CC BY
21
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 2, с. 215-224
УДК 524.35-327
ЗВЕЗДЫ С РАЗЛИЧАЮЩИМИСЯ ВЕЛИЧИНАМИ v sin i, ОПРЕДЕЛЕННЫМИ ПО ЛИНИЯМ Ca II Л 3933 A и MgII Л 4481 A.
О !
V. HD 182255 и HD214923 — SPB-ЗВЕЗДЫ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ1
2016 Ю. Зверко1, И. Романюк2, И. Илиев3, Д.Кудрявцев2, И. Статева3, Е. Семенко2
1Институт астрономии, Татранска Ломница, 05960 Словакия 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 3Национальная астрономическая обсерватория «Рожен», София, 1784 Болгария Поступила в редакцию 02 Ноября 2015 года; принята в печать 14 Марта 2016 года
Осевое вращение звезды играет важную роль в ее эволюции, влияет на физические условия в ее атмосфере и на вид ее спектра. Мы проанализировали ПЗС-спектры двух звезд, у которых проекции скорости вращения, полученные по линиям Ca II Л3933 A и MgII Л4481 A, значительно отличаются. Мы оценили проекцию скорости вращения HD 182255 как 15.5 кмс-1, хотя ширины линий в разных спектрах этой звезды могут соответствовать значениям до 28.5 кмс-1. Мы нашли, что линия He I Л 4471.498 A смещена в длинноволновую область спектра на 0.046 A, указывая таким образом на присутствие изотопа 3HeI в атмосфере этой звезды с отношением 3He:4He от 0.2 до 0.6. Мы также обнаружили абсорбционную особенность в месте расположения запрещенной линии He I Л 4470.02 A. Линии MgII и C II, возникающие на более высоких возбужденных уровнях, отсутствуют в спектрах HD 182255. Для HD 214923 мы определили значение проекции скорости вращения v sin i = 165 кмс-1 по профилям линий металлов и Ca II Л 3933 A, тогда как для линий гелия больше подходит значение v sin i« 130 кмс-1. По результатам анализа лучевых скоростей мы получили три длинных периода порядка 105, 34 и 15 дней, а также короткий период, составляющий около 22 часов, что близко к значению пульсационного периода, приведенного ранее в литературе.
Ключевые слова: звезды: химически пекулярные —звезды: вращение —звезды: индивидуальные: HD182255, HD 214923
1. ВВЕДЕНИЕ
В данной серии работ мы исследуем спектры звезд классов светимости III—V, для которых значения проекций скоростей вращения сильно отличаются в зависимости от того, какие спектральные линии использовались для их определения. В четырех предыдущих статьях мы проанализировали 14 из 24 звезд B7—A0 в списке. В работе [1] мы исследовали двойную звезду HD 2913 (ADS 449A) и впервые выявили спектральные линии ее вторичного компонента. В работе [2] мы изучили HD 90569, у которой исторические значения лучевых скоростей говорят о том, что звезда является очень долгопериодической двойной; мы
'По спектроскопическим наблюдениям на 6-м телескопе САО РАН и на 2-м телескопе Болгарской национальной астрономической обсерватории, а также по данным публичных архивов спектрографов ELODIE и SOFIE.
также подтвердили ее статус химически пекулярной звезды. В работе [3] мы исследовали звезды, у которых значения v sin i, измеренные по линии CaII-K, в целом меньше, чем те, что измерены по линии MgII. Низкое значение проекции скорости вращения, полученной по CaII-K, было связано с присутствием в линии межзвездной компоненты. В работе [4] мы проанализировали спектры трех звезд. У первой звезды, HD 8837, присутствуют линии оболочки, которые ответственны за низкое значение v sin i; две другие звезды, HD 47964 и HD 183986, являются двойными. В случае двойных звезд различие значений v sin i связано, в основном, с наложением спектров компонентов.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
ПЗС-спектры были получены в Национальной астрономической обсерватории (НАО) в Рожене, Болгария, и в Специальной астрофизической обсерватории РАН (САО), Нижний Архыз, Россия.
Спектры НАО с разрешением R = 22 GGG были получены с матрицей Photometries AT200CCD размером 1G24 x 1G24 пиксела в третьем порядке куде-спектрографа 2-м телескопа системы Ричи—Кретьена—куде. Область Ca II простирается от S898 до S967 A, а область MgII — от 4447 до 4550 A. Для обработки спектров использовались стандартные процедуры пакета IRAF 2. Спектры САО были получены на 6-метровом телескопе БТА с помощью либо эшелле-спектрометра НЭС, оборудованного камерой ПЗС 2G48 x 2G48 пикселов [5], дающей разрешение R = 4З GGG в спектральном диапазоне 4226—5654 A, либо с помощью Основного звездного спектрографа (ОЗСП), оборудованного зеемановским анализатором и камерой ПЗС 2G48 x 2G48 пикселов, с разрешением R = 15 GGG в спектральном диапазоне 445S—4695 A. Для обработки спектров САО использовались контекст ZEEMAN, основанный на наборе процедур ESO MIDAS [6], и пакет REDUCE [7]. Кадры ОЗСП содержат две спектрограммы с круговой поляризацией, которые могут быть сложены для повышения отношения S/N в случае отсутствия магнитного поля в звезде. Также использовались спектры из архивов ELODIE и SOFIE, находящиеся в открытом доступе.
