Во втором разделе настоящей работы даны основные сведения о звезде и описана методика наблюдений и обработки спектров. Результаты поиска регулярных вариаций профилей линий в спектре звезды представлены в третьем разделе. В четвертом разделе обсуждаются эволюционный статус звезды и влияние магнитного поля на переменность профилей. В заключении сформулированы выводы настоящего исследования.
2. ОСНОВНЫЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЕЗДЕ. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА СПЕКТРОВ
Сверхгигант р Leo (HD 91316) является относительно медленно вращающейся звездой спектрального класса B1 Iab. Эффективная температура звезды Teff определяется неуверенно. В работе [17] дано значение Teff = 20 260 K. Согласно [18] Teff = 24 200 K. Значение Teff = 22 000 K приведено в работе [19].
Звезда р Leo на диаграмме Герцшпрунга-Рессела находится в области переменных звезд типа в Cep ранних подклассов спектрального класса B (см., например, [20]). Параметры звезды представлены в табл. 1. В таблице Teff — эффективная температура звезды, M — масса главного компонента системы, M — скорость потери массы звездой, L — болометрическая светимость, Vэо — терминальная скорость звездного ветра, V sin i — скорость вращения звезды, lg e(El) — содержание элементов в шкале lg e(H) = 12.
В 2004 г. звезда наблюдалась нами в САО РАН на 6-м телескопе БТА и на 1.8-м телескопе Бохин-санской оптической астрофизической обсерватории (Б0A0, Южная Корея). Сведения о наблюдениях, выполненных в 2004 г., даны в табл. 2. Спектральные наблюдения звезды в САО 10/11 января 2004 г. произведены с использованием кварцевого эшелле-спектрографа НЭС [21], стационарно установленного в фокусе Нэсмита и оснащенного ПЗС-детектором 2048 х 2048 пикс. (Uppsala CCD) в области длин волн АЛ 4500—6000 A.
Для увеличения проницающей способности спектрографа применялся резатель изображения на три среза [22]. В таком варианте наблюдений достигается спектральное разрешение R & 60 000 при дисперсии 0.033 A/пикс. Размер изображений во время наблюдений составлял около 3". В качестве спектра сравнения использовалась торий-аргоновая лампа. При применении резателя изображений каждый эшельный порядок изображения представлялся тремя подпорядками (срезами). Аппаратное смещение верхнего и нижнего среза в отдельном порядке относительно среднего среза определялось методом кросс-корреляции в
Таблица 1. Параметры системы р Leo
Параметр Значение Ссылка
Teff, К 24 200 [18]
lg g 3.09 [18]
M/Mq 22 [17]
R/Rq 32 [17]
37.4 [19]
Vœ, км/с 1110 [19, 23]
— ig(M/Mq) -6.20 [17]
lg(L/LQ) 5.18 [17]
V sin i, км/с 75 [19, 23]
60 [24]
lg e(C) 7.5 [19]
lg e(N) 8.3 [19]
lg £(O) 8.4 [19]
изображениях спектров сравнения. Полученные таким образом три среза в отдельно взятом порядке суммировались методом медианного среднего с учетом найденных аппаратных смещений.
Первичная редукция ПЗС-изображений эшель-ных спектров была выполнена в среде MIDAS [9]. Стандартные алгоритмы процедуры ECHELLE программного пакета MIDAS были адаптированы нами для работы с данными, полученными с резателем изображения. Были выполнены медианная фильтрация и усреднение кадров подложки (процедура BIAS) с последующим вычитанием ее из остальных кадров, полученных в процессе наблюдений, а также очистка кадров от следов космических частиц. Для определения положения спектральных порядков использовался метод Бал-лестера [25].
Для определения функции вклада рассеянного света выделялось межпорядковое пространство на кадрах и производилась двумерная интерполяция. Эта функция записывалась в отдельные кадры, которые вычитались из исходных изображений. Была выполнена экстракция спектральных порядков из редуцированных изображений спектра звезды, плоского поля и спектра эталона длин волн и редукция за плоское поле. Калибровка спектров по длинам волн производилась с использованием двумерной полиномиальной аппроксимации данных отождествлений линий спектра.
Таблица 2. Наблюдения р Leo в 2004 г.
Дата Обсерватория, Спектрограф, Число Экспозиция, Полное время
(2004 г.) телескоп приемник (ПЗС) спектров мин наблюдений, ч
10/11 января САО, БТА НЭС, 2048 х 2048 пикс. 30 6 3.5
БОАО, 1.8-м BOES, 2048 х 4096 пикс. 2 9/10 0.6
14/15 января БОАО, 1.8-м BOES, 2048 х 4096 пикс. 11 4 2.5
3/5 февраля БОАО, 1.8-м BOES, 2048 х 4096 пикс. 4 4/7 3.0
Для исследования переменности профилей линий обработанные спектры нормировались на континуум, построенный в каждом эшелле-порядке. Для проведения континуума в спектральных порядках, содержащих узкие спектральные линии, применялась методика Шергина и др. [26], использующая сглаживание спектров с переменным гаус-соподобным фильтром с шириной окна 25—30 A и с одинаковыми параметрами для всей последовательности спектров.
При проведении континуума в порядках, содержащих широкие спектральные линии, использовалась следующая процедура. Такие спектральные линии вырезались в фиксированных интервалах длин волн для всех 30 спектров, полученных в 2004 г. на БТА. Для установления положения континуума использовалась полиномиальная аппроксимации для всех длин волн порядка, исключая области вырезанных широких спектральных линий. Параметры аппроксимация оставались неизменными для всех спектров ряда. Такая процедура построения континуума обеспечивает стабильность и воспроизводимость проведения континуума на всех спектрах с точностью до десятых долей процента. Это позволяет достичь высокой точности получения разностных профилей линий и регистрировать переменность в профилях широких линий на уровнях до 0.2%.
