УДК 524.384-36
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ АТМОСФЕРЫ И ЭВОЛЮЦИОННЫЙ СТАТУС СПЕКТРАЛЬНОЙ И СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ 9 Cyg
© 2008 г. Ю. Ю. Балега1, В. В. Леушин1-2, М. К. Кузнецов2, В. Тамазян3
1Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, Нижний Архыз
Карачаево-Черкесской Республики, Россия
2Южный федеральный университет, Ростов-на-Дону, Россия
3Обсерватория Мария Аллер Университета Сантьяго-де-Компостела, Сантьяго-де-Компостела, Испания Поступила в редакцию 18.05.2007 г.; принята в печать 22.06.2007 г.
Для спектральной и интерферометрической двойной 9 Cyg с составным спектром и с орбитальным периодом 4.3 года выполнены спекл-интерферометрические наблюдения на 6-м телескопе БТА и спектральные (в области 3700—9200 А) наблюдения на 2-м телескопе на пике Терскол. Проведен детальный анализ атмосферы главного компонента системы, оценены светимости обоих компонентов Ь\ = 103.8 Ь0, Ь2 = 55.2 Ь0 (¿0 — светимость Солнца) и их эффективные температуры Те(1) = = 5300 КиТе(2) = 9400 К. Определены содержания С, Ы, О, Ре и других элементов в атмосфере главного компонента. Анализ химического состава показывает наличие следов перемешивания вещества в его атмосфере с веществом из области протекания ядерных реакций. Определен эволюционный статус 9 Cyg. Возраст системы составляет примерно 400 млн. лет, причем более яркая звезда уже находится в области перехода к красным гигантам, а второй компонент все еще проходит стадию горения водорода вблизи начальной главной последовательности. Предложена модель эволюции орбиты пары, объясняющая ее высокий эксцентриситет е = 0.79.
РАС Б: 97.80.Af, 97.80.Fk, 97.10.Tk, 97.10.Tk
1. ВВЕДЕНИЕ
Двойные системы с большими эксцентриситетами (е > 0.6—0.7) орбит являются интересными объектами для теорий формирования и эволюции кратных звезд. Их изучение дает информацию о внутреннем строении звезд, поскольку движение линии апсид их орбит обусловлено, прежде всего, характером распределения массы по объему звезд системы.
Особенно интересным является изучение высокоэксцентричных пар с составными спектрами. Типичным представителем этого семейства звезд является 9 Cyg — симбиотическая система, состоящая из гиганта спектрального класса О и горячего А-карлика. Представленная в литературе спектральная классификация 9 Cyg сильно запутана, что связано с трудностями определения спектрального класса горячего и холодного компонента в отдельности по спектрам, полученным преимущественно в области 3800—4800 А. Хайнек [1] по отсутствию линий водорода в спектрах первым предположил, что горячий компонент пары вращается очень быстро, а Марковиц [2] установил, что ее
холодный компонент является обычным гигантом умеренной светимости. Абт и Леви [3] по данным кудэ-спектроскопии определили основные параметры орбиты 9 Cyg, которые затем были существенно уточнены Гриффином и др. [4] на основе измерений радиальных скоростей в Кембридже. Они нашли период системы (Р = 4.303 года), эксцентриситет (е = 0.7887) и оценили массы холодного и горячего компонентов соответственно в 2.9 и 2.7 И&.
Интерферометрические наблюдения симбио-тических пар имеют ключевое значение для определения масс и светимостей компонентов. Однако угловое расстояние между компонентами 9 Cyg почти всегда меньше 0.04", поэтому ее спекл-интерферометрические наблюдения даже с помощью крупнейших телескопов выполнялись на дифракционном пределе разрешения и часто оказывались ошибочными. Бэз [5] всего по 6 ин-терферометрическим точкам предложил видимую орбиту с периодом Р = 4.56 года и эксцентриситетом е = 0.82, однако ее можно считать лишь
1.0
0.9 0.8 0.7
с* 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2
4840 4850 4860 4870 4880 1.0
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
6540 6550 6560 6570 6580 X, А
Рис. 1. Сопоставление наблюдаемых (точки) контуров линий Ha и Н^ с суммарными от двух компонентов синтетическими спектрами, рассчитанными для моделей с параметрами из табл. 2. Верхняя кривая — спектр для моделей с параметрами из верхней части таблицы, нижняя — из нижней.
весьма предварительной. Наиболее точные спекл-измерения были выполнены на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН, позволившие, наряду с позиционными данными, установить, что разность блеска Аш между холодным и горячим компонентом в области
6560 Л в полосе 80 Л равна 1.31т [6]. Отметим, что Парсонс и Эйк [7] по спектрам в далеком ультрафиолете со спутника ШЕ оценили светимость горячей звезды и нашли Ашу = 1.1, а Гриффин и др. [4] построили фотометрическую модель пары с Ашу = 0.75. В работе [8] сообщается также, что потоки от звезд должны выравниваться вблизи
области 4000 Л.
Таблица 1. Спектральный класс и эффективная температура компонентов
Источник Sp(l) Sp(2) Teff, 1. К Те//,2, К
Гриффин и др. [4] G8III A2V 4560 9150
Мартин и др. [8] F8III A0V 6050 9595
Парсонс и Эйк [7] F8-G8III A0V 5500 9600
Данные по светимости и спектральным классам компонентов 9 Cyg также плохо согласуются. Для холодного компонента большинство авторов приводят спектральный класс от F8III до G8III. Горячая звезда в системе обычно классифицируется как A0V—A2V, в частности, Парсонс и Эйк [7] по ультрафиолетовым измерениям определяют ее спектральный класс как А0. Однако Жинесте и Каркилла [9] считают, что она может быть и гигантом A2III. Отметим, что спектральные классы звезд по данным в ультрафиолете часто оказываются более ранними, чем по наземным данным, так как на этих оценках не сказываются потоки от холодных компонентов.