Для вычислений синтетических спектров, детальных профилей линий и для определения содержания элементов путем сравнения с наблюдаемыми линиями была использована программа SYNSPEC [8, 9]. ЛТР-модели атмосфер были интерполированы по сетке моделей Кастелли и Куру-ча [10]. Данные по атомным линиям были взяты из баз VALD [11-14], NIST [15] и работы [16].
Значения эффективных температур и ускорений сил тяжести на поверхности были получены с использованием программ UVBYBETA [17] и TEFFLOGG [18] по данным uvbyß, взятым из SIMBAD. Поправки содержания элементов там, где они указаны, выражены относительно солнечного химического состава [19].
Лучевые скорости были определены методом кросс-корреляции [20] либо с использованием синтетических спектров, либо, в случаях, когда имелись дополнительные спектры, например, спектры
НАО в области Ca II Л З9ЗЗ A, с использованием суммарных спектров в качестве шаблона.
2IRAF распространяется Национальной обсерваторией оптической астрономии (NOAO), управляемой Ассоциацией университетов для исследований в астрономии (AURA) в рамках совместного соглашения с Национальным научным фондом США (NSF).
3. АНАЛИЗ 3.1. HD182255
HD 182255 (V377 Vul=HR 7358=HIP 95260; B6III, V = 5.19) является хорошо изученной, медленно пульсирующей звездой класса B в двойной системе. Проекция скорости вращения v sin i, по оценкам Палмера и др. [21], полученным по линии
Ca II Л 3933 A, составляет 75 км с-1, а согласно Вольффу и Престону [22], которые использовали
линию MgII Л4481 A, она составляет 25 кмс-1. Дэй [23] приводит v sin i = 16 кмс-1, а Слеттебак получил 45 км с-1 [24].
Хоффлайт и Варрен [25] указывают на переменную лучевую скорость со средним значением — 12 кмс-1 в каталоге ярких звезд. Вольфф [26] получил среднюю лучевую скорость —24 кмс-1 по восьми значениям, меняющимся в внутри интервала в 15 кмс-1 с периодом P < 15 дней. Дюкс и др. [27] нашли орбитальный период величиной около одного года по спектроскопическим данным и три пульсационных частоты величиной около одного дня. Валчак и др. [28] провели самый детальный анализ, по результатам которого были найдены две доминантные пульсационные частоты.
Глаголевский и др. [29] исследовали HD 182255 как быстро осциллирующую Ap-звезду (roAp-звез-да) и нашли, что спектральная переменность
центральных интенсивностей Ш и HeI Л 4026 A связана с вращением звезды, и включили ее в список звезд, бедных гелием. Воклер и др. [30, 31] описали распределение гелия и кремния по поверхности звезды, а Дюкс и др. [27] показали, что химический состав звезды нормален для B-звезд на главной последовательности.
Используемые спектры перечислены в таблице 1.
3.1.1. Физические параметры, синтетические спектры
Значения эффективных температур и ускорений сил тяжести на поверхности, определенные разными авторами, распределены в относительно узком интервале. Фитцпатрик и Масса [32] получили Teff = 14 650 K и lg g = 4.19, Моленда и Полу-бек [33] приводят Teff = 14 355 K, lg g = 4.24, а Зорек и др. [34] дают Teff = 15 350 ± 850 K.
Пользуясь индексами uvby/З из баз SIMBAD и VizieR, мы получили Teff = 14 380 K и lg g = 4.17. При значении микротурбулентности, равном £ = 0 кмс-1, мы аппроксимировали линии HeI Л4471 A и MgII Л4481 A в спектре ОЗСП, немного увеличив содержание гелия и магния (в 1.1 и 2.5 раза соответственно).
ЗВЕЗДЫ С РАЗЛИЧАЮЩИМИСЯ v sin i. V Таблица 1. Список спектров и измеренные лучевые скорости HD 182255
Спектр HJD 2450000+ S/N RV, км Комментарий Спектр HJD 2450000+ S/N RV, км с-1
ELODIE 2541.2929 100 -5.4 ± 1.9 EL(1), H & металлы NAO 6465.4502 95 -29.5 + 0.4
2541.3276 151 -5.9 ± 1.8 EL(2) 6466.4513 90 -28.0 + 0.5
2962.3485 512 +7.1 ± 1.4 EL(3) 6468.4461 80 -27.4 + 0.5
MSS 5021.3125 890 -28.9 + 0.2 область 4481 Á 6494.5109 95 -36.6 + 0.4
NES 4964.3520 180 -28.2 + 0.2 металлы 6527.4218 100 -36.0 + 0.4
NAO 6412.4818 95 -24.0 + 0.6 Ca II-K 6528.4388 95 -35.5 + 0.4
6437.4935 95 -26.2 + 0.3 6613.1966 115 -26.7 + 0.3
Wavelength, А
Рис. 1. Профили линии MgII А4481 A и их аппроксимация различными значениями v sin i в спектрах HD 182255.
