкая абсорбция может иметь межзвёздное происхождение. Уэлш и др. [16] дают EW = 34 mA для межзвёздной компоненты в спектре ближайшей звезды HD 24760, которая находится на расстоянии 165 пк. Другие четыре звезды, HD 22780, HD 23180, HD 24131 и HD 24912, находящиеся в пределах 5° от HD 25152, имеют
межзвёздные компоненты с EW от 26 до 119 mA, коррелирующие с расстояниями в пределах от 248 до 543 пк.
Спектр в области дублета линий NaI D1 и D2 показан на Рис. 1d. Синтетический спектр, уширенный вращением до 127 км/с, хорошо
описывает линию гелия Л 5875.6 A. Лучевая скорость звезды, определенная по этой линии, равна нулю. Однако, лучевая скорость дублета RV -10 км/с. Величины FWHM для линий примерно равны 0.24 A, что сравнимо с разрешением наблюдаемого спектра 0.27 A. Средние эквивалентные ширины EW(D1) =95 mA и EW(D2) =85 mA. Две из четырех рассматриваемых выше звезд, HD 22780 и HD 24131, имеют эквивалентные ширины линий Na I D1, D2 130 и 81 mA и 254 и 155 mA соответственно. Эти звезды находятся на расстояниях 248 и 317 пк, а расстояние до HD 25152 составляет 120 пк.
Несмотря на то, что эквивалентные ширины линий Call и NaI у HD25152 соответствуют по силе межзвёздным линиям в спектрах звезд, находящихся в том же направлении и на сравнимых расстояниях, разные лучевые скорости узких компонент линий Ca II и Na I свидетельствуют об их различном происхождении.
Паунзен и др. [22] предлагают два различных критерия, по которым можно сделать выбор между межзвёздным и околозвёздным происхождением. Согласно первому из них, отношение EW(DI)/EW(D2) =2 соответствует оптически тонкой, т.е. межзвёздной, среде, в то время как отношение близкое к единице характерно для околозвездного диска. Для HD 25152 EW(DI)/EW(D2) ~1.1, что указывает скорее на околозвёздное происхождение дублета. Для двух упомянутых выше звезд из работы Уэлша и др. [16] отношение составляет 1.6.
Во втором критерии используется отношение EW(CaII)/EW(NaI D1+D2). Если это отношение значительно больше единицы, линии имеют околозвездное происхождение. Для HD25152 EW(CaII)/EW(NaI D1+D2)-0.15. Для HD 22789 это отношение равно 0.12, и для HD 24131 — 0.18. Согласно этому критерию, линии всех трех звезд не являются околозвездными.
<D
сс
_(В
ф
сс
1.02
1
0.98
0.96
0.94
0.92
0.9
0.88
0.86
4440
4460
4480
4500
4520
4540
ф
сс
ф
сс
Wavelength, Á
Рис. 1. Спектры HD 25152, v sin i = 127 км/с. Здесь и на всех последующих рисунках наблюдаемые спектры смещены по длине волны на соответствующие значения лучевой скорости звезды.
Исобе и др. [23] измерили эквивалентную ширину (равную 0.2 А) широкой межзвёздной диффузной полосы на Л 4430 А в спектре ИЭ 25152.
Хэйлес [24] измерил поляризацию 0.2%, что указывает на присутствие межзвёздной материи в окрестности ИЭ 25152.
Каким бы ни было происхождение узких линий в спектре HD 25152, присутствие узкой линии Ca II приводит к неверному выводу о недооценке величины v sin i, так как у узкой спектральной детали более высокий контраст на фоне окружающего континуума в фотографическом спектре, чем у широкой звездной линии.
Спектрограф HJD 2450000± Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), mÁ RV, км/с Примечания
ELODIE 1896.4386 Wa,W[3 120 9.2 ±1.5 центральная абсорбция
Н7,Ш 9.1 ±1.5 центральное ядро
Mg II region 9.3 ± 0.5 v sin i = 250 км/с
Nal DI, D2 30.4 ±1.0 широкие линии
Nal DI, D2 34/14 0.17/0.15 13.5 ±0.1 узкие линии
NAO 5941.3579 Nal DI, D2 140 16.5 ± 3.1 широкие линии
Nal DI, D2 140 33/17 0.35/0.33 17.2 ±0.2 узкие линии
NES 5281.2781 H/3 144 45.9 ±1.5 центральная абсорбция
Nal DI, D2 148 51.0 ±4.1 широкие линии
Nal DI, D2 148 31/16 0.21/0.17 50.1 ±0.21 узкие линии
3.2. HD 44783 HD 44783 (HR 2300, HIP 30448, V = 6.2, B8Vn). Палмер и др. [15] дают v sin i = 65 км/с по линии Ca II Л 3933 A, Вольф и Престон [18] по Mg II Л 4481 A оценили v sin i = 300 км/с. Хоффлейт и Уоррен [25] указывают на переменную лучевую скорость RV = 3 var км/с.
Спектры, использованные в данной работе, и полученные по ним параметры представлены в Таблице 3. Спектр ELODIE, покрывающий область от Л 4000 A до Л 6800 A, также как и спектр НАО, содержащий линии Нв, показывает профили Бальмеровских линий, типичные для Ве-звезды. Пример профиля линии Нв приведен на Рис. 2а.
Фремат и др. [26] основываясь на том же спектре ELODIE, который теперь общедоступен, определили v sin i = 226 ± 50 км/с, Te = 13 000 ± 1000 К, logg = 3.05 ± 0.15 и спектральный класс B9III. В базе SIMBAD приведены три набора uvby-индексов и четыре величины в-индекса. Все эти величины, однако, сильно подвержены влиянию эмиссий в спектре, как, например, в случае линии Нв, что искажает в-индекс, или профиля линии Ш, который попадает в v-фильтр и влияет на параметры ш\ и ci, являющиеся определяющими при вычислении эффективной температуры и log g. Это вносит неопределенность в определение параметров атмосферы, что отражается также в больших ошибках величин, найденных Фремат и др. [26] Детальный анализ спектра HD 44783 не является целью данной работы. Теперь мы знаем, что Палмер и др. [15] могли основываться на узкой абсорбции при определении величины v sin i.
