научная статья по теме СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ТРЕХ ЦЕФЕИД С ВЫСОКИМИ ПОЗИТИВНЫМИ ЗНАЧЕНИЯМИ ПРИРАЩЕНИЯ ПУЛЬСАЦИОННОГО ПЕРИОДА: SZ CAS, BY CAS И RU SCT Астрономия

Текст научной статьи на тему «СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ТРЕХ ЦЕФЕИД С ВЫСОКИМИ ПОЗИТИВНЫМИ ЗНАЧЕНИЯМИ ПРИРАЩЕНИЯ ПУЛЬСАЦИОННОГО ПЕРИОДА: SZ CAS, BY CAS И RU SCT»

СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ТРЕХ ЦЕФЕИД С ВЫСОКИМИ ПОЗИТИВНЫМИ ЗНАЧЕНИЯМИ ПРИРАЩЕНИЯ ПУЛЬСАЦИОННОГО

ПЕРИОДА: SZ CAS, BY CAS И RU SCT

© 2015 г. И. А. Усенко1*, В. Г. Клочкова2

1 Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Украина 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз, Россия

Поступила в редакцию 22.12.2014 г.

Три спектра высокого разрешения были получены в разное время на 6-м телескопе САО АН РФ (спектрографы РЫСЬ и ПФЭС) для трех цефеид, демонстрирующих высокие значения позитивного приращения периода: малоамплитудных (DCEPS) SZ Cas и BY Cas и классической (DCEP) RU Sct. SZ Cas является членом рассеянного скопления Галактики х, h Per, а RU Sct — Trump 35. Анализ спектров показал, что у всех объектов межзвездные линии D1 и D2 Na I значительно сильнее атмосферных и сдвинуты у SZ Cas и BY Cas в "красную" область спектра, а у RU Sct — в "синюю". У BY Cas ядро водородной линии поглощения Ha имеет асимметричную "ножевидную форму", а у RU Sct наблюдается мощная эмиссия в "синем" крыле данной линии. Подобные явления наблюдаются у долгопериодических цефеид и ярких гипергигантов, имеющих протяженную оболочку. При этом сильные линии нейтральных атомов Mg Ib 5183.62 A и ионов Ba II 5853.67, 6141.713 и 6496.90 A с низкими значениями Xlow у SZ Cas и RU Sct также демонстрируют характерные "ножевидные" профили с асимметрией в "красной" области, тогда как линии Ba II 4934.095 A — в "синей". Линии поглощения нейтральных атомов и однократно ионизованных металлов с разными значениями потенциалов возбуждения нижнего уровня показывают различные степени асимметрии: от ярко выраженной с вторичными компонентами у BY Cas (похожие на аналогичные у пульсирующей в первом обертоне и имеющей оболочку малоамплитудной цефеиды BG Cru) до ее незначительности или практического отсутствия у SZ Cas и RU Sct. Анализ вековых изменений среднего значения Tff, определенных по фотометрическим колор-индексам и спектрам за последние 55 лет для этих звезд выявил периодические флуктуации в 200 К для SZ Cas и BY Cas и 500 К для RU Sct. Для SZ Cas и RU Sct значения Tff, определенные в отдельные годы, по некоторым показателям цвета демонстрируют гораздо более низкие значения, которые вместе с температурными флуктуациями могут быть связаны с потерей массы и образованием пылевой составляющей. На основании этих фактов делается предположение о существовании у всех трех цефеид околозвездных оболочек. Определены параметры атмосферы и химический состав исследуемых цефеид. У всех звезд выявлен заметный дефицит углерода, избыток азота (результат получен только для BY Cas), близкое к солнечному содержание кислорода, избыток натрия и солнечные содержания магния и алюминия, что позволяет сделать вывод о том, что эти желтые сверхгиганты уже прошли стадию "первого перемешивания". Содержания элементов группы Fe, a-элементов, элементов r- и s-процесса близки к солнечным. Значения [Fe/H] = —0.05 dex для SZ Cas и [Fe/H] = +0.05 dex для RU Sct можно использовать для оценок металличности рассеянных скоплений х, h Per и Trump 35 соответственно.

