ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 1, с. 39-43
УДК 524.31;524.523
ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗДЫ 01 Ori C
© 2007 г. А. М. Поляков1, А. П. Цивилев2*
'Уральский государственный университет, Екатеринбург 2Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИРАН Поступила в редакцию 07.09.2005 г.
Исследуются калибровки (зависимость спектрального класса звезды от эффективной температуры) на основе сравнения расчетной ионизационной структуры зоны HII с полученной из наблюдений для источника Orion A в радиорекомбинационных линиях H и He. Вероятнее всего, эффективная температура звезды 01 Ori C (источника ионизации) составляет «37000 К.
Ключевые слова: эффективная температура звезд, области HII, рекомбинационные радиолинии.
EFFECTIVE TEMPERATURE OF THE STAR 01 Ori C, by A. M. Polyakov and A. P. Tsivilev. We study calibrations (dependence of the spectral type of a star on its effective temperature) by comparing the calculated ionization structure of an HII region with that obtained from observations for the source Orion A in radio recombination H and He lines. The effective temperature of the star 01 Ori C (the ionization source) is most likely «37,000 K.
PACS numbers: 97.10.-q; 98.38.Hv
Key words: stellar effective temperature, H II regions, radio recombination lines.
ВВЕДЕНИЕ
При исследовании областей ионизованного водорода (Н11) на основе наблюдений рекомби-национных линий часто желательно знать или уметь рассчитать ионизационную структуру (ИС) этих объектов. При формировании ионизационной структуры областей Н11 определяющим фактором является эффективная температура (Тэф) источника ионизации — одной звезды или группы горячих ОВ-звезд. Однако обзор литературы показал, что имеется разброс в калибровках (зависимость спектрального класса от эффективной температуры) ОВ-звезд главной последовательности. Например, наиболее известные калибровки Потташа и др. (1979) и Конти, Андерхилла (1988) имеют значительные расхождения, ^4000 К в области звезд спектрального класса 06У (см. рис. 1). Одна из последних — калибровка Массея и др. (2005) — совпадает с калибровкой Поташа и др. (1979) до класса 05У, а далее является неким промежуточным вариантом.
Поэтому для аккуратного расчета ИС необходимо сделать выбор калибровки и оценить Тэф.
Электронный адрес: tsivilev@prao.ru
Для решения данной задачи была выбрана хорошо изученная область HII, Orion A, где надежно установлено, что она возбуждается звездой в1 Ori C спектрального класса O6V (Копетти, Бика, 1983). По литературе спектральный класс данной звезды варьируется от 04V до 07V с наиболее признанным интервалом 06-07V (Ганье и др., 2005; Вит-риченко, 2000). В своей статье Витриченко (2000) пришел также к выводу, что это нормальная звезда главной последовательности. Что касается оценок эффективной температуры, то они изменяются от 37 000 К (Рубин и др., 1991; Витриченко, 2000) до 39 600 К (Балдвин и др., 1991) и даже до -45 000 K (Ганье и др., 2005).
Таблица 1.
Смещение от центра, мин. дуги He+/H+, % Погрешность He+/H+, %
0 8.2 0.4
2 9.4 0.5
4 7.9 0.7
6 4.4 1.6
Таблица 2.
Модель звездных атмосфер Периферия Тэф, К Отношение пыль/газ = 0.5% Центр Тэф, К Отношение пыль/газ = 0.0%//0.5%
Михалас (NLTE) 36000 < 34 000
Михалас (LTE) 37 000 36 000//35 500
Куруч (LTE) 39 000 37 500//36 500
Куруч (LTE), группа звезд 40 000 38 200//37 200
Итак, целью данной работы является оценка эффективной температуры источника ионизации туманности Орион А на основе выбора приемлемой калибровки ОВ-звезд.
РАСЧЕТЫ И СРАВНЕНИЕ С НАБЛЮДЕНИЯМИ
Для получения данных об ионизационной структуре (в данном случае — соотношении размеров зон ионизации водорода — Н — и зоны ионизации гелия — Не) были проведены наблюдения на радиотелескопах РТ-22 (Пущино, Россия) и РТ-32 (Медичина, Италия) с одинаковым угловым разрешением 2' в радиорекомбинационных линиях: Н, Не 56а и Н, Не 6ба соответственно (Поппи и др., 2006). Было установлено, что зона ионизации гелия меньше зоны ионизованного водорода, и получена зависимость отношения количества ионизованного Не относительно ионизованного Н, у+ = = N(He+)/N(Н+), от расстояния до центра туманности, показанная ниже в табл. 1.
23456789 10 11 O3V Спектральный класс B0V
Рис. 1. Зависимость эффективной температуры звезд от спектрального класса: КА — калибровка Конти-Андерхилла (1988), М - Массея и др. (2005), П -Поташа и др. (1979).
Численными методами (Ларина, 1997; Ершов и др., 1998) была решена система уравнений, описывающих ИС для различных значений эффективной температуры, содержания пыли, а также с разными моделями атмосфер звезд. Модели звездных атмосфер использовались следующие: Михаласа, LTE (при условиях локального термодинамического равновесия), Михаласа, NLTE (учитывает эффекты отклонения от локального термодинамического равновесия) (Михалас, 1972) и Куруча LTE (Куруч, 1993). Затем были посчитаны соответствующие им значения интегральных интенсив-ностей линий на различных расстояниях от центра и тем самым построен график зависимости у+ от радиуса. Результаты расчетов, характерных для параметров туманности Орион А (Ларина, 1997), представлены на рис. 2.
