АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 90, № 10, с. 800-818
УДК 524.338.7-355
АНАЛИЗ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРАХ ЧЕТЫРЕХ ХОЛОДНЫХ ЗВЕЗД ТИПА К СгВ ВБЛИЗИ МАКСИМУМА БЛЕСКА
(© 2013 г. Л. А. Яковина*, А. Э. Розенбуш, Я. В. Павленко, Б. М. Каминский
Главная астрономическая обсерватория Национальной академии наук Украины, Киев, Украина Поступила в редакцию 08.02.2013 г.; принята в печать 04.04.2013 г.
Определены эффективные температуры Тец и содержания углерода и азота в атмосферах холодных звезд типа Н СгВ ES Aql, SV Sge, 2 UMi и NSV 11154 на основе моделирования распределений энергии в их спектрах в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах. Модели атмосфер с дефицитом водорода рассчитывались по программе SAM12 в классическом приближении с учетом специфических источников непрозрачности в атмосферах звезд типа Н СгВ. Рассмотрено влияние дефицита водорода на теоретические звездные спектры. Полученные оценки эффективной температуры ES Aql, SV Sge, 2 UMi и NSV 11154 лежат в диапазоне Тец = 4600—5200 К. Содержания углерода ^п(С) в атмосферах ES Aql, SV Sge и 2 UMi составляют 8.9—10.1, что соответствует характерным значениям [С^е] в атмосферах звезд типа Н СгВ. Содержания азота ниже значений, полученных другими авторами, и они значительно различаются от звезды к звезде. Средняя оценка ^^е] для трех указанных звезд ниже средней оценки ^^е] для известных теплых звезд типа Н СгВ на «1.5 dex. Для атмосферы NSV 11154 получены аномально высокие значения ^п(С) = 10.8 и ^п^) = 10.0. Приближенные оценки ^ д согласуются с основанным на фотометрических наблюдениях выводом о том, что светимости холодных звезд типа Н СгВ ниже, чем теплых.
DOI: 10.7868^0004629913100071
1. ВВЕДЕНИЕ
Переменные звезды типа R Северной Короны (R CrB) относятся к числу самых впечатляющих объектов среди переменных звезд всех типов [1]. Они составляют немногочисленную группу богатых углеродом сверхгигантов c дефицитом водорода. Их атмосферы почти целиком состоят из гелия. Главной отличительной особенностью этого класса звезд являются нерегулярные резкие и сильные падения блеска на несколько звездных величин (2m-9m) за несколько десятков суток. В этом состоянии звезда может находиться десятки-сотни суток, а затем она более медленно восстанавливает свой первоначальный блеск. Согласно современным представлениям, столь необычные и масштабные нерегулярные изменения блеска происходят из-за образования плотных пылевых облаков на луче зрения, которые могут на время целиком закрыть фотосферу звезды [1]. Поскольку эти звезды производят большое количество пыли, они окружены мощными пылевыми оболочками и являются естественными лабораториями для изучения ее образования и эволюции. Кроме этого, для звезд типа
E-mail: yakovina@mao.kiev.ua
R CrB характерны правильные или полуправильные изменения блеска вследствие пульсаций с периодами в несколько десятков суток и амплитудами в несколько десятых звездной величины.
В настоящее время в нашей Галактике и в Большом Магеллановом облаке (БМО) известно около 70 звезд типа RCB, и это число продолжает расти благодаря обширным фотометрическим обзорам — MACHO [2], EROS-2 [3], OGLE [4]. Известные галактические R CrB-звезды обнаруживают сильную концентрацию к галактической плоскости и к галактическому центру [5, 6]. При этом они не проявляют тенденции к сосредоточению внутри спиральных ветвей, и, следовательно, должны быть старыми объектами [5]. Немногочисленность этих звезд может свидетельствовать о том, что они проходят очень кратковременную эволюционную стадию на пути от асимптотической ветви гигантов к белым карликам [1]. Выяснение их происхождения крайне важно для понимания поздних этапов звездной эволюции. В настоящее время обсуждаются две модели происхождения звезд типа R CrB. Согласно одной (Final Helium Shell Flash), R CrB звезды — результат последней вспышки в гелиевой оболочке, согласно другой (Double Degenerate) —
результат слияния двух белых карликов (один — СО, другой — гелиевый), составлявших двойную систему [1, 7]. Существующие Н СгВ-звезды одиночны [1]. Однако в недавно вышедшей работе [8] впервые появилось сообщение о физической двойственности горячей Н СгВ-звезды DY Сеп.
Вероятно, звезды типа Н СгВ — это звезды малых масс (М < 1М©), которые "маскируются" под сверхгиганты [1,9]. Диапазон их эффективных тем-петатур составляет Тед & 4000—8000 К, хотя существует небольшой подкласс значительно более горячих Н СгВ-звезд с Тед & 20 000 К [2]. Звезды типа Н СгВ с Тей = 7000 ± 1000 К принято называть теплыми, а с Тед & 5000 К и меньше — холодными [2, 6]. Большинство известных звезд типа Н СгВ являются теплыми. Их оптические спектры в нормальном состоянии звезды (в максимуме блеска) подобны спектрам обычных сверхгигантов классов F—G 1Ь, но характеризуются аномальной слабостью бальмеровских линий водорода и полос СН, а также наличием сильных линий нейтрального углерода и полос молекулы С2 [5, 6]. Спектры холодных Н СгВ звезд подобны спектрам углеродных гигантов с Тед & 3000 К, но в них слабы или отсутствуют полосы гидридов. В спектрах всех Н СгВ-звезд также не наблюдаются линии 13С и полосы изотопных молекул с 13С. В инфракрасной (ИК) области из-за наличия околозвездной пыли наблюдается сильный ИК-избыток. В периоды активности спектр поглощения звезд типа Н СгВ замывается, и появляется сложный эмиссионный спектр, разные компоненты которого ведут себя по-разному по мере прохождения звездой всех стадий изменения блеска [1, 5, 6].
