УДК 524.38
РЕВИЗИЯ ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ ПАРАМЕТРОВ BE UMa
© 2008 г. В. В. Шиманский1,2, Н. В. Борисов2, С. А. Позднякова1, И. Ф. Бикмаев1, В. В. Власюк2, Н. А. Сахибуллин1, О. И. Спиридонова2
1 Казанский государственный университет, Казань, Россия 2Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, Нижний Архыз, Карачаево-Черкесская Республика, Россия Поступила в редакцию 23.07.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
На основе комплексного анализа фотометрических и спектроскопических данных методом моделей звездных атмосфер переопределен полный набор параметров молодой предкатаклизмической переменной BE UMa. Высокоточные фотометрические и спектроскопические наблюдения системы выполнены на телескопах БТА и Цейсс-1000 САО РАН и РТТ-150 для широкого набора фаз орбитального периода, в том числе, для моментов главного затмения. Проведена детальная идентификация эмиссионных спектральных линий 10 химических элементов. В спектрах фаз минимума блеска обнаружены абсорбционные линии и молекулярные полосы, формирующиеся в атмосфере вторичной
компоненты, и найдена ее эффективная температура T(ff = 4750 ± 150 K. Исследованы кривые лучевых скоростей холодной звезды, полученные по линиям разных элементов. Показано, что все эти кривые имеют ранее предсказанные искажения, вызываемые действием эффектов отражения в тесных двойных системах. Определены отношение масс (q = 0.43 ± 0.09) и массы компонент (Ы\ = 0.59 ± ± 0.07 Mq, M2 = 0.25 ± 0.08 Mq ). Анализ кривых блеска проведен с применением метода моделей атмосфер облучаемых звезд; исправлены значения всех параметров BE UMa. Показана корректность моделирования спектров системы в фазах максимума блеска с хорошим описанием наблюдаемых интенсивностей большинства линий тяжелых элементов. Найдено, что содержания гелия и ряда легких элементов (C, N, O, Ne, Mg) в атмосфере холодной звезды, вероятно, завышены относительно солнечных значений. Установлено, что физические характеристики главной компоненты хорошо согласуются с эволюционными треками ядер планетарных туманностей, а вторичная компонента имеет 30-кратный избыток светимости по сравнению со звездами главной последовательности такой же массы.
PACS: 97.80.Gm, 97.80.Hn, 97.80.Fk, 97.10.Ex, 97.10.Tk, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
В современном понимании класс предкатаклиз-мических переменных (ПП) объединяет достаточно разнородную группу разделенных двойных систем, прошедших стадию общей оболочки и состоящих из белого карлика или горячего субкарлика в качестве главной компоненты и звезды позднего спектрального класса в качестве вторичной компоненты [1]. Названная конфигурация систем приводит к формированию в их излучении эффектов отражения, амплитуда которых в определяющей степени зависит от светимости горячей звезды [2]. Поэтому среди всех ПП особо выделяется малочисленная группа молодых объектов, являющихся ядрами планетарных туманностей. Эффекты отражения в континуумах молодых ПП достигают 1т и более, а в их спектрах наблюдаются многочисленные эмиссионные линии водорода, гелия и высокоионизо-ванных тяжелых элементов. Их количественный
анализ, с одной стороны, позволяет получить большой объем информации о физике систем, о наборах их орбитальных параметров и химическом составе, а с другой — служит серьезной базой для тестирования и уточнения современных методик моделирования атмосфер облучаемых звезд и их спектров. В дальнейшем такие методики могут быть серьезным вспомогательным инструментом при изучении более сложных объектов с эффектами отражения, таких как поляры, массивные рентгеновские двойные, симбиотические звезды и т.д. Таким образом, важное значение для понимания физики многих типов тесных двойных систем приобретает задача точного определения фундаментальных характеристик всех молодых ПП и особенно их "стандарта" - ВЕ иМа.
В настоящее время ВЕ иМа является наиболее изученным объектом своей группы. Ее переменность была открыта Курочкиным [3], первона-
чально классифицировавшим звезду как цефеиду с периодом около Р = 2.29й. Однако наблюдения Фергюссона и др. [4] и Маргона и др. [5] показали наличие в ее спектрах плоского голубого континуума и многочисленных узких эмиссионных линий Н1, Не1, Не11, С11, СШ, N111, характерных для излучения катаклизмических переменных. Одновременно, строгая периодичность вариаций блеска без проявлений квазипериодических осцилляций и фликеринга и синхронные с ней изменения интен-сивностей линий, а также их малая доплеровская полуширина (Д^ор < 200 км/с) позволили предположить тип переменности, отличный от классических полуразделенных систем.
Андо и др. [6] на основании широкополосных фотометрических наблюдений обнаружили существование у ВЕ иМа затмений продолжительностью около Д^> = 0.02 и глубиной, возрастающей от Дт = 1.1т в диапазоне длин волн АЛ 5265—6005 А до Дт > 4.5т в диапазоне АЛ 3380—3700 А. Кроме того, кривые блеска звезды показывали плавные, близкие к синусоидальным колебания блеска с амплитудой, растущей с длиной волны, без явных признаков вторичных затмений. В результате авторы [6] предложили модель системы, состоящую из горячего субкарлика и холодной звезды с действием мощных эффектов отражения.
