УДК 524.386
РЕЗУЛЬТАТЫ СПЕКТРАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ в ВОЗНИЧЕГО ВО ВРЕМЯ ЗАТМЕНИЯ 2009-2011 гг.
© 2014 г. И. С. Потравнов*, В. П. Гринин
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук, С.-Петербург, Россия Астрономический институт им. В.В. Соболева С.-Петербургского государственного университета, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 07.06.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Приводятся результаты спектральных наблюдений уникальной затменной системы е Аиг, полученных в ходе недавно завершившегося затмения. Прослежены изменения профилей многих спектральных линий в разных фазах затмения. Часть этих изменений вызвана поглощением излучения звезды во вращающемся газо-пылевом диске вторичного компонента, часть является следствием геометрического экранирования диском фотосферы звезды и околозвездной области. Сравнение результатов данных спектральных наблюдений с аналогичными результатами, полученными Ламбертом и Савье в ходе предыдущего затмения е Аиг в 1982—1984 гг., показало хорошее согласие, что свидетельствует о стабильности газо-пылевого диска, окружающего невидимый компонент системы. На основе новых наблюдательных данных приведена оценка масс компонентов системы.
DOI: 10.7868/80004629914010046
1. ВВЕДЕНИЕ
е Aur является одной из наиболее необычных затменных двойных систем. Ее переменность была открыта в 1821 г. пастором Фричем. Однако только в 1903 г. Людендорфом было установлено, что она является затменной переменной с необычно большим периодом, составляющим ~27.1 года. Еще более удивительной является продолжительность затмения, длящегося около 2 лет. Вместе со значительным орбитальным периодом этот факт указывает на большие размеры затмевающего тела, превосходящие характерные размеры звезд, а также на довольно точную ориентацию плоскости орбиты системы относительно линии на наблюдателя — почти с ребра. Главный компонент — яркий сверхгигант F0 Ia (V ~ 3.0т), каждые 27 лет затмевающийся вторичным компонентом, который никак не проявляет себя в оптическом диапазоне. В настоящее время из-за существенной неопределенности расстояния известна лишь функция масс системы f ~ 2.5M© [1, 2]. В связи с этим термин "главный" традиционно применяется в терминах светимости к наблюдаемому компоненту.
Наблюдательные свойства системы могут быть интерпретированы в рамках двух существенно различающихся типов моделей (см. обзор [3] и цитированные там работы). В моделях первого типа, так
E-mail: ilya.astro@gmail.com
называемого "массивного", оптический компонент является нормальным сверхгигантом с массой М ~ ~ 15М©, недавно покинувшим главную последовательность. В таком случае вторичный компонент обладает массой М ~ 13М©. В "маломассивных" моделях главный компонент является сильно про-эволюционировавшей ро81АОБ-звездой с массой, близкой к солнечной. Вторичный компонент более массивен: М ~ 5М©. Общее для всех современных моделей предположение о том, что затмения вызываются газо-пылевым диском, вращающимся вокруг вторичного компонента [4], было подтверждено в ходе интерферометрических наблюдений во время последнего затмения 2009—2011 гг. [5].
Фотосферный спектр главного компонента остается видимым на протяжении всего затмения. Начиная с ранних спектральных исследований, на спектрограммах отмечались дополнительные абсорбционные линии, принадлежащие диску вторичного компонента и блендирующие спектр Р-звезды. Эти линии появлялись с началом затмения и исчезали вскоре после его окончания [6]. Спектры звезды, полученные Струве и др. [7] в ходе затмения 1954—1957 гг., подтвердили эти наблюдения и показали сложные изменения ряда линий. Ламберт и Савье [8], опираясь на кривую лучевых скоростей линии К1 7699 А, ассоциированной с диском, и предполагая его кеплеровское вращение, оценили массы для главного и вторичного компонентов:
Ы\ < 3М® и 3 < М2/Ме < 6, приведя таким образом еще один довод в пользу "маломассивного" сценария. В ходе затмения 1982—1984 гг. был предпринят ряд попыток по выделению из наблюдаемого спектра линий, образующихся в диске вторичного компонента в результате поглощения излучения главного компонента [9, 10]. Как было показано в указанных выше работах, дополнительные линии характеризуются температурой возбуждения Т ~ 4000 K [10]. Поэтому в спектре F-сверхгиганта ряд линий, таких как водородные линии серии Пашена и триплет N в ближней инфракрасной области, не подвержены влиянию дополнительной абсорбции, и их лучевые скорости соответствуют движению главного компонента по орбите. Попытки выделить спектр вторичного компонента вне затмения не увенчались успехом [11].
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Очередное затмение е Auг произошло в 2009— 2011 гг. Благодаря многолетним рядам наблюдений лучевой скорости главного компонента, в последнее время стали доступны уточненные орбитальные параметры и эфемериды системы [2, 12]. Однако стоит отметить, что ввиду невозможности наблюдения вторичного затмения, величина аргумента периастра определяется с некоторой погрешностью. Дополнительным источником неопределенности становятся пульсации главного компонента (см. ниже). Согласно результатам международной наблюдательной кампании [13], фотометрическая середина затмения в полосе V пришлась на 22.07.2010 (^ 2455400). Фотометрические моменты контактов, определеные по этим наблюдениям, приведены в таблице.
