УДК 524.31.01-852
НЕСТАБИЛЬНОСТЬ КИНЕМАТИЧЕСКОГО СОСТОЯНИЯ АТМОСФЕРЫ ГИПЕРГИГАНТА р Cas ВНЕ ВСПЫШКИ
© 2014 г. В. Г. Клочкова1*, В. Е. Панчук1, Н. С. Таволжанская1, И. А. Усенко2
1 Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, Нижний Архыз Карачаево-Черкесской Республики, Россия
2Астрономическая обсерватория Одесского национального университета им. И.И. Мечникова,
Одесса, Украина Поступила в редакцию 20.08.2012 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Многократные наблюдения желтого гипергиганта р Cas, проведенные в 2007—2011 гг. в широком интервале длин волн со спектральным разрешением R > 60 000, позволили детально изучить особенности оптического спектра и выявить неизвестные ранее особенности кинематического состояния протяженной атмосферы звезды. Лучевая скорость по симметричным абсорбциям металлов меняется с амплитудой около ±7 км/с относительно системной скорости Vsys = -47 км/с, что является следствием малоамплитудных пульсаций близфотосферных слоев атмосферы. В отдельные моменты наблюдается градиент скорости в глубоких слоях атмосферы звезды. Впервые обнаружена слабая стратификация скоростей в атмосфере звезды, проявляющаяся в различии на 3—4 км/с скоростей, измеренных по абсорбциям нейтральных атомов и по абсорбциям ионов. Показано, что длинноволновый компонент расщепленных абсорбций Ball, SrII, Till и других сильных линий с низким потенциалом возбуждения нижнего уровня искажен стационарно расположенной эмиссией. Предполагается, что коротковолновые компоненты, положение которых соответствует узкому интервалу скоростей Vr(blue) « -60 ^—70 км/с, возникают в околозвездной оболочке, где формируется также один из компонентов линий дублета D NaI и эмиссионный компонент ионов Fell 6369.46 и 6432.68 A.
DOI: 10.7868/S0004629913120049
1. ВВЕДЕНИЕ
Редко встречающиеся желтые гипергиганты, прототипом которых является звезда р Cas (Sp = = G2 Iae), — это проэволюционировавшие массивные звезды предельно высокой светимости. На диаграмме Герцшпрунга—Рессела эти объекты расположены вблизи предела светимости в области нестабильности, содержащей гипергиганты спектральных классов от A до M [1—3]. Содержания CNO—элементов и избыток натрия в атмосфере р Cas [4] указывают на то, что звезда уже побывала в стадии красного сверхгиганта и теперь находится на быстром эволюционном переходе от красных сверхгигантов к звездам Вольфа—Райе или LBV-звездам. Процесс движения в область высоких температур плохо изучен.
Помимо высокой светимости, желтые гипергиганты отличаются от обычных сверхгигантов высоким темпом потери вещества в виде звездного ветра и наличием околозвездных оболочек. Нестабильность объектов проявляется и в виде пере-
E-mail: valenta@sao.ru
менности спектра и блеска типа пульсационной. Особенности пульсаций массивных звездна стадии сжатия гелиевого ядра рассмотрены в статье Фадеева [5], который, в частности, приходит к выводу о маловероятности долгопериодических радиальных пульсаций р Cas. Наряду с указанными провлени-ями нестабильности, желтые гипергиганты испытывают еще и так называемые "shell episodes", в ходе которых звезда особенно интенсивно теряет вещество и на несколько сотен дней укутывается выброшенным холодным веществом, образующим псевдофотосферу. В случае р Cas последнее такого рода событие произошло на рубеже 2000—2001 гг., когда звезда потеряла до 3 х 10_2М© [6].
На диаграмме Герцшпрунга—Рессела р Cas располагается на границе так называемого "желтого войда" [1], отделяющего гипергиганты и LBV-звезды в спокойной фазе. Гипергигантам вблизи войда присущи отрицательный градиент плотности и близкое к нулю значение ускорения силы тяжести lg g [7], что способствует формированию в атмосфере нестабильной области. На границе "желтого войда", по-видимому, резко возрастает амплитуда
пульсаций желтых гипергигантов , что и приводит к повышенной нестабильности атмосферы и сбросу оболочки [1].
Вблизи р Cas на диаграмме Герцшпрунга— Рессела находится гипергигант V1302 Aql, больше известный по имени ассоциируемого с ним ИК-источника IRC +10420. Центральная звезда V1302 Aql (спектральный класс F8 Ia, светимость порядка 106Lq) окружена мощной газопылевой средой, поэтому наблюдениям доступен только ветер. Несмотря на достаточно высокую эффективную температуру, звезда ассоциирована с сильным OH-мазером. Одним из важнейших результатов многолетних исследований V1302 Aql было обнаружение быстрого роста ее эффективной температуры [8, 9]. При этом данные мониторинга в последние десятилетия XX в. указывают на ускорение роста температуры [10]. В отличие от гипергиганта V1302 Aql с его массивной и структурированной оболочкой, р Cas, несмотря на высокий темп потери вещества, наблюдается как точечный объект. Удаленная от звезды оболочка, которую можно было бы зарегистрировать с космическим телескопом Хаббла, у р Cas отсутствует, что говорит о недолгом пребывании звезды на стадии с высоким темпом потери вещества [11].
