ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 11, с. 686-693
ИЗБЫТОК ЭЛЕМЕНТОВ s-ПРОЦЕССА В АТМОСФЕРЕ АКТИВНОГО КРАСНОГО ГИГАНТА PZ MON
© 2015 г. Ю. В. Пахомов*
Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 18.05.2015 г.
На основе спектров высокого разрешения (R=60 000), полученных на спектрографе НЭС (телескоп БТА, САО РАН), методом моделей звездных атмосфер определено содержание 26 элементов, от лития до европия, в атмосфере активного красного гиганта PZ Mon, принадлежащего к классу переменных звезд типа RS CVn. Учтены эффекты сверхтонкого расщепления, изотопического сдвига, отклонения от локального термодинамического равновесия. Анализ полученных данных выявил избыток содержания лития и элементов нейтронного захвата по сравнению с нормальными красными гигантами. Для лития это объясняется активностью звезды, а избыток содержания s-элементов предположительно имеет природу, сходную с природой умеренных бариевых звезд.
Ключевые слова : звездная спектроскопия, звездные атмосферы, красные гиганты, переменные звезды.
DOI: 10.7868/S0320010815100058
ВВЕДЕНИЕ
PZ Mon (HD 289114) — двойная переменная звезда типа RS CVn, компоненты которой представлены красным гигантом спектрального класса K2III (Пахомов и др., 2015) и красным карликом спектрального класса M7V (Пахомов, Горыня, 2015). В работе (Пахомов и др., 2015) определены различными независимыми методами параметры звездной атмосферы основного компонента PZ Mon: эффективная температура Teg = 4700 ± ± 100 K, ускорение силы тяжести lgg = 2.8 ± 0.2, а также выявлены признаки хромосферной активности по оптическим и ультрафиолетовым наблюдениям и наличие короны — по рентгеновским. Оптическая переменность (Дт œ 0.03т) звезды вызвана неоднородным распределением температурных пятен на ее поверхности: на стороне, обращенной ко второму компоненту, сосредоточена большая часть, около 24% поверхности покрыто пятнами, тогда как на обратной стороне их около 20% (Алексеев, Бондарь, 2006).
Система PZ Mon интересна во многих аспектах. Скорость вращения основного компонента vrot = = 10.5 км с-1 превосходит типичные скорости вращения красных гигантов 3—5 км с-1. Отношение масс компонентов M2 : M1 = 0.14 MQ : 1.5 MQ = = 0.09 минимально среди известных гигантов типа
Электронный адрес: pakhomov@inasan.ru
RS CVn. При этом система синхронно вращается с периодом 34.13 дня, в то время как все близкие по параметрам подобные системы являются ассин-хронными (Пахомов, Горыня, 2015), что ставит вопрос о механизме синхронизации системы PZ Mon. Таким образом, всестороннее исследование звезды PZ Mon является актуальным, включая сравнительный анализ химического состава, который может выделить PZ Mon среди нормальных красных гигантов и активных гигантов типа RS CVn.
В настоящей работе впервые определено содержание 26 элементов в атмосфере PZ Mon с целью сравнительного анализа этого активного гиганта с другими гигантами типа RS CVn и нормальными красными гигантами тонкого диска Галактики. Эти данные в дальнейшем будут использованы для вычислений распределения температурных пятен на поверхности исследуемой звезды методом допле-ровской томографии и изучения влияния второго компонента на активность главного.
НАБЛЮДЕНИЯ
Спектральные наблюдения PZ Mon были проведены 10 февраля 2015 г. на спектрографе НЭС, установленном в фокусе Нэсмита на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН. Использовался режим наблюдений с реза-телем изображения, спектральное разрешение составило R = 60 000. Три последовательных получасовых экспозиции были получены на ПЗС e2v
CCD42-90 размером 4632 х 2068. Для обработки спектров мы применяли пакет программ MIDAS. 54 эшелле порядка были выделены в спектральном диапазоне от 3890 до 6980 A. Калибровка по длинам волн была выполнена с помощью спектра торий-аргоновой лампы. Предварительная обработка спектров также включала удаление следов космических частиц и учет рассеянного света. Произвольный эшелле порядок состоит из трех отдельных спектров: основного спектра и двух — от резателя изображения, которые были обработаны отдельно. В конце процедуры обработки сигнал с резателей добавлялся к основному спектру. Каждая из трех экспозиций спектра PZ Mon также была обработана отдельно, и в конце все спектры складывались с учетом разности проекции скорости вращения Земли. Среднее отношение сигнала к шуму на итоговом спектре составило около 120. Нормализация спектра к уровню континуума была проведена с помощью функции блеска, полученной из спектра плоского поля, и с помощью синтетического спектра звезды с параметрами модели, аналогичными PZ Mon. Первичный анализ спектра позволил определить лучевую скорость vrad = = 23.91 ±0.16 км с"1.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ
Анализ спектра был выполнен методом синтетического спектра в программе BinMag3 (автор О. Кочухов1 ). Для расчетов теоретических спектров мы применяли программу Synth3, а также модель звездной атмосферы с параметрами Teg = = 4700 ± 100 K, lg g = 2.8 ± 0.2, Vt = 1.3 км с"1, вычисленной с помощью программы ATLAS9 (Ку-руц, 1993). Список спектральных атомных и молекулярных линий для программы Synth3 был получен из базы атомных параметров VALD3 (Рябчико-ва и др., 2015) с помощью функции "select stellar", позволяющей выбрать в заданном диапазоне длин волн лишь те спектральные линии, интенсивность которых превышает заданное пороговое значение и будет достаточна для видимости их в спектре. Синтетический спектр включает в себя 25 123 линий
в диапазоне от 4000 до 7000 A с интенсивностью, отличающейся от интенсивности континуума более чем на 0.01. Из этого списка были выбраны линии с минимальной степенью блендирования соседними линиями для определения содержания химических элементов из условия
N
Fblend = Y^ F i=1
cene—д**-
Fcen < 0.05Fblend
ДА = д/ (A-Urotsini/c)2 + (А/R)2,
где Fcen — центральная глубина спектральной линии, Fblend — оценка глубины спектра в центре исследуемой линии с длиной волны А, образованного N соседними линиями с длинами волн Аг, ДА — характерная ширина спектральной линий, vrot=10.5 км с"1 — скорость вращения PZ Mon, sin i = 0.92 — угол наклона оси вращения PZ Mon, c — скорость света, R = 60 000 — спектральное разрешение. Учет блендирования проводился вокруг каждой линии на расстоянии 5ДА. Из созданного списка линий затем отбирались лишь те, которые могут быть качественно измерены в наблюдаемом спектре исследуемой звезды. Окончательный список включает в себя 294 спектральные линии.