Спектральные наблюдения звезды, выполненные в БОАО, проводились в течение 4 наблюдательных ночей 11, 14, 15 января и 5 февраля 2004 г. с помощью оптоволоконного эшелле-спектрографа BOES [27] 1.8-м телескопа обсерватории БОАО, оснащенного ПЗС-приемником (2048 х 4096 пикс.; размер пиксела 15 х 15 мкм).
Получено 17 эшелле-спектров со спектральным разрешением R & 44 000 в широкой спектральной
области 3782 A < Л < 9803 A. Звезда является достаточно ярким объектом, поэтому при времени экспозиции 4—10 мин было достигнуто высокое значение отношения S/N & 300. Интервал времени между получением последовательных спектров в каждую ночь составил 6—10 мин.
Первичная обработка ПЗС-изображений эшельных спектров выполнена в среде IRAF. Последующая редукция спектров проводилась с использованием модифицированной версии 2004 г. (DECH 20T) пакета DECH [28]. Для исследования переменности профилей линий спектры нормировались на континуум, процедура построения которого описана в [16].
Для всех 47 спектров звезды, полученных в 2004 г., длины волн были переведены стандартным образом в гелиоцентрическую шкалу. В дальнейшем для удобства анализа переменности профилей в качестве нуль-пункта шкалы длин волн было использовано среднее значение лучевой скорости центра масс р Leo: Vrad = 42 км/с [24].
Для иллюстрации на рис. 1 даны средние спектры р Leo, определенные по 30 спектрам, полученным на БТА 10/11 января 2004 г. для тех спектральных порядков, в которых находятся все анализируемые в настоящей работе линии.
3. ВАРИАЦИИ ПРОФИЛЕЙ. ПОИСК РЕГУЛЯРНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ
3.1. Вариации средних профилей линий
Средние за ночь профили линий в спектрах звезд спектральных классов O и B часто показывают значительные изменения [6]. Для иллюстрации вариаций профилей в спектре р Leo от ночи к ночи на рис. 2 представлены средние за ночь профили линий NII Л 5676.019 (NII Л 5676), NII Л 5679.562 (NII Л 5680) и дублета HeI Л 5875.621, 5875.966 (HeI Л 5876).
На рисунке видно, что амплитуда вариаций потоков в линиях в спектре р Leo составляет 1—2% в единицах интенсивности в соседнем континууме. Средние за ночь 11 января 2004 г. профили линий в спектрах, полученных в САО и БОАО, совпадают на уровне ошибок измерений, что свидетельствует о хорошей внутренней точности используемых нами процедур определения уровня континуума.
1.005 1.000 0.995 0.990 0.985 0.980 0.975 0.970 0.965 0.960 0.955
a955fe
1.000 0.975 0.950 0.925 0.900 0.875 0.850 0.825 0.800 0.775
0.7550655
И/ о у 1
£ *
О оо
Н о m
* S m и
£
5465
5475
5485
5495
5505
5515
5715
5725 5735
5745
5755 5765
5775
5765
íVTf
5867
i
£ Ъ
m Q" а
и * , 1 1
5877 5887 5897
X, А
5907 5917
5927
Рис. 1. Средний спектр р Leo в областях длин волн АЛ 5455—5520 A, АЛ 5655—5715 A, АЛ 5715—5785 A и АА 5857—5927 A. Вертикальными стрелками отмечены лабораторные длины волн линий.
Обращают на себя внимание большое число сильных линий иона NII в спектре, особенно заметное в области длин волн 5660—5715 A, что связано со значительным избытком азота в звезде (0.5 dex) по сравнению с солнечным содержанием [29] (табл. 1).
3.2. Изменения разностных профилей линий
Для выделения переменных деталей профилей линий нами были построены разностные профили (индивидуальный профиль линии минус средний
профиль). Для получения среднего профиля использовались два набора спектров: 30 спектров, полученных на БТА в ночь 10/11 января 2004 г., и 17 спектров, полученных в 2004 г. в БОАО.
Для иллюстрации полученных результатов на рис. 3 представлены динамические разностные профили линий NII А 5495.666 (NII А 5496), NII А 5666.667, NII А 5679.562, SiIII А 5695.522 (SiIII А 5696), SiIII А 5739.733 (SiIII А 5740) и HeI А 5876 в спектре р Leo в шкале доплеровских смещений от центра линии, построенные по спектрам, полученным на БТА 11 января 2004 г. Эти
1.025 1.000 0.975 0.950 0.925 з 0.900
0.8751-
0.850 0.825 0.800 0.775
1.050 1.000 0.950 0.900 0.850 0.800 0.750 0.700 0.650 0.600
5674 5675 5676 5677 5678 5679 5680 5681 5682 5683 5871 5872 5873 5874 5875 5876 5877 5878 5879 5880
X, А
Рис. 2. Средние профили линий N11 А 5676.019, N11 А 5679.562 (слева) и дублета Не1 АА 5875.621, 5875.966 для спектров, полученных в БОАО на 1.8-м телескопе 11, 14, 15 января и 5 февраля 2004 г. и в САО на БТА 11 января 2004 г. Вертикальными стрелками отмечены лабораторные длины волн линий.
NII 5496
NII 5667
NII 5680
3.5 3.0 2.5 2.0 1.5 1.0 0.5 0
3.5 3.0 2.5 2.0 1.5 1.0 0.5 0
Ир
. / ■■' ■. ■ 'i1*
ÍYTy.-Т yjftfii
ta i J ii i '".^Jf I * '! ■ ■
. ■ i
-100 0 1
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.