Ключевые слова: цефеиды, спектры, параметры атмосфер, химический состав, рассеянные звездные скопления Галактики, околозвездные оболочки.

DOI: 10.7868/80320010815070049

ВВЕДЕНИЕ

В 2001 г. нами (Усенко и др., 2001) была начата программа спектроскопическх исследований классических цефеид и звезд главной последовательно-

Электронный адрес: igus99@ukr.net

сти (ГП), принадлежащих рассеянным скоплениям Галактики. Поскольку цефеиды в скоплениях, в большинстве своем, являются калибровочными объектами для зависимости "период—светимость-цвет", то одной из задач было определение металличности этих объектов и учет его влияния на

эту зависимость. Было важно установить эволюционный статус этих объектов, используя значения содержаний так называемых ключевых элементов эволюции желтых сверхгигантов — углерода, азота, кислорода, натрия, магния и алюминия. Первоначально полагалось, что все три объекта (SZ Cas, BY Cas и RU Sct) являются членами рассеянных скоплений Галактики, согласно Общему каталогу переменных звезд (Холопов и др., 1986). Впоследствии выяснилось, что один из объектов — BY Cas, не является членом скопления. Несмотря на это, все эти три объекта объединяет одна общая черта — они обладают высокими позитивными значениями векового приращения пульсационного периода.

SZ Cas, согласно ОКПЗ (Холопов и др., 1986), — малоамплитудная цефеида (DCEPS) с относительно большим (P = 131?6) пульсационным периодом, спектрального класса F6 I — G4 Ib, входящая в состав короны рассеянного скопления X, h Per. Всегда использовалась в качестве калибровочного объекта для зависимости "период-светимость—цвет" для классических цефеид Галактики. Ибен и Таггл (1972) также использовали SZ Cas как один из калибровочных объектов среди 13 цефеид в рассеянных скоплениях Галактики для расчетов пульсационных моделей цефеид с различными массами и химическим составом: со значением Teg = 5943 K, а массы — в 4.8 Mq. Согласно Фрике и др. (1972), для теоретической модели принималось среднее значение Teg = 5960 K; Mev = 8.2 Mq, Mpul = 5.5 Mq и Rpul = 79.8 Rq. Кокс (1979) проводил расчеты теоретических, эволюционных и пульсационных масс цефеид и для SZ Cas принял среднее значение Teg = 5919 K; MeV = 8.77 Mq, Mth = 9.04 Mq и Mpul = 7.89 Mq. Если SZ Cas является пульсатором в первом обертоне, то MeV = 8.77 Mq, а Mth = 10.89 Mq соответственно.

Вайлен ( 1973) оценил возраст цефеиды в ^2.6 х х 107 лет, тогда как средний возраст скопления х, h Per оценен им в (0.8—1.6) х 107 лет. Согласно фотометрическим исследованиям Шмидта (1976), при избытке цвета Eb-v = 0™88, значение массы цефеиды лежит в пределах (4.4—5.1) Mq . Коган (1978) оценил значение радиуса SZ Cas в (65— 79.8) Rq. Кокер и др. (1989), применив метод Бааде—Весселинка по 10 спектрограммам, и используя красные показатели цвета V — R, получили неожиданно низкое значение средней Teg = = 5351 K, а значение радиуса R = 38 ± 6 Rq .

Мэйдор и Ферни (1980) заподозрили у цефеиды присутствие горячего спутника по фазовому сдвигу минимумов кривых V и U — B. Усенко (1990) с помощью двуцветной диаграммы (U — B)—(B — — V) определил спектральный класс спутника, как

B3 — B4V. Факт присутствия спутника подтвердил Сабадош (1991) по изменению кривой O — C. Наблюдения в области (2.3—12.6) / не выявили у цефеиды значительного инфракрасного избытка (Герц, Хэквелл, 1974). Поляриметрические наблюдения SZ Cas в 1983—84 гг. показали, что ее поляризационные параметры на диаграмме pxpy образуют характерную по форме розетку с довольно значительной площадью А = 0.61 ± 0.105% (Полякова, 1987). Подобные розетки со столь значительной площадью отмечены у некоторых долгопе-риодических цефеид, а также у W Vir и RR Lyr, что может свидетельствовать о наличии протяженной околозвездной оболочки. Согласно Ерлексовой и Иркаеву (1982), SZ Cas демонстрирует довольно высокое значение приращения пульсационного периода - AP/P = +1.691 с год"1.