Помимо линии Mg II Л 4481 A, линии Mg II, возникающие на уровнях 2p64p (9.996 eV), также демонстрируют повышенное содержание магния, тогда как линии с уровней 2p64d и 2p64f (11.569 eV) отсутствуют во всех наших спектрах. Нужно отметить отсутствие четырех линий C II между 4735 и 4748 A, существующих на уровне 2s2p (13.715 eV), тогда как две линии около 3920 A, имеющиеся на уровне 2s23p, две линии на 4267 A с уровня 2s23d и две линии около 6580 A, появляющиеся на уровне 2s23s (14.449 eV), присутствуют. В спектрах НАО также отсутствует линия He I Л 3926 A.
3.1.2. Проекция скорости вращения
Прежде всего, сравнивая наблюдаемые спектры ОЗСП и ELODIE с очень высокими отношениями S/N с вычисленным спектром, мы получили оценку v sin i = 28.5 км с-1. При этом остальные наблюдаемые спектры можно аппроксимировать гораздо меньшими значениями. Для профилей линий на двух других спектрах ELODIE под-
ходит значение v sin i = 22 км с 1, тогда как для спектра НЭС лучшей оценкой является значение v sin i = 15.5 км с-1 (см. рис. 1).
Вместе с тем звезда является спектральной переменной. Глаголевский и др. [29] исследовали ее как запятненную CP-звезду, профили линий которой варьируются по мере вращения звезды. Они нашли, что центральные интенсивности линий Ш и
HeI Л 4026 A переменны; также было обнаружено, что интенсивность линий кремния Si II Л 4128 и Л 4130 A варьируется с периодом P = 1d26, что соответствует частоте f2 = 0.8923/d, приведенной в работе Дюкса и др. [27]. Возникновение переменности спектральных линий из-за вращения приводит к деформации профилей, и в зависимости от сложности структуры поверхности запятненной звезды, ширины и глубины линий могут меняться.
Меняющийся профиль Ca II Л 3933 A показан на рис. 2 в серии спектров НАО. Здесь показаны отдельные профили, а также средний спектр, полученный путем сложения индивидуальных. Фаза, вычисленная по эфемериде Глаголевского и др. [29], показана слева от каждого спектра, а его HJD 2450000+ приводится справа. Различия между отдельными спектрами очевидны; самое заметное из них — разность между двумя спектрами на близких фазах 0.990 и 0.032. Кальций тем не менее обычно не создает пятнистой структуры на поверхности CP-звезды, поэтому в данном случае могут играть роль факторы помимо переменности, связанной с вращением. Аналогично в порядке эксперимента мы сравнили вариации профилей с двумя самыми вероятными частотами на предмет фазовых корреляций, а также с пульсационной и суммарной частотами, однако ни с одной из частот связь не обнаружена. Тем не менее такой анализ возможен с большим количеством спектров Ca II, а
6412.4818
1
0.8 0.6 0.4 0.2 0 -0.2 -0.4
3932.5 3933 3933.5 3934 3934.5 39
Wavelength, А
Рис. 2. Линия Ca II А 3933 A в спектре HD 182255. Для каждого спектра указаны фазы вращения (слева) и HJD 2450000+ (справа). Пунктирными линиями показаны наблюдаемые спектры, сплошными — суммарный спектр.
- 2.2
. 2.9 "' ^-""""""ешое-з .
/.-.<■'—"""""ÍLODIE-2 -
. 4.1 ' ч_//f elodie-1 .
- 2.7 ""' NES -
Ф \ I \ // Computed - -
£= Ф "О "О s Observed .......
-Q
£ , , ,
+ ' ELODIE NES MSS + □ О "
+ + + *
Ф + " fí................. _____________________ ? ................1....- .............' Ф Ф
-ф □ + □ Ф + , +
4468 4469 4470 4471 4472 4473 4474 44 Wavelength, А
Рис. 3. Изотопный сдвиг линии He I А 4471 A у HD 182255. Наблюдаемые спектры сдвинуты на величину лучевой скорости, измеренной в области MgII (с доминирующей линией Mg II А 4481 A). Слева отмечены изотопные сдвиги в км с-1.
также с лучшим фазовым покрытием и отношением Б/М.
3.1.3. Линия Не IX 4471 А
При исследовании спектров около М^ II X 4481 А мы обнаружили различие между лучевыми скоростями, определенными по Не1 X 4471 А и по MgII X 4481 А, которое присутствует на всех спектрах данной области и варьируется от +2.2 до +4.1 км с-1 (см рис. 3). Сдвиг линий гелия в более длинноволновую область указывает на наличие изотопа 3Не в атмосфере звезды. Фрэд и др. [35] вычислили сдвиги линий 3Не относительно линий, возникающих в 4Не. Линии, возникающие в синглетных термах, демонстрируют большие сдвиги, чем линии, возникающие в триплетных термах, тогда как наклон линии регрессии прямо пропорционален отношению 3Не: (3Не+4Не). Мы исследовали двенадцать линий Не1 между 4000 и
0.25 0.2 0.15 0.1 0.05 0
-0.05
0.05 0.1 0.15 0.2 0.25 0.3 0.35 0.4 0.45
А 180
Рис. 4. Корреляция между вычисленными и наблюдаемыми сдвигами линий 3Не и 4Не в спектре НЭ 182255.