Мы можем привести дополнительные величины лучевой скорости. Для этой цели мы вычислили синтетический спектр, используя модель атмосферы с Te = 11 000 K и log g = 3.0. Для достижения хорошего согласия мы увеличили микротурбулент-ную скорость до 5 км/с и увеличили содержание натрия и магния в 10 и 3 раза соответственно. На Рис. 2b мы демонстрируем фрагмент спектра в области линий натрия D1 и D2. Эти две линии хорошо описываются при величине скорости v sin i = 125 км/с, что, однако, представляет собой только половину величины, принятой выше. Профиль линии HeI Л 5875 A требует v sin i = 280 км/с, что также видно на Рис. 2b. Такой же разнобой наблюдается и в области линии MgII Л4481 A (на спектре ELODIE), где для линий Fe II пригодной является более низкая скорость вращения, в то время, как для линии
магния Л 4481 A и гелия Л 4471 A скорее подходит v sin i = 250 км/с. Более низкая величина также лучше соответствует и бленде линий HeI, FeII и
Sc II вокруг Л 4923 A, как это показано на Рис. 2а. Наши наблюдения находятся в согласии с рассеянием ±50 км/с, оцененным Фремат и др. [26]. Разногласие величин v sin i, найденных по разным спектральным линиям, отражает сложную структуру этой слабо изученной системы и соответствующие способы формирования спектральных линий.
Центральная эмиссия изменяет не только центральную часть линий На и Нв, существуют также следы центральных эмиссий в профилях линий HeI Л5875 A в спектре НАО (см. Рис. 2б) и
Wavelength, A
Рис. 2. а) Shell-профиль Бальмеровской линии H,3 HD 44783, v sin i = 225 км/с. b) Часть спектра в области линий D1D2. Теллурические линии показаны схематически для идентификации линий в спектре ELODIE. В верхней части панели (b) показан профиль линии He I 5875, а также профиль уширенный до 280 км/с.
MgII Л4481 A. В то время как для слабых линий металлов вполне подходит более низкое значение v sin i = 125 км/с, внешние крылья линий Ш и Н7 требуют для описания v sin i > 300 км/с. Такое разногласие приводит также к соответствующим неопределенностям при нахождении лучевых скоростей. В Таблице 3 мы привели величины лучевых скоростей, определенных разными способами. Величины для Бальмеровских линий определены по центральным пикам, формируемым в околозвезд-ной среде. Эти величины были оценены кросс-корреляционным методом при сравнении наблюдаемого ядра с треугольником, размером и формой повторяющим ядро линии и расположенным на месте ее лабораторной длины волны. Величина в области линии MgII с большим количеством слабых фотосферных линий металлов была определена кросс-корреляционным методом с использованием синтетического спектра.
Несмотря на то, что два типа линий имеют различное происхождение, их лучевые скорости
одинаковые RV = 9.2 км/с, что предполагает око-лозвездное формирование, при котором области с образующейся узкой абсорбцией не расширяются. Широкие линии D1, D2, которые, как мы предполагаем, имеют фотосферное происхождение, имеют существенно другую лучевую скорость, RV = 30 км/с, в спектрах ELODIE. Узкие линии D1, D2 сравнивались с частью синтетического спектра, содержащем только эти две линии натрия. Лучевая скорость дублета, RV = 13.5 км/с, не соответствует ни одному из предыдущих определений. Обилие телуррических линий в спектрах ELODIE делает трудными измерения параметров линий D1, D2. Это особенно видно на линии D2 (см. Рис. 2b). Из-за различий в величинах лучевых скоростей между широким и узким дублетами можно предположить, что узкие линии D1, D2 могут иметь межзвёздное происхождение. Два значения лучевой скорости, найденные в спектрах НАО по широкой и узкой компонентам, составляют
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/с RV (star), км/с
NAO 5588.4400 MgII A4481 Á 141 31.1+0.6
NAO 5587.3905 Call A3933 Á 47 22 0.21 18.2 + 0.6 30.8 + 1.2
NAO 5941.3743 Nal DI 126 25 0.25 21.7 + 0.2 45.5 + 2.7
Nal D2 14 0.24
соответственно 16.5 и 17.2 км/с, поэтому необходимо рассмотреть дополнительные критерии их происхождения, чтобы исключить околозвездное происхождение узких линий.
Мы измерили эквивалентные ширины этих линий, используя метод треугольника. Для спектра ЕЬОЭШ мы определили
EW(D1) = 34 тА, EW(D2) = 14 тА, их отношение равно 2.4;
FWHM(D1) = 0.17 А, FWHM(D2) = 0.15 А
(Я = 0.13 А). Этот спектр, однако, сильно загрязнен теллурическими линиями, что должно быть принято во внимание при измерении параметров. Для спектров НАО мы определили
EW(D1) = 33 тА, EW(D2) =17 тА, отношение составляет 1.9;
FWHM(D1) = 0.35 А, FWHM(D2) = 0.33 А (Я = 0.27 А). В спектре НЭС
EW(D1) = 31 тА, EW(D2) = 16 тА,
отношение составляет 1.9, и
FWHM(D1) = 0.21 А, FWHM(D2) = 0.17 А
(Я = 0.14 А). Согласно критериям, введенным Паунзеном и др. [22], если линия имеет межзвёздное происхождение, то EW(D1)/EW(D2) =2, поэтому эти линии межзвёздные, т.к. условие выполняется для всех трех спектров.
Найденные FWHM слегка превышают теоретическое значение разрешения спектров, поэтому некоторый вклад околозвездной материи из оболочки этой Ве-звезды исключить нельзя, как это видно в левой части линии D1 в спектре НАО
(Рис. 2Ь). Уэлш и др. [16] дают EW ф1) =88 тА для близкой по угловому расстоянию и находящейся на расстоянии 133 пк звезды HD 47839 и EW ф1) = 116 тА, EW^2) = 73 тА для другой близкой звезды HD 43285, находящейся на расстоянии 228 пк. Расстояние до HD 44783 — 348 пк.