Три спектрограммы SZ Cas были получены Лаком и Ламбертом (2011) с помощью телескопа Хобби-Эберли HET (спектральный диапазон 4400-7850 A, разрешение R = 30 000) в 20092010 гг. на различных фазах пульсации: 0р447,

0.020, 0.508. Значения Тей были 6173, 5710 и 6222 K, lgg - 2.08, 1.77 и 2.22; Vt - 4.74, 4.68 и 4.89 км с"1 соответственно. Оценено содержание 21 химического элемента.

BY Cas - малоамплитудная короткопериоди-ческая цефеида (DCEPS) спектрального класса F5I — F7I (Холопов и др., 1986). Малик (1965) впервые обратил внимание на возможную связь BY Cas с рассеянным скоплением NGC 663. После проведения тщательной UBV-фотометрии самой цефеиды и некоторых звезд, членов скопления, он отметил, что цефеида расположена позади толстого абсорбционного облака и может быть близка к скоплению. Избыток цвета по его определению Eb-v = 0™8 ± 0™33, а расстояние оценено от 1.25 до 1.61 кпк. Фелпс и Джейнс (1994) определили расстояние до NGC 663 в 2.8 кпк, а возраст в 2 х 107 лет. Мэйджесс и др. (2009) на основании ИК-фотометрии определили для BY Cas значение EB-V = 0™6, расстояние в 1.7 кпк и возраст, -в 109 лет. Авторы отметили, базируясь на результатах лучевых скоростей для скопления Vr от —27.3 до —39.6 км с-1, измеренных по звездам спектрального класса B6Ia — B9V (Лю и др., 1991) и средней лучевой скорости цефеиды в —58 км с-1 (Горыня и др., 1994), что BY Cas скорее всего не является членом NGC 663. Тем не менее, Тернер и др. (2013) полагают, что BY Cas все же является членом скопления. Лак и Ламберт (2011), основываясь на данных ИК-фотометрии Фуке и др. (2007), определили значение избытка цвета для цефеиды EB-V = 0™76, а расстояние в 1.55 кпк.

Сабадош (1991), а затем Бердников и Пастухова (1994), анализируя поведение кривой O — C цефеиды, отметили циклические изменения периода пульсации, которые, согласно Усенко (1990), могут быть связаны с наличием близкого спутника спектрального класса B5V. Горыня и др. (1994, 1995) по результатам измерений лучевых скоростей цефеиды выявили присутствие такого спутника с орбитальным периодом от 553 до 563 сут.

Уэлч и др. (1995) на основании фурье-анализа фотометрических данных цефеиды определили, что ее амплитудное отношение R21 соответствует пульсации в первом обертоне, а Тернер и др. (2010) полагают, что BY Cas впервые пересекает полосу нестабильности цефеид. Ерлексова и Иркаев (1982) отмечали резкий рост приращения пульсационного периода цефеиды AP/P = = +0.774 с год-1, причем до 1940 г. период уменьшался, а затем начал резко возрастать. Нэйлсон и др. (2012) заметили, что оценка AP/P для BY Cas сопоставима с аналогичной у Полярной (a UMi) — 4.3—4.5 с год-1, у которой, как известно, потеря массы AM œ 10-6 MQ год-1. Они сделали вывод, что BY Cas также, возможно, интенсивно теряет массу.

Спектр s10301, полученный в 1995 г. на фазе 0P977, исследовался ранее (Ковтюх и др., 1996), но такие важные параметры атмосферы, как эффективная температура и микротурбулентная скорость, определялись другими методами. Первый — путем комбинирования оценок, полученных

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.

Показать целиком