6700 А: семь синглетов и пять триплетов. Линии и их вычисленные и наблюдаемые сдвиги перечислены в таблице 2, а корреляция между вычисленными и наблюдаемыми сдвигами Д;80 и Доъв показана на рис. 4. Линия регрессии задается выражением Доъв = 0.009(±0.020) + 0.291(±0.091)Д1зо, которое приводит к соотношению 3Не: 4Не от 0.2 до 0.6. Несмотря на сильный разброс значений, особенно для линий синглетных термов (рис. 4), мы делаем вывод, что в атмосфере НЭ 182255 присутствует по крайней мере некоторое количество 3Не.
Кроме того, в районе запрещенной линии Не1 X 4470.02 А на рис. 3 явно видна особенность. Запрещенные линии возникают в очень разреженном газе, что явно не подходит для случая гиганта класса Б6Ш; мы предполагаем наличие протяженной атмосферы — возможного продукта пульсаций и наличия компаньона в двойной системе.
3.2. HD 214923
HD 214923 (С Peg = HR 8634 = HIP 112029; B8V, V = 3.40) является двойной звездой с ярким компонентом ADS 16182A и более слабым (на 8m9) компонентом на расстоянии 64'!3. В каталоге ярких звезд [25] отмечена переменная лучевая скорость +7 км с-1, а в базе SIMBAD приводится шесть значений между 4.0 и 10.2 км с-1. Гебель [36] обнаружил, что С Peg является малоамплитудной, медленно пульсирующей звездой класса B, осциллирующей в нерадиальной д-моде с периодом P & 0d95633. Будучи очень яркой, эта звезда была часто использована в качестве стандартной звезды во многих исследованиях.
Мы включили эту звезду в наши исследования из-за различий в значениях v sin i, оцененных по двум разным спектральным линиям, а именно: Палмер и др. [21] получили v sin i = 180 км с-1 по
Таблица 2. Наблюдаемые сдвиги линий He I у HD 182255
Линия, Á ^iso) Á Aobs,Á Терм
EL(1) EL(2) EL(3) НЭС ОЗСП
4009.256 0.240 0.139 0.242 0.241 S
4026.191 0.087 0.020 0.030 0.032 T
4120.815 0.087 0.041 0.068 0.034 T
4143.761 0.250 0.144 0.160 0.144 S
4387.930 0.268 0.149 0.146 0.149 0.111 S
4437.551 0.272 0.080 0.087 0.087 0.090 0.077 S
4471.480 0.085 0.061 0.061 0.061 0.040 0.030 T
4713.146 0.084 0.028 0.020 0.069 -0.002 T
4921.931 0.311 0.079 0.077 0.049 0.056 S
5015.678 0.183 -0.010 -0.017 -0.040 -0.010 S
5047.739 0.321 0.035 0.029 -0.010 0.069 S
5875.621 0.062 -0.002 -0.008 -0.024 T
Таблица 3. Список спектров и измеренных лучевых скоростей HD 214923
Спектр HJD S/N RV, Спектр HJD S/N RV,
Комментарий Комментарий
2450000+ KM 2450000+ км с-1
ELODIE 0292.5192 14 -6.3 + 4.1 На-Ш NAO 6494.5698 85 + 12.0 + 3.5
1779.4527 408 -1.4 + 0.6 H, Mg, Не 6527.5376 157 -17.2 + 2.7
2245.2417 220 +29.5 + 1.4 H, Mg, Не 6528.5360 137 +0.7 + 4.1
3320.3978 199 +27.7+1.6 Н, Mg, Не 6586.3048 101 (+20) +4.5
MSS 5075.4517 1600 +9.2 + 0.5 6587.3545 97
6972.2188 254 +8.2 + 0.6 6588.3271 103 +4.2 + 3.7
6972.2236 225 + 10.8 + 0.6 6613.2306 150 + 16.8 + 3.1
6973.2660 384 +6.9 + 0.5 6640.2256 300 -0.9 + 5.8
NES 5109.3604 226 + 10.2 + 2.5 Н, Не 6641.2089 263 + 18.4 + 3.3
NAO 6468.5463 144 +22.5 + 6.5 6642.2075 181 + 12.4 + 3.4
линии Ca II Л 3933 A, тогда как Вольфф и Престон [22] приводят значение v sin i = 125 км с-1, полученное по линии Mg II Л 4481 A. Помимо
спектров, перечисленных в таблице 3, мы также использовали четырнадцать спектров из архива
SOFIE.