Пекулярность и переменность спектра р Cas были обнаружены более века назад (см. статью [12] и ссылки в ней), однако до сих пор нет полного понимания тех физических процессов, которые приводят к сложной и переменной во времени кинематической картине в протяженной атмосфере гипергиганта. Как отмечает Фадеев [5], остается неясным даже тип пульсаций этой звезды, что предопределяет актуальность ее мониторинга.
На протяжении двух десятилетий на БТА ведется спектральный мониторинг гипергиганта V1302 Aql, благодаря которому уже получены выводы, касающиеся его эволюции [8, 10]. Близость эволюционной стадии и фундаментальных параметров V1302 Aql к этим параметрам у р Cas стимулировала проведение мониторинга и этого представителя малонаселенной группы желтых гипергигантов. В данной статье мы представляем результаты оптической спектроскопии р Cas в 2007—2011 гг. В разд. 2 кратко описаны методы наблюдений и анализа данных. В разд. 3 мы приводим полученные результаты и сопоставляем их с опубликованными ранее. В разд. 4 даны основные выводы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ, ОБРАБОТКА И АНАЛИЗ СПЕКТРОВ
Спектральные данные для р Cas получены в фокусе Нэсмита 6-м телескопа БТА Специальной
астрофизической обсерватории РАН с эшельным спектрографом НЭС [13, 14]. Средние моменты наблюдений (JD) и зарегистрированный спектральный диапазон приведены в табл. 1. Наблюдения выполнены с ПЗС-матрицей формата 2048 х х 2048 элементов и с резателем изображений [14]. В ночь 14.09.2011 использовалась ПЗС-матрица 2K х 4K. Как видно из табл. 1, переход на крупноформатную ПЗС существенно раздвинул границы регистрируемого интервала длин волн АЛ. Спектральное разрешение составляет Л/АЛ > 60 000, отношение сигнала к уровню шумов S/N > 100.
Экстракция одномерных спектров из двумерных эшелле-кадров выполнена с помощью модифицированного [15] пакета ECHELLE комплекса программ MIDAS. Удаление следов космических частиц проводилось медианным усреднением двух спектров, полученных последовательно один за другим. Калибровка по длинам волн осуществлялась с использованием спектров ThAr-лампы с полым катодом. Контроль инструментального согласования спектров звезды и лампы с полым катодом выполнено по теллурическим линиям O2 и H2O. В спектрах р Cas для контроля Vr нами измерялись 15—20 теллурических линий для спектров с
длинноволновой границей 5930—6010 A идо 70—80 линий для спектров с более длинноволновой границей. Среднеквадратичная погрешность измерений Vr по узким теллурическим абсорбциям составляет <0.5 км/с (точность по одной линии). В случае р Cas точность несколько хуже из-за расширения спектральных линий развитой турбуленцией: микротурбулентная скорость в атмосфере достигает 11 км/с [1]. Более детально процедура измерения лучевой скорости Vr по спектрам, полученным со спектрографом НЭС, величины и источники ошибок описаны в статьях [16, 17].
3. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ 3.1. Эффективная температура р Cas
Эффективную температуру звезды Teff мы определили с использованием спектроскопических критериев, разработанных Ковтюхом [18]. Этот метод основан на том, что отношения избранных спектральных линий являются чувствительными индикаторами температуры. Одна пара линий дает температуру с точностью 50—110 K, но использование набора критериев приводит к достаточно точному среднему значению. В спектрах F—G-звезды нам доступны свыше 100 пар линий, что позволяет довести внутреннюю точность до 10 — — 30 K. Как следует из табл. 1, в случае р Cas из-за большой ширины линий мы имеем точность 39—53 K по спектрам в интервале длин волн ^5200—6700 A. Из-за меньшего числа доступных
Таблица 1. Журнал наблюдений р Cas и результаты определения эффективной температуры Teff для различных моментов наблюдений
Номер спектра Дата JD 2450000+ ДА, À Teff, К
S493015 09.03.2007 4168.63 4557-6014 6221 ± 90
S494023 10.03.2007 4169.57 4557-6014 6200 ± 171
S495019 10.03.2007 4170.49 4514-5940 6229 ± 131
S516015 21.02.2008 4518.39 5204-6680 6610 ±53
S525032 19.10.2008 4759.23 3050-4520
S526006 20.10.2008 4760.23 5214-6690 6744 ± 53
S538009 30.09.2009 5104.62 5216-6691 6420 ± 39
S553018 01.08.2010 5409.52 4422-5930 5777 ± 161
S554032 23.09.2010 5463.39 3970-5390
S555027 24.09.2010 5464.39 5216-6690 6044 ± 40
S564020 13.01.2011 5574.60 5208-6683 6174 ±43
S565003 13.01.2011 5575.09 5208-6683 6322 ± 52
S575002 14.09.2011 5819.41 3985-6980
пар линий в интервале «4400-6020 A точность хуже: 90-170 K. Как следует из табл. 1, за период наших наблюдений эффективная температура звезды изменялась в пределах 5777—6744 K со средним значением около 6200 K. Заметим, что зафиксированное нами изменение температуры р Cas в ходе пульсационного периода превышает разницу температур ATeff « 750 K, полученную ранее Лобелем и др. [19].
3.2. Пекулярность и переменность профилей спектральных деталей
Профили сильных абсорбционных линий в спектре р Cas переменны и, как правило, асимметричны: их коротковолновые крылья либо приподняты над континуумом переменной эмиссией, либо имеют большую по сравнению с длинноволновым крылом протяженность. Хорошим примером является профиль линии Ball 6141 A, представ
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.