Первая количественная оценка параметров компонент выполнена Крамптоном и др. [7], получившими с использованием эмиссионных линий разных элементов амплитуду лучевых скоростей холодной звезды К2 = 102 ± 3 км/с. Авторами [7] было отмечено, что основной трудностью в процессе определения параметров системы является отсутствие в ее спектрах деталей, связанных с излучением горячего субкарлика. Поэтому значения параметров находились путем совместного анализа наблюдаемых кривых блеска [6] и лучевых скоростей и эмпирических зависимостей "масса-светимость" для горячих субкарликов и холодных субгигантов. В результате Крамптнон и др. [7] оценили температуру и радиус главной компоненты
на уровне = 130 000 ± 13 000 К, К\/К& =
= 0.028 ± 0.008, а вторичной - тЦ) = 3500 ± ± 300 К, Я2/Я<э =2.0 ± 0.4.
Ультрафиолетовые спектры ВЕ иМа впервые изучены Хатчингсом и Коулей [8] на основе наблюдений со спутника ШЕ в разных фазах орбитального периода. Полученные спектры не показывали заметной переменности с фазой, не содержали каких-либо спектральных линий, связанных с излучением обеих компонент, а их аппроксимация чернотельными распределениями позволила
установить, что температура горячего субкарлика существенно превышает T^f = 50 000 К.
Качественно новый цикл исследований BE UMa начался в 90-е годы прошлого века с использованием современных ПЗС-наблюдений и методов численного моделирования спектров звезд. Ферг-юссон и Джеймс [9] провели детальную идентификацию эмиссионных линий в оптическом диапазоне. Они показали, что отношения содержаний элементов группы CNO близки к солнечным, в результате чего в спектрах объекта доминируют линии OII. Их численное моделирование с применением программы PHOENIX и метода облучаемых звездных атмосфер позволило найти интегральную светимость горячей компоненты на уровне lg(Li/Lq) = 2.88 ± 0.08, что практически совпадает с современными оценками. В результате совместного анализа изменений блеска и интенсив-ностей линий была определена температура и ра-
(2)
диус вторичной компоненты: T^f = 5050 ± 550 К
и R2/Rq = 0.96 ± 0.22. Полученные данные в настоящей момент являются наиболее корректной оценкой характеристик холодной звезды, что подтверждает эффективность использования методики моделирования атмосфер облучаемых звезд. Одновременно авторы [9] предположили принадлежность вторичной компоненты к звездам главной последовательности, что и привело к завышенным значениям масс обеих компонент: M1 = 0.90 ± ± 0.04 Mq и M2 = 0.83 ± 0.10 Mq.
Детальное изучение формы и амплитуды затмений системы на основе данных одновременной UBVR-фотометрии выполнено Вуд и др. [10]. Они доказали наличие только частных затмений горячего субкарлика и определили угол наклона орбиты и относительные радиусы компонент: i = = 82.4° ± 0.1°, Ri/A = 0.0078 ± 0.0001, R2/A = = 0.138 ± 0.001. Изучение потоков излучения BE UMa в середине затмения дало возможность только приблизительно установить спектральный класс холодной звезды — в интервале G8—K4. Одновременно авторы [10] нашли, что в допустимом диапазоне отношений масс компонент они не могут переполнять свои полости Роша и аккреция в системе невозможна.
Либерт и др. [11] получили глубокие ПЗС-изображения поля BE UMa в линиях Ha и [OIII] АА 5007, 4959 A и обнаружили в них разреженную оболочку с радиусом r & 1.5-2.0 пк. Являясь остатком планетарной туманности, данная оболочка, с одной стороны, подтверждает эволюционное единство системы с другими молодыми ПП, а с другой — указывает на ее относительную старость. Авторы [11] провели спектроскопические наблюдения объекта в фазах затмения и вне его.
Анализ полученных спектров на основе расчетов неЛТР-моделей атмосфер и их синтетических спектров позволил определить параметры атмосферы горячей звезды: Tf = 105 000 ± 11000 К, lggi = 6.5 ± 0.25, [He/H] = 0.0 ± 0.25.
В работе Фергюссона и др. [12] сделана попытка получить окончательный набор фундаментальных параметров BE UMa. Для оценки амплитуды лучевых скоростей главной компоненты исследовались доплеровские смещения абсорбционной компоненты линии Hell Л 1640 A. В результате впервые определены отношение масс (q = 0.51) и массы звезд Ml = 0.70 ± 0.07 Mq и M2 = 0.36 ± ± 0.07 Mq. В процессе последующего численного анализа кривых блеска [12] авторы переопределили все параметры системы. Результаты данного анализа следует признать крайне сомнительными, так как для холодной звезды было найдено значение эффективной температуры Tff = 5800 ± 300 К, при которой ее линии поглощения должны наблюдаться во всем оптическом диапазоне спектра.
Противоречивость набора параметров [12] инициировала проведение повторного исследования характеристик BE UMa. Поэтому в работе Рагу-зовой и др. [13] проанализированы кривые блеска системы с уточнением части параметров. В частности, температуры компонент определены как
Tf = 125 000 ± 13 000 К и Tff = 5400 ± 400 К,
что, соответственно, на
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.