Астрометрический параллакс 9 Cyg определен спутником "Гиппарх" [10] (пн = 6.06 мсек. дуги, d = 165 пк) с ошибкой около 10%, и он плохо согласуется со светимостью системы, которую можно ожидать из стандартных калибровочных зависимостей Шмидта—Калера [11] — оба компонента оказываются на целую звездную величину ярче.
Для оценки спектральных классов компонентов 9 Cyg, уточнения параметров их атмосфер и определения эволюционного статуса системы мы провели ее спектроскопические наблюдения на 2-м телескопе на пике Терскол в широком спектральном диапазоне от 3500 до 9600 A. Результаты обработки спектров и вытекающая из них модель сим-биотической двойной приводятся в данной работе. На примере 9 Cyg мы также обсуждаем один из возможных сценариев формирования пар с быстро вращающимся горячим компонентом.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Спектры 9 Cyg получены нами 22 и 23 октября 2003 г. на эшельном спектрографе в фокусе кудэ 2-м телескопа Международного центра астрономических и медико-экологических исследований на пике Терскол [12] (в настоящее время — Тер-скольский филиал Института астрономии РАН) с использованием ПЗС-камеры 1242 х 1152 элем. фирмы Write (Великобритания). В каждую из ночей были получены по две часовые экспозиции (22.10.2003 - 18h41m (1h) и 19h42m (1h), 23.10.2003 - 18h42m (1h) и 19h43m (1h)) звезды в диапазоне 3500-9600 A со спектральным разрешением R = 45 000. После суммирования попарно экспозиций в отдельные ночи было достигнуто отношение сигнал/шум спектров около 200. Обработка спектров выполнялась с помощью пакета программ DECH20, созданного в Специальной астрофизической обсерватории РАН [13].
Полученные спектры лучше всего соответствуют позднему гиганту класса G8III. Водородные линии горячего компонента в спектре не видны, что
подтверждает идею о его очень быстром вращении (у вт г > 200 км/с).
3. ОБЩИЕ ПАРАМЕТРЫ КОМПОНЕНТ И ХАРАКТЕРИСТИКИ АТМОСФЕР
3.1. Эффективные температуры
Для оценки эффективных температур компонентов системы мы использовали сравнение теоретически рассчитанных профилей водородных линий с наблюдаемыми. Расчеты проводились для моделей атмосфер с температурами от 4560 до 6050 К для первого компонента и от 9150 до 9600 К для второго компонента в соответствии с опубликованными данными о спектральных классах компонентов и вытекающих из них эффективных температур (табл. 1).
На рис. 1 показано сопоставление наблюдаемых профилей линий На и Н^ с суммарными теоретическими синтетическими спектрами, рассчитанными по программе БЫУА [14] с моделями LLmodels [15]. Параметры трех наборов моделей для расчетов профилей, из которых средний наиболее близко приближается к наблюдаемому профилю, а два других показывают значимые отличия, приводятся в табл. 2.
Поскольку отношение потоков в непрерывном спектре для компонентов (Иа(1)/И\(2)) меняется с длиной волны, то при расчете суммарного (от двух компонентов) спектра в районе На бралось Их(1)/Их(2) = 3.34, а в районе Н^ -На(1)/Нд(2) = 2.00, в соответствии с данными по оценкам разностей блеска. Величины ускорения силы тяжести на поверхностях звезд (^ д) оценивались из величин масс [4] (Ы\ = 2.9 и М2 = = 2.7 М^) и радиусов, определяемых по свети-мостям и температурам компонентов. Светимости компонентов находились по величине параллакса из [8], который отличается от измеренного на спутнике "Гиппарх" [10] меньше, чем на 10%, но лучше удовлетворяет положению компонент системы на изохронах эволюционных треков (см. ниже).
К сожалению, полного совпадения теоретических и наблюдаемых профилей добиться не удается, однако по совпадению крыльев водородных линий можно заключить, что параметры атмосфер компонент близки к следующим: = 5300 ± ± 200 К, ^ д = 2.80 ± 0.10 для компонента 1 и Те// = 9400 ± 200 К, ^ д = 3.95 ± 0.10 для компонента 2 при солнечном химическом составе (т.е. г = = 0.019). Изменение температуры на 200 К приводит к значимым различиям между теоретическими и наблюдаемыми профилями водородных линий, одновременно различия в светимостях, связанные с ошибками определения параллакса, приводят к тем же изменениям в 200 К для температуры и
lg N 8 г
7-
0 20 40 60 80
100 120 140 160 180
^, mÄ
Рис. 2. Зависимость содержания железа, определенного по линиям FeI, от эквивалентных ширин соответствующих линий. Данные получены при микротурбулентной скорости, равной 2.47 км/с.
1.1 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6
0.5 7108 1.1 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6
0.5 7108 1.1 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6
0.5 7108
9 Cyg
7110
7112
7114 Солнце
7116
7110
7112 X, Ä
7114 Процион А
7116
7110
7112 X, Ä
7114
7116
Рис. 3. Сопоставлени
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.