3.3. HD 45563
HD 45563 (HR 2347, HIP 30798, V = 6.48, B9V). Палмер и др. [15] дают v sin i = 50 км/с по линии Ca II Л 3933 A, в то время как Вольф и Престон [18] нашли v sin i = 125 км/с по линии MgII Л4481 A. Ройе и др. [27] определили v sin i = 115 км/с, Хоффлейт и Уоррен [25] дают v sin i = 80 км/с и RV = 42 км/с.
Используя четыре набора значений uvby, найденные в SIMBAD, мы определили Te от 10 840 К до 10 910 Ки log g от 4.08 до 4.14. Средние значения Te = 10 890 ± 30 К, log g = 4.10 ± 0.03. Мы вычислили синтетический спектр с этими параметрами и
микротурбулентной скоростью £ = 0 км/с. Для достижения согласия с наблюдаемым спектром в содержание гелия, магния и кальция надо было внести коррекцию на 1.2, 2.5 и 0.6 dex соответственно. Затем мы определили v sin i = 105 км/с. Очень хорошее согласие продемонстрировано на Рис. 3.
Лучевые скорости в области линий D натрия были определены кросс-корреляционным методом. Указанная величина для звезды описывает широкие линии HeI Л 5876 A и D1 и D2. Эти величины для межзвёздных линий были определены с использованием части синтетического спектра, содержащего только узкие линии D1 и D2.
Отношение эквивалентных ширин
EW(D1)/EW(D2) = 1.8,
EW (Ca)/EW (D1+D2) = 0.56
указывает на межзвёздное происхождение узких линий. Уэлш и др. [16] определили эквивалентные ширины 26 mA и 13 mA для D1 и D2 в спектре HD 45563, что находится в превосходном согласии с нашими измерениями — 25 mA и 14 mA для D1 и D2 соответственно.
Wavelength, A
Рис. 3. Спектры HD 45563, v sin i =105 км/с.
3.4. HD53744
HD 53744 (HR 2669, HIP 30798, V = 6.48, B9V). Палмер и др. [15] нашли v sin i = 350 км/с по линиям CaII Л 3933 A, а Вольф и Престон [18] дают v sin i = 160 км/с по линии MgII Л 4481 A. В базе данных SIMBAD приведены два значения v sin i, а именно 297 и 250 км/с. Абт [28] приводит величину 250 км/с, Зорец [29] — 288 км/с.
Хоффлейт и Уоррен [25] отмечают возможную переменность лучевой скорости.
Спектры САО (со спектрографов ОЗСП и НЭС) и НАО приведены в Таблице 5.
Два независимых сета наблюдений в uvby/3, приведенные в SIMBAD, описываются одинаковыми индексами, из которых следует Te = 11630 ± 40 K, logg = 3.56 ± 0.02. При такой модели атмосферы и нулевой микротурбулентной скорости величину содержания магния надо уве-
1.02
1
.4? 0.98
(Л
J 0.96
■- 0.94
Ф
á 0.92
CS
0.88
0.86
4465 4470 4475 4480 4485 4490 4495
1.05
1
0.95
іл 0.9
с
S
.1 0.85
О)
>
te 0.8
ф
СС
0.75
0.7
0.65
5870 5880 5890 5900 5910 5920 5930
Wavelength A
Рис. 4. HD 53744, v sin i = 280 км/с. Для ясности, на панели (b) спектры смещены по относительной интенсивности.
Таблица 5. Список спектров HD 53744
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/ с RV (star), км/с
MSS 5282.2736 MgII A4481 Á 400 -19.2 + 2.1
NAO 5588.4400 MgII A4481 Á 140 -21.6 + 3.0
NAO 5941.3743 Nal DI 126 56 0.26 10.3 + 0.1 -7.0+ 7.6
Nal D2 32 0.28
NES 5281.3071 Nal DI 180 56 0.20 43.7 + 0.1 -26.7 + 1.4
Nal D2 33 0.20
1 I I' |1 ' 11|
He I
(b)
SAO NES NAO 5941.374 synthetic
личить в 3.3 раза по сравнению с солнечным, а содержание гелия — в 1.1 раза. В этом случае v sin i = 280 км/с. На Рис. 4a, b приведено сравнение наблюдаемых спектров с вычисленными. Примечательно отсутствие (можно допустить наличие слабых указаний на присутствие) линии HeI Л 5875 A на спектрах НЭС. Глубины и эквивалентные ширины линий D1 и D2 соответствуют более высокому разрешению эшелле-спектров. Остав-
шиеся узкие абсорбции являются теллурическими линиями. Согласно критерию Паунзена и др. [22] отношение EW(D1)/EW(D2) = 1.7, таким образом линии имеют межзвёздное происхождение, что не противоречит расстоянию 289 пк, полученному параллаксу, взятому из базы данных VizieR.
Лучевая скорость в спектре НАО
Н^ 2455941.374 определена по линии Неї Л5875 А, а лучевая скорость в спектре НЭС —
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/ с RV (star), км/с
MSS 5281.4931 MgII A4481 Á -14.2 ±0.5
NAO 4925.3160 MgII A4481 Á 341 -24.1 ±0.8
NAO 4999.3602 MgII A4481 Á 362 -18.6 ±0.5
NAO 5316.3669 MgII A4481 Á 217 -17.5 ±0.7
NAO 4925.3579 Cali A3933 Á 184 10 0.18 -10.8 + 0.9 -17.7 ± 1.3
NAO 4999.3148 Cali A3933 Á 252 13 0.18 -9.8 ±0.8 -17.2 ± 1.6
NAO 5787.2573 Nal DI 234 12 0.26 -8.6 ±0.3 -21.3 ± 15.5
Nal D2 234 5 0.24
по линии Нв. Смущает разница между лучевыми скоростями, определенными по линиям D1 и D2 по спектрам НЭС и НАО. Если они имеют одинаковое происхождение и нет оснований предполагать что-нибудь еще, эти лучевые скорости должны соответствовать друг другу в пределах ошибок. Теллурические линии, видимые на спектрах НЭС, находятся в положении, соответствующем RV =1.5 км/с, что согласуется с барицентрической коррекцией, примененной к спектру, — RV =1.8 км/с. Это подтверждает корректность шкалы длин волн.
