Журнал наблюдений HD 56126 и результаты измерения лучевой скорости Vr
Дата Спектрограф ДА, A Vr, км/с
Rx ^ 0 FeII Щ Ha D2 Nal C2 Межзвездные линии
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12
12.01.93 Рысь 5560-8790 88.8 91 78(100:) 77 79:
10.03.93 Рысь 5560-8790 89.0 93 71 (43:) 75: 76:
04.03.99 Рысь 5050-6640 85.9 77 76(43:) 78 77.1
20.11.02 НЭС 4560-5995 89.6 95(80:) 89 74.9 (89) 77.2 12.0 23.5 30.8
21.02.03 НЭС 5150-6660 88.8 96: 88(112:) 75.6(89) 77.1 12 24 31
12.04.03 НЭС 5270-6760 88.4 82(103:) 75.4(89:) 13 23 30.5
14.11.03 НЭС 4518-6000 85.3 96(86:) 97 75.0(87:) 76.9 12.5
10.01.04 НЭС 5270-6760 86.7 54: (78:) 75.6(86:) 13.0 23.5 31
09.03.04 НЭС 5275-6767 89.8 58(74:) 76.1 (89) 13 24 31
12.11.05 НЭС 4010-5460 82.5 97(77:) 98 77.5
Примечание. Все значения скорости Vr — гелиоцентрические, положительные. В 4-й колонке даны средние значения Vr по слабым линиям (их глубина R\ близка к уровню континуума: R\ ^ 0). Для FeII(42), На и D2 №1 даны скорости, соответствующие положению самых сильных компонентов, в скобках для этих линий указаны скорости по самым слабым компонентам. Два значения скорости в 5-й колонке, выделенные курсивом, определены по линиям ИК-триплета кислорода 01 А7773 А. Двоеточием отмечены неуверенные значения.
достаточно яркой (В = 9.11т, V = 8.27т) и, следовательно, самой доступной для спектроскопии с высоким спектральным разрешением звездой среди обогащенных углеродом РРЫ. Основными аспектами данной статьи являются: отождествление спектральных деталей и сопоставление спектра HD 56126 со спектром стандартного сверхгиганта аРег ^р=Р51аЬ); выявление вероятной переменности профилей спектральных деталей; анализ массива значений лучевых скоростей Уг для поиска вероятных дифференциальных сдвигов; изучение переменности лучевой скорости. В разд. 2 приведено краткое описание использованных методов наблюдений, обработки и анализа спектральных данных. В разделе 3.1 кратко представлены основные выводы об особенностях спектра звезды. Далее в подразделах 3.2 и 3.3 приведены результаты измерений лучевой скорости по различным компонентам спектра, а также рассмотрено временно)е поведение картины лучевых скоростей. В заключительном разделе 4 кратко суммированы полученные результаты.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА СПЕКТРОВ
Спектроскопия HD 56126 и аРег выполнена нами на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН. Все спектры получены в фокусе Нэсмита с эшелле-спектрографами
НЭС [7, 8] и "Рысь" [9, 10]. В сочетании с ПЗС-матрицей 2048 х 2048 элем. и в комбинации с реза-телем изображений [11] спектрограф NES обеспечивает спектральное разрешение R & 60 000. Спектрограф "Рысь", оснащенный матрицей ПЗС 1K х х 1K, обеспечивает R & 25 000. Моменты наблюдений и зарегистрированные спектральные диапазоны приведены в таблице.
Экстракция данных из двумерных эшелле-спектров выполнена с помощью модифицированной с учетом особенностей эшелле-кадров используемых спектрографов процедуры ECHELLE программного комплекса MIDAS (см. детали в работе [12]). Удаление следов космических частиц проводилось медианным усреднением двух спектров, полученных последовательно один за другим. Калибровка по длинам волн осуществлялась по спектрам ThAr-лампы с полым катодом. Дальнейшая обработка, включающая фотометрические и позиционные измерения, выполнена с помощью программы DECH20 [13]. Программа, в частности, позволяет находить положения отдельных спектральных деталей путем совмещения прямых и зеркальных изображений их профилей. Для увеличения точности измерения лучевой скорости путем сравнения наблюдаемых спектров с соответствующими синтетическими были отобраны наименее блендированные линии. Определение позиционного нуль—пункта каждой спектрограммы
I 200
100-
5888
5889
X, А
5890
20.11.02
5891
Рис. 1. Участок спектра с линией D2 в разные даты наблюдений.
выполнено стандартным приемом — привязкой к положениям ионосферных эмиссий ночного неба и абсорбций теллурического спектра, которые наблюдаются на фоне спектра объекта. Точность измерения скорости по одной линии в спектрах, полученных со спектрографами НЭС и "Рысь", составляет около а & 1.0 и 1.5 км/с, соответственно.
3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Список линий, отождествленных нами в спектре НЭ 56126, представлен на сайте http://www.sao.ru /hq/ssl/HD56126-Atlas/Atlas.html. В этом списке приведена лишь часть массива линий, для которых измерены глубины г и гелиоцентрические лучевые скорости Vr. Остановимся несколько подробнее на пекулярности спектра звезды.
3.1. Пекулярность спектра HD 56126
Межзвездные детали и околозвездные детали. При сопоставлении наших данных между собой и с данными других авторов мы контролировали совпадение нуль-пунктов систем лучевых скоростей по межзвездным и околозвездным линиям. На рис. 1 представлены профили линии D2 Nal, причем здесь, как и в таблице, для выявления тонкой структуры линий мы рассматриваем только спектры, полученные с максимальным разрешением R = 60 000. В итоге выделено 5 компонентов линии D2Nal. Три синесмещенных межзвездных компонента D2-линии в спектре HD 56126, хорошо различимые на рис. 1, дают значения Vr
(колонки 10—12 в таблице с усредненными величинами (Vr} = 12.6, 23.6 и 30.9 км/с), постоянные в пределах точности измерения. Их стабильность подтверждает, что эти 3 компонента формируются в межзвездной среде.