Для определения содержания химических элементов применялся метод Левенберга—Марквардта приближения теоретического спектра к наблюдаемому. При этом параметрами вариации были: log(El/H) — содержание элемента, vrad — лучевая скорость, vmacro — макротурбулентная скорость. Качество аппроксимации контролировалось условием, при котором разность теоретического и наблюдаемого спектров была бы меньше уровня шумов. Отдельно вычислялся профиль конкретной спектральной линии для анализа степени влияния соседних линий. Все измеренные линии в спектре PZ Mon были измерены также в солнечном спектре NOAO (Куруц и др., 1984) для дальнейшего вычисления дифференциальных содержаний, чтобы уменьшить систематические ошибки атомных параметров.
Учет эффекта сверхтонкого расщепления (HFS, hyperfine splitting) был выполнен с использованием констант A и B сверхтонкой структуры атомных уровней нечетных изотопов натрия, алюминия, скандия, ванадия, марганца, кобольта, иттрия, бария, лантана и европия2. С этой целью написана программа, которая анализирует входной список спектральных линий для вычисления синтетического спектра, проверяет наличие необходимых данных (идентифицирует нижние и верхние уровни перехода, выполняет поиск коэффициентов A и B) и запускает расчет длин волн и интенсивностей компонент сверхтонкого расщепления. В результате каждая нерасщепленная линия из входного списка, имеющая данные о расщеплении, заменялась набором линий по числу компонент, логарифмы сил осцилляторов которых равны log gf0 +
1 http://www.astro.uu.se/bieg/binmag.htmi
! http://kurucz.harvard.edu/atoms.htmi
Таблица 1. Содержание химических элементов в атмосфере PZ Mon: N — число использованных линий, [El/N] и <r[El/H] — относительное содержание и его ошибка, hfs — сверхтонкое расщепление, iso — изотопический сдвиг, nLTE — отказ от локального термодинамического равновесия
Элемент N [El/H] <r[El/H] Примечание
Lil 1 0.46 0.07 hfs, iso, nLTE
Cl 3 -0.26 0.07
N1 1 0.25 0.15
01 1 0.14 0.08
Nal 2 0.19 0.02 his, nLTE
Mgl 2 0.04 0.10 nLTE
All 1 0.00 0.03 his, nLTE
Sil 9 0.04 0.09
Cal 6 0.05 0.08
Sel 4 0.07 0.05 his
Sc2 4 0.19 0.10 his
Til 26 0.07 0.08
Ti2 3 0.07 0.03
VI 23 0.09 0.07 his
Cri 11 0.11 0.08
Mnl 5 0.13 0.11 his
Fel 90 0.08 0.09
Fe2 4 0.17 0.10
Col 11 0.06 0.11 his
Nil 14 0.04 0.08
Sri 1 0.15 0.11
Y1 1 0.09 0.03 his
Y2 2 0.18 0.06 his
Zrl 4 -0.02 0.09
Mol 1 0.18 0.10
Ba2 3 0.58 0.10 hfs, iso, nLTE
La2 1 0.39 0.04 his
Ce2 2 0.37 0.03
Nd2 4 0.57 0.08
Eu2 1 0.22 0.08 hfs, iso
+ log(Ii) - log(£] Ii), где log gfo — сила осциллятора нерасщепленной линии, Ii — относительная интенсивность i-ой компоненты, а Ii — сумма интенсивностей всех компонент расщепления. Для лития использовались готовые данные о сверхтонком расщеплении и изотопическом сдвиге (Смит и др., 1998). Для бария расчеты проводились отдельно для каждого изотопа, а затем к силам осцилляторов добавлены значения, соответствующие логарифму относительного содержания изотопа (Ро-сман, Тэйлор, 1998).
Учет отклонения от локального термодинамического равновесия был выполнен с помощью неЛТР поправок: для лития — из работы (Линд и др., 2009), для натрия, магния и алюминия — из работ (Алексеева и др., 2014; Лиу и др., 2007), для бария — из работы (Машонкина, Зач, 1996).
Результаты представлены в табл. 1: в первом столбце — название элемента и степень ионизации, по N линиям (второй столбец) которого определены относительное содержание [El/H] (третий столбец) и ошибка a[El/H] (четвертый столбец), учитывающая также и точность ап
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.