3.5. HD113797
HD 113797 (14 CVn, HR 4943, HIP 63901,
V = 5.25, B9V), Палмер и др. [15] определили v sin i = 0 км/с по линии Ca II Л 3933 A, а Вольф и Престон [18] дают v sin i = 175 км/с по линии Mg II Л 4481 A. Хоффлейт и Уорррен [25] дают v sin i = 175 км/с. В SIMBAD приведены три величины v sin i от 54 до 152 км/с, лучевые скорости от 22 до 8 км/с и переменность блеска в фильтре V от 5m 10 до 5m22.
По двум идентичным сетам uvbyв-фотометрии, приведенной в SIMBAD, мы определили Te = 11200 К и log g = 4.16 Модель атмосферы с этими параметрами использовалась для вычисления синтетического спектра. Величина микротурбулентной скорости была взята равной 0, а химический состав слегка скорректирован следующим образом: гелий — 1.1, натрий — 3, магний — 2.2, кальций — 0.6, титан и железо — 1.2 солнечного содержания. Это хорошо подтверждается на Рис. 5а, где показано сравнение спектра, полученного на ОЗСП, с теоретическим. Прекрасное согласие наблюдаемого спектра с
проекцией лучевой скорости v sin i = 140 км/с приведено на Рис. 5b, где в увеличенном масштабе приведен участок спектра НАО в районе линии MgII. Слабая узкая абсорбция четко видна справа от центра широкой линии Ca II на Рис. 5с, так же как и узкие линии D1, D2 на Рис. 5d.
Наши определения эквивалентной ширины линий Ca II и D1, D2 приведены в Таблице 6 и показывают межзвёздное происхождение этих линий, так как EW(D1)/EW(D2) =2.4 и EW(Ca II)/EW(D1D2) =0.7, что согласуется с данными Уэлша и др. [16]: EW(D1) =13 mA, EW (D2) = 7 mA, EW(CaII) =14 mA. Эти данные указывают на расстояние до звезды 87 пк, в то время как по параллаксу, взятому из SIMBAD, расстояние равно 105 пк. Близкие величины лучевых скоростей узких компонент также указывают на их общее межзвёздное происхождение.
,3.6. HD 114,376
HD 114376 (15CVn, HR4967, ADS8805BC, HIP64217, V = 6.28, B7III). Палмер и др. [15] определили v sin i = 0 км/с по линиям Ca II Л 3933 A, а Вольф и Престон[18] дают v sin i = 125 км/с по линии MgII Л 4481 A. В SIMBAD v sin i = 115 км/с, а Хоффлейт и Варрен [25] дают v sin i = 125 км/с. HD 114376 является кратной системой с визуальным компонентом HR4971, который находится на расстоянии 284" 4, однако не участвует в общем собственном движении. Хоффлейт и Уоррен [25] отмечают “Двойная?, компонент С 11.2 на расстоянии 1" ” и приводят список четырех определений лучевой скорости от —8.0 до +1.0 км/с.
Wavelength, А
Рис. 5. Спектры HD 113797, v sin i = 140 км/с.
Пять сетов стремгреновской фотометрии, опубликованных в SIMBAD и VizieR, показывают различающиеся величины logg. В SIMBAD присутствуют три сета uvbye-фотометрии. Хотя эффективные температуры находятся в пределах от 14 030 К до 14 230 К, оставаясь в хорошем согласии, ускорения силы тяжести принимают значения logg = 3.53 и 3.54 (VizieR) и 3.77, 3.79 и 4.03. Средние величины Te = 14 100 ± 60 К,
logg = 3.73 ± 0.02. В Таблице 7 мы приводим список наблюдаемых и измеряемых величин. Наилучшее совпадение теоретических и наблюдаемых спектров достигается при v sin i = 120 км/с.
Спектр показывает несколько заметных особенностей. Одна касается профиля линии HeI Л 4471 A. В линии имеется дополнительная абсорбция в фиолетовой половине профиля, которая не может быть удовлетворительно описана синтети-
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/с RV (star), км/ с
MSS 5281.4812 MgII A4481 Á -3.1 + 1.7
NAO 4926.4194 MgII A4481 Á 262 -9.5 + 0.3
NAO 4998.3591 MgII A4481 Á 266 -9.0 + 0.3
NAO 5262.4973 MgII A4481 Á 136 -15.4 + 0.5
NAO 4926.3793 Cali A3933 Á( 1) 144 19 0.26 -33.2 + 3.0 -9.5 + 2.0
NAO Cali A3933 Á(2) 5 0.26 —8.7 + 3.0
NAO 4998.3206 Cali A3933 Á 127 18 0.20 -33.8 + 2.0 -9.2 + 2.0
NAO Cali A3933 Á 5 0.20 -10.4 + 2.0
NAO 5787.2690 Nal Dl/D2(l) 184 23/11 0.21/0.20 -35.4 + 0.3 -14.5 + 3.5
NAO Nal Dl/D2(2) 25/12 0.23/0.21 -5.3 + 0.3
ческим спектром. Эта особенность хорошо видна как на спектре ОЗСП, так и на трех спектрах НАО (Рис. 6а и 6Ь соответственно).
Существенным для ИЭ 114376 является появление двух четко разделенных узких абсорбций, или двух систем (в Таблице 7, колонка 3, обозначены как (1) и (2) у линий Э1 и Э2). Двойная узкая абсорбция, хотя и слегка блендированная,
видна также и в линии Са II Л 3933 А. Разделение между двумя системами Э1 и Э2 составляет 30 км/с, оцененное разделение между двумя системами Са II — примерно 24 км/с. Лучевые скорости узких линий определялись кросс-корреляционным методом. Для линий Ыа Э был использован синтетический спектр, неуширенный вращением. Для линии СаП использовался простой треугольный профиль с FWHM = 0.2 А для фиолетовой компоненты и FWHM = 0.4 А для красной компоненты.
Согласно отношению EW(D1/D2) =2.1, обе системы линий Э1, Э2 имеют межзвёздное происхождение. Согласно второму критерию EW(Са)/EW(Э1+Э2), обе системы такжеимеют межзвёздное происхождение при соответствующих соотношениях 0.54 и 0.14. Таким образом, мы наблюдаем два межзвёздных облака в направлении на ИЭ 114376.