,3.2.1. Физические параметры, синтетические спектры
Значения эффективных температур и ускорений сил тяжести на поверхности, определенные в разных источниках, приведены в таблице 4. Меже-сье [37] получил значение эффективной температуры с помощью UBV- и uvby-фотометрии и отношений интенсивностей линии Si II к Si III, тогда как
ЗВЕРКО и др. Таблица 4. Teff и lg g из литературы и в данной работе
Метод Те ff,K lg g Источник
UBV, uvby, Si Il/Si III 12000 3.25 [37]
со и /3-индексы 11320 3.62 [38]
uvby 11200 3.73 [39]
аппроксимация потоков 11218 4.00 [40]
U BV RI J H К, Geneva, uvbyß, 2MASS 11 190 3.67 [32]
H7 11927 3.858-3.991 [41]
аппроксимация спектров 11597 3.93 [42]
uvbyß 11060 3.42 данная работа
Wavelength, A
Рис. 5. Сравнение наблюдаемого спектра ОЗСП звезды HD 214923 в области MgII Л 4481 А со спектром, смоделированным для нулевой микротурбулентности, солнечного химсостава и v sin i = 165 кмс-1. Самая заметная особенность — различие между глубинами наблюдаемого и вычисленного профилей линии MgII Л4481 A.
поверхностное тяготение было получено по профилям H7 и Ш. Кастелли [38] использовал индексы с0 и в. Леон [39] использовал uvby-фотометрию. Мальянини и Мороси [40] использовали метод аппроксимации потоков. Фитцпатрик и Масса [32] применили UBVRIJHK-, пуЪув-, Женевскую и 2МА8Б-фотометрии. Хуанг и Гайс [41] аппроксимировали профиль H7, а Ву и др. [42] аппроксимировали наблюдения модельными спектрами. Значения Teff простираются от 11 060 до 12 000 K, а значения lg g — от 3.25 до 4.0.
Мы вычислили Teff = 11060 ± 130 K и lgg = 3.42 ± 0.05, пользуясь четырьмя разными наборами индексов uvbyfi из базы SIMBAD и применяя программы UVBYBETA [17] и TEFFLOGG [18]. Ошибки формальны, они вычислялись стандартными операциями. Далее модели атмосфер были интерполированы по сетке Кастелли и Куруча [10]. Теоретические спектры
были вычислены для нулевой микротурбулентности и при нескольких различных значениях проекции скорости вращения. Тогда как линии большинства химических элементов аппроксимировались нормальным химическим составом, для хорошей аппроксимации линии Ca II на 3933 А его понадобилось уменьшить в два раза. Процедура аппроксимации не удалась для линии MgII на 4481 А. С нормальным содержанием магния наблюдаемый профиль глубже вычисленного (см. рис. 5). В целом значение v sin i = 165 км с-1 лучше всего подходит для слабых линий металлов в этой области, а также для линии Ca II Л 3933 А в спектрах НАО. Это значение, однако не подходит для линии HeI Л 4471 А. Для этой линии было использовано значение v sin i = 135 км с-1, что соответствует значению v sin i = 130 км с-1, полученному для HeI Л5875 А в спектрах НЭС и ELODIE (см. рис. 6). На рис. 7 разности показаны в деталях. При попытках достигнуть лучшего соответствия между наблюдаемым и вычисленным профилями линии MgII, мы обнаружили, что увеличение избытка магния в два раза недостаточно и, в то же время, вычисленные слабые линии MgII Л4434, Л4436
и Л 4534 А становятся сильнее наблюдаемых с увеличением избытка. Фитцпатрик и Масса [32] оценили микротурбулентность в 1.6 км с-1, однако, это значение тоже не подходит, более того, вычисленные профили оставшихся линий становятся глубже наблюдаемых (см. рис. 8). Противоречивость профиля линии MgII Л4481 А может быть связана с пульсациями, однако мы не обнаружили никаких вариаций в профиле линии при сравнении четырех имеющихся спектров.
3.2.2. Лучевые скорости
Как правило, мы вычисляли лучевую скорость путем кросс-корреляции наблюдаемого и синтетиче-
1.05 1
0.95 & 0.9 i 0.85
с
S» 0.8
75 0.75 CC
0.7
E20000822/0013
+0.8 km s-1
E20011130/0010
+25.3 km s-1
E200411 10/0023
0.6 5865
5875 5880
Wavelength, Á
Рис. 6. Линия HeI A5875 A в спектре HD214923. Значение v sin i = 130 кмс-1 находится в согласии со значением для линии He I A4471 A.
ir
1 ' — ' ' '
1.05 F - He g 5 e e LL LL
1 1 1 ... / I II .,,
0.95 ■ \ «У \ Я(г i / / - MSS ■ ........... ELODIE
0.9 %/f
0.85 ■ ^ ........... MSS - - Cynthetic
0.8 ■
4465 4470
4475 4480 4485 Wavelength, Á
4490 4495
Рис. 7. Близкая окрестность MgII A4481 A. Вверху: сравнение спектров ELODIE и MSS с отношениями S/N = 408 и 1600 соответственно. Внизу: аппроксимация спектра ОЗСП вычисленным. Синтетический спектр составлен из двух частей: значение v sin i = 135 кмс-1 было использовано для линии He I, тогда как для A > 4477 A было взято v sin i = 165 км с-1.