По результатам сравнения (см. рис. 2) рассчитанных величин у+ с полученными из наблюдений была определена эффективная температура звезды (Тэф) для различных моделей атмосфер звезд; полученные значения Тэф приведены в табл. 2.
Для моделей Куруча есть возможность учета такого факта, что звезда находится в ассоциации (Копетти, Бика, 1983); соответствующие значения Тэф приведены в последней строке табл. 2.
ВЫБОР КАЛИБРОВКИ
При сравнении (рис. 3) полученных температур со значениями по калибровкам оказалось, что калибровка Потташа и др. (1979) хорошо работает, если атмосфера звезды описывается одной из моделей Михаласа (1972). А модель Куруча (1993) может сочетаться как с калибровкой Конти-Андерхилла (1988), так и Поташа и др. (1979), но с меньшей точностью, т.е. ее результаты лежат дальше от точки, соответствующей спектральному классу 06У, чем у модели Миха-ласа. В этом смысле калибровка Поташа и др. (1979) при использовании модели Михаласа может
ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗДЫ 91 Ori C
41
рассматриваться более предпочтительной. Калибровка Массея и др. (2005) также является приемлемой, если полагать, что спектральной класс звезды находится в наиболее принятом интервале 06-07V, конкретное значение в данном случае — О6.5У. При этом видна тенденция, что использование моделей Куруча приводит к заметно более высоким значениям Тэф (на —2000 К) по сравнению с моделями Михаласа.
Что касается других калибровок звезд, то они были тщательно проанализированы в цитируемой здесь работе Конти и Андерхилла (1988). В более поздней работе Вакка и др. (1996) была предложена отличающаяся от имеющихся (Конти — Ан-дерхилл, Поташ и др., Массей и др.) калибровка звезд. Но она совсем не соответствует нашему случаю, так как для звезды О6V Тэф будет так высока (^43 600 К), что зоны ионизации Н и Не гарантированно совпадут или даже возможна инверсия зон (Ершов и др., 1988), что противоречит наблюдательным данным.
ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗДЫ
Как видно из рис. 2 и табл. 2, имеется различие полученных значений Тэф для периферийных позиций и центра туманности. Если для периферийных точек имеется согласие с экспериментальными величинами при каком-то определенном значении Тэф, то центральная точка выпадает, но может быть согласована при другом значении Тэф. В статье Поппи и др. (2006) дается подробное объяснение такого поведения, основанного на известной для Ориона структуре типа "блистер", где внешние части Н11 области могут быть частично ограничены или по плотности, или по ионизации, в то время как центральная часть точно ограничена по ионизации. Таким образом, если в центральной зоне имеется полное поглощение ультрафиолетовых квантов звезды, то во внешней части туманности может быть неполное их поглощение, отчего Тэф звезды там будет "казаться" немного выше, что и видно из табл. 2. Однако есть и другой фактор — пыль, которая по последним данным (Аннестад, 1989) в ультрафиолетовой области спектра активнее поглощает кванты, ионизующие водород, чем кванты, ионизующие гелий. В расчетах мы приняли отношение пыль/газ = 0.5% как среднее для Н11 областей (Спитцер, 1981). В Орионе пыли может быть меньше, по крайней мере ее намного (на порядок) меньше в центральной части туманности (Хуа, Лойс, 1982). По сути, там наблюдается распределение пыли: минимум в центре и рост ее содержания к границе Н11 области (Хуа, Лойс, 1982). Поэтому для центральной точки были проведены дополнительные расчеты (табл. 2)
0.12 0.10 0.08 0.06 0.04 0.02 0
0.08 0.06 0.04 0.02 0
1 1 1 1 (а) 1
- í^ \ \ \ \
\ \ \ \
- \ \ \ \ \ • \ \ Ч \ \ ч \
1 ч \ 1 1 1
0 0.2 0.4 0.6 0.8
Расстояние от центра туманности, пк
Рис. 2. Результаты расчетов величины y+ = = N(He+)/N(H+) в зависимости от радиуса области HII, Orion A. Вертикальные бары — измеренные величины y+: (а) — для моделей звездных атмосфер Михаласа (LTE); (б) - Михаласа (NLTE); (в) -Куруча (LTE). Сплошные линии построены для содержания пыли 0.5% и следующих значений Тэф, К: (а)-38 000 (/), 37 500 (2), 37000 (3), 36500 (4), 36 000 (5); (б) - 36000 (/), 35 000 (2), 34 000 (3); (в) -40000 (/), 39500 (2), 39000 (3), 38500 (4), 38000 (5), 37 500 (6). Штриховые линии построены для содержания пыли 0.0% и следующих Тэф, К: (а) -36000 (6), (б) - 34 000 (4), (в) - 37 500 (7).
^ 36000
23456789 10 11 O3V Спектральный класс B0V
Рис. 3. Зависимости Тэф от спектрального класса для различных моделей звездных атмосфер: КА1 — оценка Тэф по модели Куруча (1993) для звезд в ассоциации, К — по модели Кучура (1993) для отдельной звезды, МЛ — по модели Михаласа, LTE (1972), МН - по модели Михаласа, NLTE (1972), П — с использованием калибровки Поташа и др. (1979), КА2 — калибровки Конти—Андерхилла (1988), М - калибровки Массея и др. (2005).
для нулевого содержания пыли. И как видно из табл. 2, значения Тэф центральной точки с нулевым содержанием пыли сближаются с Тэф, полученным для периферийных точек со средн
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.