ИЭ 114376 находится на расстоянии 350 пк. В списке Уэлш и др. [16] не приводятся близкие звезды на сравнимых расстояниях.
3.7. ИВ 136849 ИЭ136849 (50 Воо, ИН5718, ШР75178,
V = 5.37, В9Уп), Палмер и др. [15] определили
v sin i = 180 км/с по линии Ca II Л 3933 A, а Вольф и Престон [18] приводят v sin i = 350 км/с по линии MgII Л4481 A. Хоффлейт и Уоррен [25] дают v sin i = 260 км/с. Звезда спектрально-двойная. Адамс [30] обнаружил переменность лучевой скорости этой звезды по трем призменным спектрам, полученным на Маунт Вилсон. Фрост и др. [31] приводят пять величин лучевой скорости, измеренных по призменным спектрам Йеркской обсерватории, и комментируют: “линии определенно двойные” с расщеплением линий, соответствующим величинам —83.1 и +88.0 км/с. Макалистер и др. [32] внесли эту двойную в список звезд, для которых методами спекл-интерферометрии получен отрицательный результат.
Из uvbyв-фотометрии, взятой из SIMBAD, мы определили Te = 10 970 К и log g = 4.25. При мик-ротурбулентной скорости, равной нулю, и содержании магния и кальция 2.5 и 0.5 солнечного соответственно, мы получили наилучшее согласие для линии MgII Л4481 A в спектрах ELODIE и НАО, а также для линии Ca II Л 3933 A в спектрах НАО при величине v sin i = 220 км/с. Это хорошо видно на Рис. 7a, b.
Слабая и узкая особенность с FWHM от 0.10 до 0.22 A около центра линии Ca II Л 3933 A видна на всех спектрах НАО, где имеется область с линией кальция. Ее эквивалентная ширина имеет величину от 4 до 6 mA. HD 136849 удалена на расстояние 80 пк. Ближайшая к ней звезда HD 138749 находится на расстоянии 95 пк и имеет EW (Ca) = 7 mil, измеренную Уэлшем и др. [16].
_(С
ф
сс
Ф
СС
'w
с
Ф
Wavelength, А
Рис. 6. Спектры HD 114376, v sin i = 120 км/с. На панелях (с) и (d) видны две системы межзвездных линий.
я
<1)
сс
1.05
1
0.95
0.9
0.85
0.8
0.75
He I '
synthetic
observed
(c)
0.7 5865
5870
5875
5880 5885
Wavelength, Á
5890
5895
5900
Рис. 7. Спектры HD 136849, v sin i = 220 км/с. Наблюдаемые, как и соответствующие смоделированные спектры, на которых присутствует область Ca II, совмещены с узкими (межзвёздными) особенностями.
Найденные величины указывают на межзвёздное происхождение, тем не менее лучевые скорости это не подтверждают, так как их величины меняются от —6.6 до —22.2 км/с.
Величины лучевой скорости звезды приведены в последней колонке Таблицы 8. Значения, полученные по спектру ЕЬОЭШ, определены по участку
ЛЛ 4440—4550 А — в той же области, которая перекрывается спектрами НАО для линии MgII. В качестве шаблона использовался теоретический спектр.
Разногласия также существуют и между интенсивностью линии MgII Л4481 А и интенсивно-
стями более слабых линий MgII ЛЛ 4390, 4434, 4436.5,4534.3,4740 и 5264 А, которые имеют более высокий потенциал возбуждения и для которых надо уменьшить содержание до 0.4 по сравнению с солнечным для лучшего согласия.
Примечательной является протяженная абсорбция в синей части профиля линии СаП в спектре НАО, полученном в ШЭ 2454925.447, что может указывать, как отмечено в предыдущем параграфе, на сложный спектр спектральнодвойной. Спектр НАО ШЭ 2454925.479, полученный в ту же дату, не показывает признаков
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/ с RV (star), км/с
ELODIE 3149.4238 4200-6800 Á 299 +0.8+ 0.2
Nal Dl, D2 58/20 0.19/0.14 -12.8 + 0.1
NAO 4925.4787 MgII A4481 Á 278 -19.3 + 1.1
NAO 4996.5018 MgII A4481 Á 172 -4.3+ 1.4
NAO 4997.4378 MgII A4481 Á 340 -4.3 + 1.0
NAO 4925.4472 Cali A3933Á 115 5 0.18 -19.7 + 0.9 -26.5 + 1.8
NAO 4996.5396 Cali A3933Á 86 4 0.10 -12.4 + 1.5 -4.9 + 2.6
NAO 4997.3956 Cali A3933Á 174 5 0.24 —6.7 +1.3 -8.2 + 2.1
NAO 5791.3025 Cali A3933Á 126 6 0.22 -22.2 + 0.9 -1.4 + 2.3
подобного уширения профиля линии MgII, что демонстрируется на Рис. 7a.
Происхождение узкой линии Ca II 3933 и линий D1, D2 межзвёздное, так как
EW(D1)/EW(D2) = 58/20 = 2.9,
EW (Ca)/ EW (D1+D2) = 5/78 = 0.06.
3.8. HD 138527
HD 138527 (12т2 Ser, HR5770, HIP76069,
V = 6.22, B9V), Палмер и др. [15] определили v sin i = 0 км/с по линии Ca II Л 3933 A, а Вольф и Престон [18] дают v sin i = 175 км/с по линии MgII Л4481 A. Хоффлейт и Уоррен [25] нашли переменную лучевую скорость RV = —18 км/с, а Стикланд и Вехерби [33] приводят две величины: —18.1 и —26.5 км/с. Макалистер и др. [32] внесли эту двойную в список звезд, для которых методами спекл-интерферометрии получен отрицательный результат.