Сдвиг компонента линии D2Nal со скоростью (Vr} = 75.8 км/с согласуется со сдвигом полос системы Свана молекулы C2 (колонки 8 и 9 таблицы, соответственно), что указывает на формирование этого компонента в околозвездной среде. Очевидно, что самый длинноволновый компонент (Vr} = = 88.5 км/с является фотосферным: его поведение со временем соответствует другим фотосферным абсорбциям. Отметим, что такая структура профилей D-линий Nal согласуется с результатами Бэк-кера и др. [14]. Выделенный ими слабый компонент линии D2Nal со скоростью (Vr} = 44 км/с также виден, по крайней мере, в трех наших спектрах. Он дает значение (Vr} =46 ± 1 км/с.
Кроме того, как видно из рис. 1, бленда трех си-несмещенных компонентов имеет резкие границы, что позволяет надежно измерить скорость также и для нее как целого. Ее среднее значение по нашим данным Vr = 20.3 ± 0.3 км/с совпадает со значением, полученным Лебре и др. [15] Vr = 20 ± ± 2 км/с по спектрам с разрешением более низким, чем у нас. Как показали Кроуфорд и Барлоу [16], околозвездные детали С2 и К1 при сверхвысоком разрешении расщепляются на компоненты, отстоящие друг от друга на расстояния около 1 км/с. Компоненты дают один и тот же набор скоростей, но имеют разные относительные интенсивности.
0
I 100
80
60
40
20
0
_I_I_I_I
6540 6550 6560 6570 X, А
Рис. 2. Профиль линии На в спектрах НЭ 56126 (вверху) и аРег (внизу).
Это может быть причиной небольших систематических различий (также порядка 1 км/с) в скоростях, получаемых для атомных и молекулярных околозвездных линий при более низком разрешении. Наши измерения не показали изменений этих скоростй со временем, а их средние значения 77.2 ± ± 0.5 км/с для С2 и 75.4 ± 0.3 км/с для №1 не расходятся систематически со значениями, полученными Лебре и др. [15], Беккером и др. [14, 17], Кроуфордом и Барлоу [16]: 77.3—77.6 км/с и 75.3—76.8 км/с для С2 и №1, К1, соответственно.
Линия На в спектре HD 56126. Известно, что в спектрах типичных PPN линия На имеет сложные (эмиссия + абсорбция) переменные профили с асимметрией ядра, профили Р Cyg различных типов от прямого до инверсного, профили с эмиссионными асимметричными крыльями, профили, включающие два эмиссионных компонента. Нередко наблюдается и сочетание подобных деталей. Как видно из рис. 2, линия На в спектре НЭ 56126 имеет абсорбционный и эмиссионный компоненты, чего нет в спектре нормального сверхгиганта аРег. На рис. 2 хорошо видны и абсорбционные крылья у На, по протяженности близкие к крыльям у этой линии в спектре аРег. Рис. 3, на котором представлены центральные части профилей На для всех имеющихся у нас моментов наблюдений, демонстрирует переменность профиля от даты к дате. Ранее Оудмейер и Бэккер [3], выполнив спектральный мониторинг НЭ 56126, пришли к выводу о сильной переменности профиля На на 2-мес шкале. Лебре и др. [15], проанализировав фурье-методом переменность профиля На и соот-ветствущий массив лучевых скоростей, пришли к выводу о сложной динамике атмосферы НЭ 56126,
X, А
Рис. 3. Центральная часть профиля линии На в спектрах НЭ 56126, полученных в разные даты.
I 100
80
60
40
20
5160
5170
5180
5190
К, А
Рис. 4. Участок спектра с полосой 5165 А системы Свана молекулы С2 в спектре HD 56126. Для сравнения внизу приведен этот же участок в спектре аРег.
обусловленной пульсациями. Бартэ и др. [18], получив в течение почти 8 лет обширный массив качественных спектральных наблюдений ИЭ 56126, сделали вывод о том, что помимо Иа, в спектре звезды меняется и И^. Анализируя переменность профилей обеих линий нейтрального водорода, эти авторы пришли к выводу о том, что в наблюдаемой переменности нет периодичности, которую можно было бы связать с изменениями лучевой скорости и блеска звезды.
Полосы системы Свана. Кроме особенностей профилей линий И1, пекулярность оптических спектров PPN проявляется в том, что зачастую в них наряду с линиями, характерными для сверхгиганта спектрального класса F—К, присутствуют многочисленные абсорбции молекул. В спектре ИЭ 56126 с эффективной температурой Т е ~ ^ 7000 К [4] наблюдаются абсорбционные полосы системы Свана молекулы С2 и красной системы молекулы С^ впервые отождествленные Бэкке-ром и др. [14]. Позже молекулярные полосы в спектрах выборки других PPN (включая ИЭ 56126), отобранных по признаку наличия углеродосодер-жащих молекул С2, С^ СИ+ в их оболочках, были детально изучены Бэккером и др. [17] по спектрам с высоким разрешением R = 50 000. Судя по значению скорости, соответствущей положению этих полос, абсорбционный молекулярный спектр формируется в ограниченной области оболочки, близкой к звезде [17].
Наши спектры ИЭ 56126 содержат несколько полос системы Свана. Дл
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.