СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЧЕТЫРЕХ G-K СВЕРХГИГАНТОВ ЮЖНОГО ПОЛУШАРИЯ: HD192876 (a1 Cap), HD194215 (HR7801), HD206834 (c Cap), HD222574 (104 Aqr)
© 2015 г. И. А. Усенко1*, А. Ю. Князев2,3,4, Л. Н. Бердников4,5, В. В. Кравцов4,6
1 Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Украина
2Южно-Африканская астрономическая обсерватория, Кейптаун, ЮАР
3Южный Африканский Большой Телескоп, Кейптаун, ЮАР
4Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
5Отделение астрономии и астрофизики, Энтото Обсерватория и исследовательский центр,
Аддис-Абеба, Эфиопия
6 Отделение физики факультета естественных наук университета Атакамы, Копьяпо, Чили
Поступила в редакцию 17.04.2015 г.
Нами были изучены спектры высокого разрешения, полученные на 1.9-м телескопе ЮжноАфриканской астрономической обсерватории, для четырех сверхгигантов, считающихся непеременными и лежащих за красной границей нижней части полосы нестабильнсти цефеид(ПНЦ): HD192876, HD194215, HD206834 и HD222574. Определены параметры атмосферы, значения покраснений, светимости, расстояния, радиусы и химический состав для данных звезд. На основании этих результатов был выяснено, что HD194215 является не звездой главной последовательности, а обычным сверхгигантом. У всех объектов наблюдается металличность, близкая к солнечной. У HD194215 и HD206834 содержание углерода и кислорода оказалось близким к солнечному, тогда как у HD192876 и HD222574 они оказались в дефиците. Содержание натрия, магния и алюминия неодинаково для всех объектов, а остальных элементов — близко к солнечным. У HD206834 измеренное значение лучевой скорости в три раза превышает известные ранее значения, а наличие асимметричных ножевидных профилей поглощения водородных линий Ha и H/3 предполагает существование у звезды протяженной оболочки. Подобные профили линий поглощения водорода и сильных линий некоторых металлов с низкими потенциалами возбуждения нижнего уровня выявлены также в спектре HD222574. Положение сверхгигантов на диаграмме "эффективная температура—светимость" в сравнении с эволюционными треками звезд показало, что их массы лежат в пределах 3.4—4.3 Mq. HD194215 и HD206834 впервые пересекли ПНЦ, причем последний объект находится вблизи стадии превращения в красный сверхгигант. HD192876 и HD222574 уже прошли стадию "первого перемешивания" и двигаются, вероятно, справа налево, пересекая ПНЦ во второй раз. Положением HD222574 вблизи красной границы ПНЦ, вероятно, и обуславливается присутствие у нее цефеидоподобных изменений блеска и лучевой скорости.
Ключевые слова: непеременные желтые сверхгиганты, спектры, параметры атмосфер, химический состав, околозвездные оболочки, эволюционный статус.
DOI: 10.7868/80320010815110066
ВВЕДЕНИЕ
Данная работа посвящена исследованию желтых непеременных сверхгигантов южного полушария на основе наблюдений, выполненных в Южноафриканской астрономической обсерватории. Наши предыдущие работы (Бердников и др., 2010;
Электронный адрес: igus99@ukr.net
Усенко и др., 2011, 2013, 2014) были посвящены определению параметров атмосфер и химического состава для классических цефеид (в том числе и членов скоплений) и трех ярких сверхгигантов, попадающих в полосу нестабильности цефеид (ПНЦ). В данной работе представлены результаты спектральных исследований четырех непеременных сверхгигантов, расположенных за красной
границей ПНЦ. Определение параметров атмосфер и химического состава для желтых сверхгигантов, лежащих вне ПНЦ, крайне важно для сравнения с аналогичными у классических цефеид. Это касается в первую очередь содержания так называемых ключевых элементов эволюции желтых сверхгигантов — CNO, Na, Mg и Al. Подобные исследования позволили бы обнаружить объекты, впервые пересекшие ПНЦ, но еще не прошедшие стадию красного сверхгиганта и фазу так называемого первого перемешивания. Данные объекты являются относительно яркими, для трех из них (HD192876, HD206834 и HD222574) уже определялся химический состав, но не отсутствовали именно оценки ключевых элементов. Статус объекта HD194215 довольно противоречив: по одним источникам — это желтый сверхгигант, по другим — звезда главной последовательности, входящая в состав спектрально-двойной системы. Любые результаты исследований химического состава таких объектов, как и классических цефеид, дают возможность проследить особенности эволюционного пути желтых сверхгигантов населения I Галактики.
ОБЪЕКТЫ
HD192876 (a1 Cap). Согласно CDS имеет спектральный класс G3 Ib (Морган, Роман, 1950). Визуально-двойная звезда с вторичным компонентом спектрального класса K5 III и разницей в звездной величине на 5" 13 (Майзель, 1968). Оценка скорости вращения v sin i очень сильно отличалась у разных авторов: менее 25 км с-1 (Слеттебак, 1955), менее 15 км с-1 (Хербиг, Спэдлинг, 1955), около 54 км с-1 (Бааде. Кьельдсен, 1997), 6.2 ± ± 1.0 км с-1 (Грей, Тонер, 1987), 7.3 км с-1 (де Медейрос и др., 2002). Ярко выраженного эффекта Зеемана среди спектральных линий не обнаружено (Бэбкок, 1958), что свидетельствует об отсутствии у звезды сильного магнитного поля. Парсонс и Бо-ув (1971) с помощью UVBGRI-фотометрии определили значения lg g = 1.15, Mv = -5"г4, M = = 7.9 ± 1.1 MQ, R = 125.9 Rq. Раймерс (1973), оценив наблюдаемую эмиссию в линии K Ca II, с помощью эффекта Вильсона—Баппу и приведенных выше значений lg g и lg R определил эффективную температуру сверхгиганта в 5248 К. В работе Вильсона (1976) значение абсолютной звездный величины по эффекту Вильсона-Баппу определено в —4"г3. Обе оценки Mv близки к результатам Крафта и др. (1964): — 5" 1 по профилю линии Ha и — 4"5 по Йеркской системе. Мендоса и Ареллано Ферро (1993) по uvbyв-фотометрии и калибровке MV—W\ (O I 7774 A) получили значения абсолютной звездной величины от +1"г0 до — 2"г0, и оценили расстояние до звезды от 17 до 68 пк.