Три сета uvbyß-фотометрии позволили найти средние величины Te = 11 200 Ки log g = 4.08. Для построения модели атмосферы с этими параметрами мы должны, во-первых, уменьшить содержания гелия, магния, титана и железа, т.е. тех элементов, которые находятся в области линии
MgII Л4481 A, до 0.9, 0.55, 0.4 и 0.3 солнечного содержания соответственно. Это напоминает особенности, характерные для звезд типа Л Boo. Однако относительно высокая эффективная температура и рассеяние результатов измерений лучевых скоростей свидетельствуют скорее о двойной природе звезды. В этом случае свет от спутника
двойной приведет к уменьшению интенсивностей спектральных линий без уменьшения содержаний, необходимых для описания наблюдаемого спектра. Мы вычислили синтетический спектр с нормальными содержаниями и понизили его на фактор 0.85, предполагая таким образом, что вклад спутника составляет 15% от общего блеска двойной. В результате мы получили прекрасное согласие с с наблюдаемым спектром. Это показано на Рис. 8а, где пониженный синтетический спектр обозначен как “synthetic 2.” Наилучшее согласие достигается при v sin i = 135 км/с. Часть спектра в области линии MgII Л4481 A, полученная на НЭС, показана на Рис. 8b. При нормальном содержании магния и при v sin i = 135 км/с уменьшение глубины линий составляет 0.8. На Рис. 8с показана область около линии Ca II Л 3933 A. То же значение v sin i и содержание кальция, уменьшенное до 0.4, приводит к наилучшему согласию, когда спектр понижен на фактор 0.85. Надо помнить, однако, что наряду с уменьшением величины содержания должен понизиться и фактор, уменьшающий светимость первичного компонента (это означает увеличение доли “главного компонента” в общем блеске двойной). Отношение блеска компонентов двойной должно быть зафиксировано другими индикаторами, например, такими как линии различных химических элементов в случае, показанном на Рис. 8a. Характерными являются слабые узкие особенности, близкие к центру широкой линии Ca II Л 3933 A. На Рис. 8d показана область линий Na D1, D2. В данном случае вычисленный спектр плохо описывает наблюдаемый. Несмотря на то, что принятая величина v sin i приемлема, звездные линии D1, D2 описываются, безусловно, неудовлетворитель-
Wavelength, Á
Рис. 8. Спектры HD 138527, v sin i = 135 км/с. На панели (a) “synthetic1” показывает спектр с пониженным содержанием, “synthetic2” показывает спектр с нормальным содержанием но с пониженной в 0.85 раз относительной интенсивностью. На панели (b) наблюдаемые спектры совмещены с лучевыми скоростями узких абсорбций.
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/ с RV (star), км/с
NES 4964.3010 MgII A4481 Á 160 -17.6 + 0.6
NAO 4998.3980 MgII A4481 Á 217 -18.0 + 0.7
NAO 5314.3419 MgII A4481 Á 141 -23.4 + 1.2
NAO 4998.4372 Cali A3933Á 110 4 0.14 -22.5 + 1.0 -23.4 + 1.7
NAO 5314.3871 Cali A3933Á 59 5 0.14 -17.6 + 0.7 -17.9 + 2.0
NAO 5790.3176 Cali A3933Á 60 6 0.18 -23.1+0.8 -6.3 + 2.8
NAO 5787.2832 Nal DI 233 57 0.21 -20.6 + 0.1 -15.2 + 6.5
Nal D2 39 0.23
Таблица 10. Список спектров HD 188485.
Спектрограф HJD 2450000+ Область S/N EW(int), mÁ FWHM(int), Á RV(int), км/с RV (star), км/ с
NAO 5407.3641 MgII A4481 Á 180 -7.7+ 0.6
NAO 5407.3895 Cali A3933 Á 98 10 0.14 -25 + 2.0 -13.5+1.1
NES 5109.3345 Nal A5890Á 150 34 0.16 —1.6 + 0.5 -2.6+17
10 0.15 —1.6 + 0.5
но, так же как и наблюдаемый профиль линии HeI Л 5875 A, который глубже и асимметричен. Эти наблюдения могут указывать на присутствие вторичного компонента в этом спектре.
Отношения
EW(D1)/EW(D2) = 1.5,
EW (Ca)/EW (D1+D2) = 1
указывают на межзвёздное происхождение натрия и узких линий кальция. Уэлш и др. [16] измерили
EW (Ca) = 8 mA, что согласуется с нашими измерениями.
3.9. HD188845
HD 188485 (HR7601, HIP97961, V = 5.52, A0III). Палмер и др. [15] по линии CaII Л3933 A определили v sin i = 95 км/с, а Вольф и Престон [18] нашли v sin i = 150 км/с по линии MgII Л4481 A. Хоффлейт и Уоррен [25] отмечают переменность лучевой скорости, а в SIMBAD
приведены семь величин в пределах от —11.0 до —2.0 км/с.
Используя три набора uvby/З-индексов, приведенных в SIMBAD, мы определили Te = 10 580 К, logg = 4.03. В работе Ву и др. [34] были определены Te = 10 124 ± 186 К, logg = 3.93 ± 0.08. С нулевой микротурбулентностью линии гелия находятся в дефиците, 0.6 солнечного содержания, содержание магния должно быть увеличено в 3 раза для достижения наилучшего согласия с линией MgII Л 4481 A, линии железа лучше описываются при увеличении содержания в 1.5 раза. Сравнение наблюдаемого спектра НАО с синтетическим в области линии MgII приведено на Рис. 9a. В области кальция содержания магния, кремния и кальция должны быть уменьшены до 0.8, 0.3 и 0.9 относительно солнечного соответственно. Близкие окрестности линии Ca II Л 3933 A показаны на Рис. 9b, где помимо профиля кальциевой линии с v sin i = 115 км/с около центра звездной линии видны слабые узкие особенности.
В области линий NaI D1, D2 натрий должен быть уменьшен по крайней мере до 0.2 солнечного содержания. Спектр НЭС в этой области
(Л
с
в
с
м
а)
ОС
_ГО
а)
ОС
_ГО
а)
ОС
1.1
1.05
1
0.95
0.9
0.85
0.8
0.75
- He I 1 - observed synthetic (c) fPj D rww | 1
5870 5875 5880 5885 5890
Wavelength, Á
5895
5900
Рис. 9. Спектры HD 188485, v sin i = 115 км/с. Вертикальные черты на панели (с) показывают максимальный сдвиг по длине волны для формальной погрешности радиальной скорости, ±17 км/с.
загрязнен теллурическими линиями, но это не мешает надежной идентификации узких межзвёздных линий Ш и 02. На их ожидаемом месте видна некая депрессия, но скорее всего это результат блендирования теллурическими линиями.