Обсуждаемые в статье спектры получены с помощью эшельного спектрографа МАЭСТРО 2-м телескопа обсерватории на пике Терскол в интервале времени c 03.04.2009 по 22.11.2011. 51 спектр в диапазоне 3900—9800 А и разрешением К = = 45 000 покрывает практически все фазы затмения, за исключением выхода из него, когда наблюдения не могли проводиться по техническим причинам. Ряд спектров был получен как до затмения, так и после него. Сравнение внезатменных спектров с данными, полученными во время затмения, позволяет отчетливо проследить изменения, связанные с прохождением по диску оптической звезды непрозрачного газо-пылевого диска невидимого компонента. Стандартная процедура обработки производилась в пакете IRAF [14]. Для привязки спектров к шкале длин волн использовались спектры калибровочной ThAг-лампы. Для каждой ночи были рассчитаны инструментальная и гелиоцентрическая поправки. Таким образом,
Фотометрические моменты контактов
Контакт Дата
I 16.08.2009 2455070
II 22.02.2010 2455250
III 27.02.2011 2455620
IV 26.08.2011 2455800
измерения лучевых скоростей выполнялись в гелиоцентрической системе координат. Нормировка спектральных порядков производилась путем апроксимации сплайном расставленных вручную реперов, что позволяет аккуратно учесть вклад широких крыльев ряда линий. Дальнейший анализ спектров, включающий в себя измерения лучевых скоростей и эквивалентных ширин линий, производился с помощью пакета DECH 30 [15].
3. РЕЗУЛЬТАТЫ 3.1. Линия Щ 7699 A
Резонансный дублет калия К 7664 и 7699 А отсутствует в фотосферном спектре главного компонента. Слабые линии этого дублета, наблюдающиеся во внезатменных спектрах, имеют чисто межзвездную природу [16]. Тем не менее эти линии демонстрируют яркие изменения в ходе затмения, что объясняется наличием нейтральных атомов калия в веществе диска вторичного компаньона. Благодаря этому изучение поведения данных линий в ходе затмения позволяет анализировать динамику вещества в диске. Подробное исследование
поведения линии К 7699 А в ходе затмения 1982— 1984 гг. было выполнено Ламбертом и Савье [8]. Эта линия, в отличие от более сильной линии К1 7664 А подвержена меньшему влиянию теллурического спектра 02. Кроме того, на некоторых
наших спектрограммах линия К 7664 А попадает на край спектрального порядка, что может влиять на точность измерений. В связи с этим ниже мы
выбираем для анализа линию К1 7699 А. На рис. 1 представлены последовательные изменения данной линии в ходе затмения.
Спектры помечены фазой затмения ф (не орбитальной!), за нуль-пункт которой был взят момент первого контакта, а за единицу принята продолжительность затмения. На первом внезатменном спектре хорошо видна слабая линия калия межзвездного происхождения. Однако уже в начале затмения появляется сильная дополнительная абсорбция, смещенная относительно нее в красную
-150 -100 -50 0 50 100 150 Скорость, км/с
Рис. 1. Изменения профиля линии К1 7699 А в ходе затмения. Две слабых линии поглощения в левой части графиков — это теллурические линии. Их смещение при переходе от одного спектра к другому является результатом привязки шкалы длин волн к гелиоцентрической системе координат.
Относительная интенсивность
сторону. На последующих спектрах мы видим постепенное развитие этой линии и слияние ее с межзвездным компонентом. Вблизи середины затмения профиль образованной таким путем бленды показывает легкую асимметрию с синей стороны, переходящую затем в отдельный абсорбционный компонент. На двух последних спектрах, полученных в конце затмения, мы видим завершающую фазу переменности линии калия: угасание дополнительной абсорбции, вызванной поглощением излучения оптического компонента системы в околозвездном диске невидимого компонента.
Поведение эквивалентной ширины линии К1
7699 А (ЕШ(К1)} представлено на рис. 2. Видно, что зависимость ЕШ(Щ) от фазы затмения достигает максимума вблизи второго и третьего контактов. Амплитуда этих максимумов различна: вблизи второго контакта она меньше, чем вблизи третьего контакта. Подобная ассиметрия наблюдается и на кривой лучевых скоростей (см. ниже). Изменения эквивалентной ширины линии обусловливаются, в первую очередь, изменениями количества поглощающих атомов в проекции на диск звезды. Обращает на себя внимание хорошее сходство в поведении ЕШ(К1) по данным наших наблюдений и данным, полученным Ламбертом и Савье [8] в
Эквивалентная ширина, А 0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
-0.4-0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0 Фаза
Рис. 2. Изменение эквивалентной ширины линии К1 7699 А в ходе затмения. Треугольниками показаны данные Ламберта и Савье [8].
Скорость, км/с 30
20
10
0
-10
-20
-30
-40
-0.4-0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2
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.