УДК 524.38
ФИЗИЧЕСКИЕ И ДИНАМИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ КРАТНОЙ СИСТЕМЫ HD 222326
© 2008 г. Р. Я. Жучков1, Е. В. Малоголовец2, Ю. Ю. Балега2, И. Ф. Бикмаев1, М. К. Кузнецов3, В. В. Орлов4
1 Казанский государственный университет им. В.И. Ульянова-Ленина, Казань, Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, Н.Архыз Карачаево-Черкесской Республики, Россия
3Южный федеральный университет Ростов-на-Дону, Россия
4Астрономический институт им. В.В. Соболева С.-Петербургского государственного университета,
С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 20.07.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г
Представлены результаты исследования физических и динамических параметров кратной системы HD 222326. Предложена и протестирована методика определения индивидуальных лучевых скоростей компонентов в широких двойных и кратных системах при малой разнице лучевых скоростей компонентов: А У < FWHM профиля линии. Тестирование проведено на модельных системах и двойной HD 10009, для которой определены лучевые скорости компонентов Уг\,2 и впервые получена скорость центра масс У1. Определены лучевые скорости компонентов в системе HD 222326 по спектрам высокого разрешения. На основе спекл-интерферометрических наблюдений уточнены орбитальные параметры подсистем. Комбинация данных спектроскопии и спекл-интерферометрии позволила определить положения компонентов на диаграмме "спектр—светимость" и оценить их массы. Вероятно, все компоненты системы уже покинули главную последовательность и находятся на разных стадиях эволюции. Проведен анализ динамической устойчивости системы с использованием численного моделирования в рамках гравитационной задачи трех тел и известных критериев устойчивости тройных систем. Вероятно, система динамически устойчива на временах не менее 106 лет. Отмечена возможность наличия в системе четвертого компонента.
PACS: 97.80.Kq
1. ВВЕДЕНИЕ
Одними из важных объектов для понимания
физической и динамической эволюции Галактики
являются двойные и кратные звездные системы. От 70% до 90% всех звезд Млечного Пути (и, возможно, других галактик) входят в состав двойных, либо принадлежат к системам большей кратности (см., например, [1—3]).
По современным представлениям, практически все звезды образуются группами [4]. В работе [5] предпринята попытка восстановления начальной функции кратности и утверждается, что, в основном, звезды образуются в составе двойных и тройных систем.
С другой стороны, именно двойные и кратные звезды дают возможность напрямую определить фундаментальные параметры систем — массы, расстояния (при невозможности использования прямого метода тригонометрического параллакса) и некоторые характеристики компонентов
(на основе анализа динамической эволюции при приливном взаимодействии, определения скорости вращения линии апсид и др.).
Вместе с этим в ряде случаев изучение двойных и кратных систем сопряжено со значительными трудностями, в особенности, когда невозможно получить информацию о компонентах по отдельности и приходится довольствоваться фотометрическими или спектроскопическими наблюдениями системы как целого. Для кратных систем основным, если не единственным, способом определения полного набора физических параметров компонентов является метод синтетических спектров, когда для сетки параметров компонентов рассчитываются модели атмосфер и строится синтетический спектр системы, который затем сравнивается с наблюденным. Однако в этом случае даже для двухкомпонент-ного спектра мы имеем не менее 10 независимых переменных, а для систем большей кратности параметров еще больше. Такая задача некорректна,
611
3*
и для ее решения желательно уменьшать количество свободных параметров, постепенно и разными методами определяя их на всех этапах обработки и интерпретации спектров еще до этапа моделирования.
Одними из таких параметров, без знания которых невозможно приступить к моделированию, являются индивидуальные лучевые скорости компонентов Угг. И если для тесных (или, наоборот, очень широких, визуальных) пар их определение не составляет труда, то для умеренно широких (с периодами обращения 500й < Р < 5000у) систем, для которых мы имеем один составной спектр и линии не разделяются, определение представляет отдельную проблему. Поскольку в этом случае относительное смещение линий компонентов сравнимо с шириной линий и инструментального профиля (а часто намного меньше их), то напрямую определить его невозможно.
Целью данной работы было создание предварительного "фазового портрета" тройной системы ИЭ 222326 для последующего применения метода синтетического спектра и восстановления полного набора ее физических характеристик. В силу некорректности указанной задачи ее решение возможно только путем итераций с привлечением различных типов наблюдательных данных. Результаты первой итерации приведены в настоящей работе.
Исследуемая тройная имеет слабую иерархию и по опубликованным ранее данным является неустойчивой на весьма малом (~106 лет) промежутке времени [6, 7]. Именно поэтому анализ физических параметров этой системы представляет особый интерес.
Суть методики определения УГг по спектрам высокого разрешения методом кросс-корреляции, модифицированным для случая малого относительного сдвига линий, приведена в разделе 2. Там же даны результаты ее тестирования на модельных двойных и на наблюдаемой двойной системе ИЭ 10009. Применение методики к тройной системе ИЭ 222326 описано в разделе 3. В разделе 4 дано полученное с использованием спекл-интерферометрических наблюдений на 6-м телескопе БТА САО РАН орбитальное решение для этой системы. В разделе 5 приведены полученные в результате объединения спекл-интерферометрических и спектроскопических данных физические параметры компонентов системы. В этом разделе также представлены результаты исследования динамической устойчивости данной тройной системы. В заключении (раздел 6) представлены выводы из проделанной работы.
2. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ В ШИРОКИХ СИСТЕМАХ
Для определения индивидуальных УГг в широких двойных системах, когда относительный сдвиг линий мал, а компоненты близки друг к другу по параметрам (Дт < 1.5т, Угоп ~ Угогъ), мы предлагаем использовать метод кросс-корреляции. Здесь Дт — разность видимых величин компонентов, Угоц — ротационные скорости компонентов.
На первом этапе на основе предварительно определенных спектральных классов компонентов берутся полученные на том же инструменте спектры стандартов спектральных классов, соответствующих классам компонентов. Из них путем сложения с весами, пропорциональными яркости компонентов, формируется модельный опорный спектр. Это позволяет перейти от двумерной сетки по лучевым скоростям к одномерной, одновременно учитывая спектры (пусть и мало различающиеся) обоих компонентов. Такой подход справедлив для компонентов с малой разницей блеска, что оправдано в случае Дт < 0.5т— 1т. Если же Дт Е (1т, 1.5т), то опорные спектры не объединяются и при анализе строятся две автокорреляционные функции (см. ниже), относительное смещение которых и определяется.
Затем строится корреляционная функция (см., например, [8]) СР(УГ), где Уг — смещение опорного спектра относительно наблюдаемого. При этом можно записать СР(У-) ^ СР^У^^ СР2(У-2), где аналогично через СР1(Уг1), СР2(У-2) обозначены корреляционные функции опорного спектра относительно спектра только первого и только второго компонентов системы, причем аргументами являются неизвестные лучевые скорости каждого из компонентов, соответственно.
Далее строится автокорреляционная функция опорного спектра АСР(УГ) (либо две автокорреляционные функции АСР1>2(Уг) — для каждого опорного спектра отдельно) и на ее основе — семейство функций СР(Уг1,Уг2) = АСР 1(Уг1) + + АСР2(У-2) для различных значений смещения по лучевой скорости каждого из компонентов.
После этого из сравнения с СР(Уг1, У-2) полученной ранее функции СР(УГ) выбираются параметры Уг1, Уг2 — индивидуальные скорости компонентов в системе, наилучшим образом описывающие наблюдения. Надо отметить, что для разности лучевых скоростей 10 км/с сдвиг линий компонентов составляет всего 0.17 А при полуширине СР(ДУГ) около 0.2 А.
Описанная методика может быть применена и к системам большей кратности, если для какого-то участка спектра можно выделить два компонента,
6000 5500 5000 4500 4000 3500 3000 . 2500 2000 1500 1000 500
' G2V + F2V (АХ = 0.02Ä)_
F2V (HD 128167)
G2V (Солнце)
U_I_l_J_I_I_I_I_I_L
4680 4684
4688 4692 X, Ä
4696 4700 5500 5504
5508 5512 X, Ä
5516 5520
Рис. 1. Индивидуальные спектры звезд-стандартов и полученные сложением композитные спектры модельных двойных. Указаны спектральные классы. Относительные интенсивности соблюдены. Смещение спектров внутри модельной двойной на Л = 5500 A составляет 0.05 A (2.7 км/с) (G2V + G2V, S/N > 300, R = 500 000, спектр взят из атласа Солнца [9]; слева) и 0.02 A (1.1 rn/^^V + G2V, S/N > 100, R = 40 000, спектры получены на RTT-150; справа).
17 15 13 F11 ^ 9 7 5 3
90 85 80
75 F
Ö70 «65 60 55 50
-0.2 -0.1
0
АХ, Ä
0
АХ, Ä
ii •**.**
I«!
Н*
siitiili.
AV 0.01 Ä 0.02 Ä 0.03 Ä 0.04 Ä 0.05 Ä 0.06 Ä 0.06 Ä 0.08 Ä 0.09 Ä 0.10 Ä
11 10 9 8
& 7 « 6 5 4 3
-0.1
0.1
0.2
AX, Ä
0.1 0.2 0.3 0.4 AX, Ä
AV 0.01 Ä 0.03 Ä 0.05 Ä 0.07 Ä 0.09 Ä 0.11 Ä 0.13 Ä 0.15 Ä 0.17 Ä 0.19 Ä 0.21 Ä 0.23 Ä 0.25 Ä 0.27 Ä 0.29 Ä
0.5
Рис. 2. Корреляционные функции (вверху; положение максимумов указано над осью абсцисс) и семейство сумм автокорреляционных функций с различными смещениями (внизу). Подробнее см. текст. Слева — модельная двойная G2V + G2V, справа — Р2У + G2V (см. спектры на рис. 1). Лучевые скорости переведены в Л для Л = 5500 Л (0.1 Л соответствует 0.55 км/с).
0
вклад которых доминирует, или каким-то иным образом свести спектр к случаю двойной звезды.
Для тестирования предложенной схемы был скомбинирован ряд спектров "модельных двойных" для набора разностей лучевых скоростей компонентов (которыми и определяется вид профиля корреляционной функции при прочих равных параметрах) в диапазоне Уг = 0.5—10 км/с (смеще-
ние спектров 0.01—0.15 Л).
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.