1.03 1.02 1.01 1
0.99 0.98 0.97 0.96 0.95 0.94
4525 4530 Wavelength, Á
4535
Рис. 8. Детальная иллюстрация эффекта увеличения
микротурбулентности до vmicro = 1.6 км с линиях металлов в спектре HD 214923.
на слабых
ского спектров. В случае с бальмеровскими линиями были использованы ядра в пределах ±2 A от центральной длины волны. Для линии He Л 5875 A был использован отрезок от 5870 до 5879 A.
По нашим наблюдениям длительностью в 174 дня мы получили значение от —17.2 до +18.4 км с-1 для Ca по спектрам НАО. Спектры ОЗСП охватывают 1898 дня и дают от +6.9 до +10.8 км с-1. Спектр НЭС дает +10.2 км с-1.
Помимо наших трех наборов спектров, мы воспользовались двумя архивными наборами из баз данных ELODIE и SOFIE, находящимися в открытом доступе, а также двумя наборами имеющихся в литературе данных.
В публичном архиве ELODIE имеются четыре спектра, охватывающие 3028 дней, с лучевыми скоростями от —6.3 до +29.5 км с-1; в архиве SOFIE есть четырнадцать спектров по 343 дням с лучевыми скоростями от +4.8 до +6.1 км с-1. Лучевые скорости были получены по области в 250 A вокруг линии Mg II Л 4481 A.
Исторические измерения лучевой скорости HD 214923 простираются до первой декады прошлого века, когда были проведены наблюдения в Йеркской [43] и в Ликской обсерваториях [44]. Данные первой охватывают период в 4832 дня и дают значения от —0.6 до +24.5 км с-1, второй — от —10 до +14 км с-1 с длительностью наблюдений 447 дней.
В то время как разброс исторических данных, а также данных ELODIE и НАО для Ca, составляет более 35 км с-1, данные ОЗСП и SOFIE концентрируются в пределах 5—10 км с-1, хотя длительность наблюдений здесь также составляет сотни дней. Если разброс лучевых скоростей отражает орбитальное движение двойной системы, то данные ОЗСП, а также SOFIE и НЭС соответствуют времени прохождения вблизи узлов орбиты. Кроме того, шесть из четырнадцати значений SOFIE уменьшаются от +6.1 до +4.9 км с-1 во время наблюдений длительностью в 0d 14, что может происходить из-за того, что звезда медленно пульсирует (около 23h по измерениям Гебеля [36]).
Для поиска периодичности данных мы пользовались программой Period04 [45]. В сумме у нас имелось 45 измерений лучевой скорости. Амплитудный спектр до 1 c/d не содержит несопоставимых деталей, наоборот, в спектре есть несколько максимумов выше 8 км с-1. В области более длинных возможных орбитальных периодов вплоть до частот 0.1 c/d самая высокая амплитуда 8.5 км с-1 приходится на частоту f 1 = 0.0094707(2) c/d (105.59(3) дня).
NES
+6.7 km s
+23.0 km s
5870
5885
4520
4540
4545
20
35
— 5
Г11 °
0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 Phase
0.01 0.02 0.03 0.04 0.05 0.06 0.07 0.08 0.09 0.1 Frequency
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 Phase
15 10
5 0 -5 -10 -15 -20
f8 = 1.081296 c/d
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 Phase
Рис. 9. ИЭ 214923: амплитуда спектра в пределах 0—0.1 отсч./день (вверху слева); фазовые диаграммы для периодов 105.62 дня (/1 = 0.00947 е^) вверху справа, 34.63 дня (/2 = 0.02887 е^) внизу слева и 22.2 дня (/8 = 1.081296 е^) внизу справа. Сплошной кривой показана аппроксимация данных синусоидой.
0
0
0
После предварительной фильтрации с f1, возникает максимум f2 на частоте 0.0288704(2) c/d (34.64(3) дня); повторяя процедуру, получаем частоту f3 = 0.064134(1) (15.59(3) дня). После подбора аппроксимирующей кривой две последних амплитуды также стали выше 8 км с-1. Оцененное отношение S/N амплитудного спектра на этих частотах превышает 3.5, а шум спектра в целом составляет 2.5 км с-1. При повторении процедуры мы видим, как плоский амплитудный спектр достигает максимумов, сравнимых со средним
отношением S/N; однако мы обнаружили частоту f8 = 1.081296(2) c/d с амплитудой 6.4 км с-1 и S/N & 3. Эта частота на удивление близка к пульсационной частоте, найденной Гебелем [36]. Первый амплитудный спектр и три фазовые диаграммы показаны на рис. 9. Наличие этих трех длинных периодов указывает на сложную
(кратную) систему, так же, как и наблюдаемые сложные кривые лучевых скоростей, которые показывают очень большой разброс данных.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы исследовали спектры двух звезд с несовпадающими проекциями скоростей вращения при измерении по разным спектральным линиям. Ранее было обнаружено, что обе звезды являются медленно пульсирующими звездами класса B [27, 28, 36].