Согласно критерию EW(01)/EW(02) = 3.4, а также EW(Ca)/EW(D1+D2) =0.23 линии имеют межзвёздное происхождение. Звезда удалена на144пк, EW(Ca) =10 тА. Уэлш и др. [16] для близкой по угловому расстоянию звезды НО 187811, удаленной на 190 пк, дают EW(Ca) =14 тА. Однако, разница в лучевых скоростях, определенных по узкой линии кальция и по дублету 01, 02, гигантская.
Найденные величины лучевой скорости звезды приведена в последней колонке Таблицы 10, она находится в согласии с данными, взятыми из
SIMBAD. Большая формальная ошибка, определенная по спектру НЭС в области Ыа1, является следствием загрязнения спектра теллурическими
линиями, а реальная ошибка может быть меньше. На Рис. 9 видно отличное согласие синтетического профиля линии Не1 Л 5875 А с наблюдаемым при использовании величины НУ = —2.6 км/с, в то время как сдвиг, близкий к 17 км/с, отмеченный вертикальными барами, согласуется плохо.
HD v sin i, км/ с Расстояние, ПК 1, град. ь, град. Спектр D1/D2 Ca/(D1+D2) Происхождение
25152 127 120 160 -12 NAOCa 0.15 межзвёздное
NAO Na 1.1 околозвёздное
44783 125/280 348 282 -2 NAO Na 1.9 Ве-звезда
ELODIE 2.4 межзв.+околозв. ?
NES Na 1.9 межзвёздное
45563 105 160 208 -4 NAOCa 0.56 межзвёздное
NAO Na 1.8 межзвёздное
53744 250 290 189 + 16 NAOCa 0.22 межзвёздное
NAO Na 1.7 межзвёздное
NES Na 1.7 межзвёздное
113797 140 105 104 +80 NAOCa 0.68 межзвёздное
NAO Na 2.4 межзвёздное
114376 120 350 105 +78 NAOCa(l) 0.56 межзвёздное
NAO Ca (2) 0.22 межзвёздное
NAO Na (1) 2.1 межзвёздное
NAO Na (2) 2.1 межзвёздное
136849 220 80 52 +57 NAOCa 0.06 межзвёздное
ELODIE 2.9 межзвёздное
138527 135 140 24 +51 NAOCa 0.05 межзвёздное
NAO Na 1.5 межзвёздное
188485 115 144 62 -2 NAOCa 0.23 межзвёздное
NAO Na 3.4 межзвёздное
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы исследовали спектры девяти звезд, для которых опубликованные проекции скоростей вращения, определенные по линии Са II Л 3933 А, оказались заметно меньшими, чем найденные по линии MgII Л4481 А. Список звезд сформирован благодаря удачному совпадению с задачами другого проекта и не представляет из себя никакой физической, кинематической или динамической группы. Разница между рассматриваемыми ширинами линий слишком большая, чтобы быть следствием какого-то недостатка в наблюдениях или обработке данных. При анализе спектров были найдены узкие абсорбции не только в области линии СаП Л 3933 А, но также и в области
дублета Ыа! 01, 02 на Л 5890 А. Мы просуммировали основные результаты в Таблице 11, где
критерии для межзвёздного/околозвездного происхождения, т.е. отношения эквивалентных ширин
01 к 02 и Са II Л 3933 А к 01+02, приведены в колонках 7 и 8 соответственно. За исключением двух звезд, Н0 25152 и Н0 44783, в спектрах остальных семи узкие абсорбционные особенности
в линиях Са II Л 3933 А и Ыа I Л 5890 А без сомнения имеют межзвёздное происхождение. Отношение EW(Ca)/EW(01+02) (колонка 8) для этих семи звезд меньше или значительно меньше единицы, что подтверждает межзвёздное происхождение этих линий. Отношение EW(01)/EW(02) (колонка 7) больше единицы, что исключает су-
ществование околозвездного диска для них. У Н0 138527 это отношение равно 1.5, что хотя и остается существенно больше единицы, но на эту величину может оказывать влияние возможный вторичный компаньон двойной, что детально обсуждалось в Разделе 3.8. Н0 44783 является Ве-звездой с околозвездной оболочкой. Даже несмотря на то, что отношение EW (01)/ EW (02) для этой звезды больше 2, профили линий 01, 02 предполагают наличие околозвездной компоненты, Раздел 3.2. В случае Н0 25152 применение указанных двух критериев приводит к различным результатам. В то время как отношение EW(Ca)/EW(D1+D2) =0.15 без сомнений указывает на межзвёздное происхождение, согласно отношению EW(01)/EW(02) = 1.1 эти линии сформировались целиком в околозвездном окружении. Как обсуждалось в Разделе 3.1 эта звезда является членом звездного комплекса, что может проявиться в ее спектре.
Колонки 3, 4, 5 в Таблице 11 показывают, что межзвездные линии могут присутствовать не только в спектрах удаленных звезд, находящихся на низких галактических широтах, но также и в близких ярких звездах на расстояниях до 100 пк даже на высоких галактических широтах, например, у Н0 113797, Н0 136849 или Н0 138527.
В целом большинство звезд нашей выборки имеют обычный химический состав. Коррекция содержания в 3—0.3 раза была проведена для достижения наилучшего согласия наблюдаемых и теоретических спектров, она не превышает обычное рассеяние.
В колонке 2 Таблицы 11 приведены величины проекции лучевой скорости, найденные в настоящей работе.
ПРИМЕЧАНИЕ ПРИ КОРРЕКТУРЕ
Новые спектры НАО звезды Н0 53744 в
областях линий Ca II Л 3933 А и NaI 01, 02 подтверждают межзвездное происхождение узких компонент, поскольку EW(D1)/EW(D2) = 1.8 и EW(Ca)/EW(01+02) =0.6. Лучевые скорости межзвездных компонент Ca II Л 3933 А в даты НЛ0 2456292.5649 и НЛ0 2456294.5258 составляют +8.1 ± 0.3 кт/э и +7.8 ± 0.2 кт/э соответственно. Для межзвездных компонент линий 01 и
02 в даты НЛ0 2456292.5356 и НЛ0 2456294.4972 скорости равны +12.9 ± 0.1 км/с и 12.3 ± 0.1 км/с. Лучевые скорости звезды, полученные по широкой линии Ca II Л 3933 А, составляют —5.6 ± 4.5 км/с и —7.8 ± 9.5 км/с для НЛ0 2456292.5649 и НЛ0 2456294.5258 соответственно.