Ареллано Ферро и Мантегацца (1996) на основании фотометрических наблюдений желтых сверхгигантов Галактики в системе Стремгрена, вывели зависимость металличности этих звезд от показателей цвета ш\ и ß. Согласно этой зависимости, у HD192876 значение [Fe/H] должно составлять —0.02 dex. Барткявичус и Лазаускайте (1997) с помощью Вильнюсской фотометрической системы определили [Fe/H] = —0.46 dex и классифицировали объект, как возможную AGB-звезду спектрального класса G8 II-III II населения Галактики с Mv = +0"54. Более подробно параметры атмосферы и химический состав были исследованы в работе Лака и др. (1998). Значение Teff = 4875 K было определено фотометрически (совокупная оценка по системам DDO, Женевской и UBV Джонсона). Болометрическая светимость была оценена в —4"}5, масса — в 6 M©. Так называемое физическое значение lg g = 1.2 было определено из значений массы и радиуса, а спектроскопическое lg g = 0.8, — по балансу содержания нейтральных и однократно ионизованных атомов железа. Также спектроскопически были установлены значения микротурбулентной (V = 2.90 км с-1) и макротур-булентной (Vmacro = 7.50 км с-1) скоростей. Расчет химического состава определялся методом моделей атмосфер (Куруц, 1992). В табл. 3 приведены для сравнения содержания элементов от натрия до европия. Данные содержания CNO-элементов были определены в работе Смилянича и др. (2006). Несмотря на значение Teff = 5023 ± 39 K, определенное по совокупности фотометрических и спектральных оценок, для расчета химического состава была принята модель атмосферы согласно Куруцу (1992) с параметрами: Teff = 5300 K, lg g = = 2.203, Vt = 3.18 км с-1. В результате при содержании [Fe I/H] = +0.22 ± 0.08 dex и [Fe II/H] = = +0.21 ± 0.06 dex получились следующие оценки [C/Fe] = —0.61 dex, [N/Fe] = +0.52 dex, [O/Fe] = = —0.01 dex. Были также оценены значения Mbol = = —2"}79, log L/Lq = 3.02 и M = 5.3 Mq.
HD194215 (HR7801). Объект с довольно противоречивыми оценками его спектрального класса и светимости. Согласно Баскомбу (1962), является звездой главной последовательнсти (ГП) спектрального класса K3 V (именно так она обозначена в базе данных CDS). Ранее Баскомб и Моррис (1958) по каталогу Генри Дрепера классифицировали звезду как K0 и обратили внимание на переменность значения лучевой скорости. Согласно Хоуку (1982), HD194215 является сверхгигантом спектрального класса G8 II/III. Бопп и др. (1970) на основе 28 оценок лучевой скорости, полученных за шесть лет (с 1959 по 1965 г.), установили, что звезда изменяет значения лучевой
скорости от —11.8 до +9.0 км с 1 с периодом 377d6, т.е. является спектрально-двойной системой с эксцентриситетом орбиты e = 0.0687. По каталогу спектрально-двойных звезд Педуссо и Каркилля (1973), система имеет значения a sin i = 58 а.е. и fm = 0.0546 Mq . Хальбвахс (1981) определил расстояние между парой в 0'/170, а МакАлистер и др. (1987) — в 0'/121 (спекл-интерферометрия). Согласно поляриметрическим наблюдениям Коха (1990), система состоит из пары звезд ГП. Тварог и Антони-Тварог (1995) по данным фотометрии в H и K Ca II Стремгреновской системы предположили наличие у звезды хромосферной активности. Саар и Ольсен (1997), приняв фотометричекую оценку показателя цвета звезды (B — V) как для K3V, установили значение Teg = 4450 K, значение Vt было принято равным 1.0 км с-1, а макротурбу-лентная скорость Vmacro равной 1.6 ± 1.5 км с-1. По значению v sin i = 3.7 ± 1.0 км с-1 был оценен период вращения звезды Prot = 7.4. Более 40 лет во всех каталогах спектрально-двойных звезд основной компонент HD 194215 считался звездой ГП K3 V, пока Херншо и др. (2012), используя значение гиппарховского параллакса п = 0'/0065 ± 0'./0008, не определили значение MV = —0"? 1 ± 026 и указали на то, что основной компонент системы — гигант. На базе 97 спектров авторы уточнили орбитальный период системы Porb = 374.88, эксцентриситет e = 0.12329, величину проекции большой полуоси орбиты a sin i = 7.22 х 107 км и функцию масс fm = 0.10676 Mq.
HD206834 (c Cap) имеет спектральный класс G8 Iab согласно CDS, хотя по данным ряда авторов (Роман, 1952; Йосс, 1992) он определен как G8 I I/III. Значения лучевой скорости звезды показ
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.