Звезда HD 182255 была идентифицирована как двойная с орбитальным периодом около одного года [27]. В нашем распоряжении были четырнадцать спектров, три из которых были получены из публичного архива ELODIE. Вэс получил эффективные температуры и поверхностные тяготения используя, индексы uvbyß. Мы получили оценку слегка увеличенного содержания магния по линиям с уровней 2p64p (9.996 eV); однако мы отметили отсутствие линий MgII, возникающих на уровнях 2p64d и 2p64f (11.569 eV). Для углерода и гелия имеются схожие сведения. Наши оценки проекции скорости вращения близки к значениям Вольффа и Престона [22]. При анализе спектров мы получили v sin i = 15.5, 22 и 28.5 км с-1 для разных источников. Серия спектров в области Ca II Л 3933 A показывает переменность профиля этой
линии, которая может быть вызвана пульсациями, а не запятненной поверхностью звезды. Мы распознали смещение профиля линии HeI Л 4471 A в красную область, что указывает на присутствие 3He в атмосфере HD 182255; мы получили оценку отношения 3He к 4He между 0.2 и 0.6.
HD 214923 пульсирует с периодом порядка 23h [36]. Несмотря на то что исторические наблюдения показывают разброс лучевых скоростей более 35 км с-1, ранее двойственность звезды не исследовалась. Мы получили шестнадцать новых спектров HD 214923; они были исследованы вместе с восемнадцатью спектрами из баз данных ELODIE и SOFIE, находящихся в свободном доступе. Мы нашли, что слабые линии, в том
числе линии металлов, линия Ca II Л 3933 A и ядра бальмеровских линий от Ha до Ш можно хорошо описать значением v sin i = 165 км с-1, тогда как для линий He I Л 4471 A и Л 5875 A лучше подходят v sin i = 135 и 130 км с-1 соответственно. Линию Mg II Л 4481 A, с другой стороны, нельзя было аппроксимировать ни одной комбинацией избытка, микротурбулентности и v sin i.
Была подтверждена переменность лучевой скорости, заподозренная по историческим наблюдениям, проведенным сто лет назад. Мы обнаружили сложную деталь переменности лучевой скорости с тремя длинными периодами, что предполагает кратную систему, состоящую из яркой главной звезды и трех объектов, которые недостаточно яркие, чтобы оставить линии в спектре. После предварительного отбеливания данных с тремя длинными периодами мы обнаружили период, близкий к пульсационному, найденному Гебелем. Ввиду фотометрической амплитуды пульсации, которая составляет порядка 0.5 ^mag [36], амплитуда пульсаций лучевой скорости около 6 км с-1 представляется неожиданно высокой.
В спектрах из архива SOFIE возможно присутствует слабое указание на пульсационные вариации лучевой скорости. Спектры, однако, не покрывают временной отрезок достаточной длительности, чтобы это было неоспоримо. Тщательное исследование этих спектров в области линии Ca II
Л 3933 A привело к обнаружению слабой межзвездной компоненты с эквивалентной шириной
около 4 mA.
БЛАГОДАРНОСТИ
При проведении этого исследования использовалась база данных SIMBAD (CDS, Страсбург, Франция), NIST [15] и база атомных данных VALD (Венский университет, Австрия). Работа выполнена при частичной финансовой поддержке
грантов Болгарского национального научного фонда DO 02-85 и DO 02-362, а также грантов Института астрономии для поддержки наблюдений (ИИ, ИС, ИБ). ИР, ДК, ЕС благодарят Российский научный фонд за частичную поддержку работы (грант РНФ №14-50-00043). ЮЗ благодарит Р. Комзика за поддержку программного обеспечения. Астрономический институт Словацкой академии наук предоставил компьютерное и инструментальное оборудование. Наблюдения на 6-метровом телескопе САО РАН проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (соглашение №14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004).
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. J. Zverko, I. Iliev, I. Romanyuk, et al., Astrophysical Bulletin 68, 57(2013).
4. J. Zverko, I. Romanyuk, I. Iliev, et al., Astrophysical Bulletin 68, 442(2013).
5. V. Panchuk, V. Klochkova, M. Yushkin, and I. Najdenov, J. Opt. Technol. 76, 87 (2009).
6. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).
7. N. E. Piskunov and J. A. Valenti, Astron. and Astrophys. 385, 1095(2002).
8. I. Hubeny, T. Lanz, and C. S. Jeffery, Newsletter Analysis Astron. Spectra, No. 20 (1994).
9. J. Krticka, PhD Thesis (1998).
10. F. Castelli and R. L. Kurucz, IAU Symp. 210, A20 (2003)
11. N. E. Piskunov, F. Kupka, T. A. Ryabchikova, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 112, 525 (1995).
12. T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, F. Kupka, and W. W. Weiss, Baltic Astronomy 6,244(1997).
13. F. Kupka, N. Piskunov, T. A. Ryabchikova, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 138, 119 (1999).
14. F. G. Kupka, T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, et al., Baltic Astronomy 9, 590 (2000).
15. A. Kramida, and NIST ASD Team, NIST Atomic Spectra Database (ver. 5.3), [Online]. Available: http://physics.nist.gov/asd [2016, March 18]. National Institute of Standards and Technology, Gaithersburg, MD. (2015).