БЛАГОДАРНОСТИ
При проведении этого исследования использовались база данных SIMBAD (CDS, Страсбург, Франция) и база атомных данных VALD, (Венский университет, Австрия). Работа выполнена при частичной финансовой поддержке грантов Болгарского Национального Научного Фонда (DO 02-85, DO 02-362), гранта Института астрономии для поддержки наблюдений (ИИ, ИС, ИБ), а также гранта Российского Фонда Фундаментальных Исследований (12-02-0009) программы Президиума РАН “Эволюция звезд и галактик” (ИР, ДК, ЕС). ЮЗ благодарит Р. Комзика за поддержку программного обеспечения и Институт астрономии Словацкой академии наук за предоставление компьютерного и инструментального оборудования.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. J. Zverko, J. Ziznovsky, I. Iliev, et al., Astrophysical Bulletin 66,325(2011).
2. J. Zverko, I. Iliev, I. Romanyuk, et al., Astrophysical Bulletin 67,57 (2012).
3. V. Panchuk, V. Klochkova, M. Yushkin, and I. Najdenov, Journ. Opt. Technology 76, 87 (2009).
4. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).
5. N. E. Piskunov and J. A. Valenti, Astronom. and Astrophys. 385, 1095 (2002).
6. I. Hubeny, T. Lanz, and C. S. Jeffery, Newsletter on Analysis of Astronomical Spectra 20 (1994).
7. J. Krticka, PhD Thesis (Masaryk University, Brno, 1998).
8. F. Castelli and R. L. Kurucz, ASP Conf. Ser. 288, A20 (2003).
9. N. E. Piskunov, F. Kupka, T. A. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 112, 525 (1995).
10. T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, F. Kupka, and W. W. Weiss, Baltic Astronomy 6, 244 (1997).
11. F Kupka, N. E. Piskunov, T. A. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119 (1999).
12. F. Kupka, T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, et al., Baltic Astronomy 9, 590 (2000).
13. T. Moon and M. M. Dworetsky, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 217, 782 (1985).
14. B. Smalley and M. M. Dworetsky, Astronom. and Astrophys. 293,446(1995).
15. D. R. Palmer, E. N. Walker, D. H. P. Jones, and R. E. Wallis, R. Obs. Bull. 135, 385 (1968).
16. B. Y. Welsh, R. Lallement, J.-L. Vergely, and
S. Raimond, Astronom. and Astrophys. 510, A54 (2010).
17. J. Zverko, J. Ziznovsky, Z. Mikulasek, and I. Kh. Iliev, Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso 37, 49 (2007).
18. S. C. Wolff and G. W. Preston, Astrophys. J. Suppl. 37, 371 (1978).
19. M. M. Dworetsky, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 28, 101 (1974).
20. D. P. Hube, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 72, 233(1970).
21. A. N. Belikov, N. V. Kharchenko, A. E. Piskunov, et al., Astronom. and Astrophys. 384, 145 (2002).
22. E. Paunzen, U. Heiter, I. Kh. Iliev, et al., Recent Res. Devel. Astronom. and Astrophys. 1,1, (2003).
23. S. Isobe, G. Sasaki, and Y. Norimoto, Publ. Astronom. Soc. Japan 38, 511 (1986).
24. C. Heiles, Astronom. J. ll9, 923 (2000).
25. D. Hoffleit and J. H. Warren, Jr., The Bright Star Catalogue, 5th ed. (Astron. Data Center, NSSDC/ADC, 1991).
26. Y. Fremat, C. Neiner, A.-M. Hubert, et al., Astronom. and Astrophys. 451, 1053(2006).
27. F Royer, J. Zorec, and A. E. Gomez, Astronom. and Astrophys. 463,671 (2007).
28. H. A. Abt, H. Levato, and M. Grosso, Astrophys. J. 573, 359 (2002).
29. J. Zorec and F. Royer, Astronom. and Astrophys. 537, A120 (2012).
30. W. S. Adams, Astrophys. J. 35, 163 (1912).
31. E. B. Frost, S. B. Barret, and O. Struve, Astrophys. J. 126,64(1926).
32. H. McAlister, W.I. Hartkopf, and D.I. Hutter, Astronom. J. 93, 183 (198l).
33. D. J. Stickland and J. Weatherby, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 57, 55 (1984).
34. Y. Wu, H. P. Singh, P. Prugniel, et al., Astronom. and Astrophys. 525, l1 (2011).
Stars with Discrepant v sin i as Derived from the Call A 3933 Aand MgII A 4481 A Lines.
III. The Stars with v sin i (A 3933 A) < v sin i (A 4481 A)
J. Zverko, I. Iliev, I. Romanyuk, I. Barzova, D. Kudryavtsev, I. Stateva, E. Semenko
The axial rotation of a star plays an important role in its evolution, physical conditions in its atmosphere and the appearance of its spectrum. We analyzed the CCD spectra of nine stars for which the projected rotational velocity derived from the Ca II line at A 3933 A was remarkably lower than the one derived from the Mg II line at A 4481 A. We derived the effective temperatures and surface gravities using the published uvbyp photometries, and computed the synthetic spectra. Comparing the observed line profiles of the two lines with the computed ones, we estimated the values of v sin i. One of the stars, HD 44783, is a Be-star which, besides the narrow absorptions in the spectrum originating in its circumstellar envelope, also has lines of interstellar origin. We also found indications of circumstellar matter in the spectrum of HD 25152.
In the spectra of the remaining seven stars the narrow components in the Ca II A 3933 A line as well as narrow absorptions in the NaI A5889.951 A (D1) and HD 114376 there are two systems of interstellar components, thus disclosing two different interstellar clouds in the direction of the star. In the spectrum of HD 138527 signs of a possible companion were detected, the emission of which contributes 15% to the total light of the system.
Keywords: stars: chemically peculiar—stars: rotation