Массовые исследования химического состава на основе моделей атмосфер проводились только для теплых звезд типа Н СгВ в максимуме блеска. Основные результаты изложены в работах Ламберта и Рао [6], а также Асплунда и др. [10]. Они состоят в том, что дефицит водорода в атмосферах Н СгВ звезд составляет не менее порядка, а типичные значения — 4—5 порядков. Оценка содержания углерода по линиям С1 осложнена "углеродной проблемой", детально изложенной в [6, 10]. Как правило, в атмосферах этих звезд также очень высокое содержание азота и часто повышено содержание кислорода. Изотопные отношения 12С/13С высокие: 12С/13С > 40, и возможно даже 12С/13С > 100 [11]. Что касается содержаний элементов тяжелее кислорода, то звезды типа Н СгВ разделяются на две неравные по численности группы [6, 10]. Химический состав большинства Н СгВ звезд очень схож. Это звезды с нормальной или умеренно пониженной металличностью ^е] <
< —1 ([Fe] = lg(Fe/FeQ)) и относительно небольшими избытками содержаний металлов относительно железа: [El/Fe] < 1. Все звезды меньшинства имеют дефицит металлов, типичные значения —2 < [Fe] < —1. Содержания [El/Fe] значительно различаются в разных звездах, а также наблюдаются экстремальные отношения содержаний некоторых элементов.
Большинство новых звезд типа R CrB, открываемых в Галактике, являются холодными [12]. Аль-кок и др. [2] на основании подсчета R CrB-звезд в БМО высказали предположение, что холодные звезды типа R CrB значительно более многочисленны, чем теплые. Однако они слабее, и наблюдающееся в нашей Галактике соотношение между числом теплых и холодных R CrB-звезд является следствием наблюдательной селекции.
Холодные звезды типа R CrB значительно менее изучены, чем теплые, поскольку в их спектрах доминирует поглощение углеродными молекулами. Анализ таких спектров крайне затруднен из-за неопределенности уровня континуума и сильного блендирования линий. Определение содержаний С и N возможно только по молекулярному спектру. Наиболее совершенный метод анализа таких спектров на сегодняшний день — это метод синтетического спектра на основе моделей атмосфер. Однако расчет моделей атмосфер холодных звезд типа R CrB до недавнего времени был затруднен, в основном, из-за сложности учета специфических для этих звезд источников непрозрачности. Изложение этой проблемы можно найти в работе [13]. Точность синтетических спектров также зависит от полноты и точности имеющихся на сегодняшний день списков линий углеродных молекул.
Настоящая работа посвящена моделированию на основе рассчитанных нами моделей атмосфер абсолютных распределений энергии в спектрах четырех холодных звезд типа R CrB — ES Aql, SV Sge, Z UMi и NSV 11154 - и определению параметров атмосфер этих звезд из сравнения наблюдаемых и теоретических спектров. SV Sge давно известна как R CrB-звезда [14], Z UMi и ES Aql классифицированы как R CrB-звезды в последние два десятилетия [12, 15], аNSV 11154 — недавно, в 2011 г. [16]. Только одна из избранных звезд — Z UMi — была детально исследована методом синтетического спектра в работе Киппера и Клочковой [17]. По спектру с высоким разрешением в области АА5200—6700 A авторы [17] определили Teg и химический состав Z UMi. Для SV Sge имеется оценка Teg в обширном (390 звезд) каталоге эффективных температур углеродных звезд Бержо и др. [18]. В работе Тиссерана [ 19] по данным из шести фотометрических каталогов
Таблица 1. Данные о наблюдениях
Звезда l, град b, град Дата наблюдений Спектральный диапазон, A Стандартная звезда Эквивалентные воздушные массы
ES Aql 37.5 -9.2 26.08.2009 3680-6040 4720-7050 HR 5849 HR 7679 2.6
SV Sge 50.5 +4.4 3.11.2010 3770-6210 5300-7300 7080-8920 BD + 25°4655 1.5
Z UMi 118.5 +32.9 26.05.2009 3720-6170 5600-7890 HR7124 2.1
NSV 11154 76.2 +21.8 17.09.2011 3720-6129 5120-7410 6910-9050 HD 188209 6.3
восстановлены распределения энергии в оптическом и ближнем ИК-диапазоне в спектрах всех ярких галактических R CrB- и HdC-звезд. В их число вошли ES Aql, SV Sge и Z UMi. По восстановленным распределениям энергии в [19] определены эффективные температуры атмосфер звезд и околозвездных пылевых оболочек в чернотельном приближении (цветовые температуры). По такой же методике в работе [16] определена цветовая температура NSV 11154. Точность этих оценок в среднем не превышает 10% [16]. Оценки других параметров атмосферы и химического состава холодных R CrB-звезд крайне немногочисленны. Все это говорит об актуальности анализа спектров этих звезд современными методами.
Работы, аналогичные настоящей, были сделаны нами для объекта Сакураи [20] и углеродного гиганта DY Pe
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.