16. W. L. Wiese and J. R. Fuhr, J. Phys. Chem. Ref. Data 38, 565 (2009).
17. T. T. Moon and M. M. Dworetsky, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 217,305(1985).
18. B. Smalley and M. M. Dworetsky, Astron. and Astrophys. 293 (1995).
19. N. Grevesse, M. Asplund, and A. J. Sauval, Space Sci. Rev. 130, 105(2007).
20. J. Zverko, J. Ziznovsky, Z. Mikulasek, and I. K. Iliev, Contr. Astron. Obser. Skalnate Pleso 37, 49 (2007).
21. D. R. Palmer, E. N. Walker, D. H. P. Jones, and R. E. Wallis, R. Obs. Bull. 135, 385(1968).
22. S. C. Wolff and G. W. Preston, Astrophys. J. Suppl. 37, 371 (1978).
23. R. W. Day and B. Warner, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 173,419(1975).
24. P. Lenz and M. Breger, Commun. Asteroseismology 146,53(2005).
25. D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., VizieR Online Data Catalog 5050 (1995).
26. S. C. Wolff, Astrophys. J. 222, 556 (1978).
27. R. J. Dukes, Jr., W. R. Kubinec, A. Kubinec, and S. J. Adelman, Astron. J. 126, 370 (2003).
28. P. Walczak, W. Szewczuk, and J. Daszyriska-Daszkiewicz, Astronomische Nachrichten 333, 1065 (2012).
29. Y. V. Glagolevskij, A. V. Shavrina, and G. A. Chountonov, Astrophysical Bulletin 66, 460(2011).
30. S. Vauclair, J. Hardorp, and D. M. Peterson, Astrophys. J. 227, 526 (1979).
31. S. Vauclair, N. Dolez, and D. O. Gough, Astron. and Astrophys. 252,618(1991).
32. E. L. Fitzpatrick and D. Massa, Astron. J. 129, 1642 (2005).
33. J. Molenda-Zakowicz and G. Polubek, Acta Astron. 54, 281 (2004).
34. J. Zorec, L. Cidale, M. L. Arias, et al., Astron. and Astrophys. 501,297(2009).
35. M. Fred, F. S. Tomkins, J. K. Brody, and M. Hamermesh, Phys. Rev. 82, 406(1951).
36. J. H. Goebel, Publ. Astron. Soc. Pacific 119, 483
(2007).
37. C. Megessier, Astron. and Astrophys. 10, 332 (1971).
38. F. Castelli, Astron. and Astrophys. 251, 106(1991).
39. F. Leone, F. A. Catalano, and S. Malaroda, Astron. and Astrophys. 325, 1125(1997).
40. M. L. Malagnini and C. Morossi, Astron. and Astrophys. 326,736(1997).
41. W. Huang and D. R. Gies, Astrophys. J. 683, 1045
(2008).
42. Y. Wu, H. P. Singh, P. Prugniel, et al., Astron. and Astrophys. 525, A71 (2011).
43. E. B. Frost, S. B. Barrett, and O. Struve, Astrophys. J. 64, 1 (1926).
44. W. W. Campbell, Publ. Lick Observatory 16, 1 (1928).
45. P. Lenz and M. Breger, Commun. Asteroseismology 146,53 (2005).
Перевод Е. Чмырёвой
Stars with Discrepant v sin i as Derived from the Ca II A 3933 A and Mg II A 4481 A Lines. V. HD 182255 and HD 214923—SPB Stars in Binary Systems
J. Zverko, I. Romanyuk, I. Iliev, D. Kudryavtsev, I. Stateva, and E. Semenko
The axial rotation of a star plays an important role in its evolution, the physical conditions in its atmosphere and the appearance of its spectrum. We analyzed the CCD spectra of two stars for which their projected rotational velocity differs remarkably when derived from Call A3933A and Mgll A4481A lines. We estimated the projected rotational velocity of HD 182255 to be 15.5 km s_1, although in various spectra of this star the line widths correspond to values as high as 28.5 km s_1. We found the He I A4471.498 A line to be shifted to longer wavelengths by 0.046 A, thus indicating a presence of the 3He I isotope in the atmosphere of this star with the 3He : 4He ratio from 0.2 to 0.6. We also found an absorption feature at the position of the forbidden line He I A4470.02 A. We found the lines of Mgll and C II originating from higher excited levels to be missing in the spectra of HD 182255. For HD 214923 we determined the projected rotational velocity v sin i = 165 km s_1 from the profiles of the metallic lines and Ca II A3933 A, whereas for helium lines v sin i « 130 km s_1 is more appropriate. Radial velocity analysis results in three long periods of «105, 34, and 15 days, and a short period of «22 hours, close to the pulsational one mentioned earlier in the literature.
Keywords: stars: chemically peculiar—stars: rotation—stars: individual: HD 182255, HD 214923
