ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 5, с. 390-400
УДК 524.3-36
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ И ЭВОЛЮЦИОННЫЙ СТАТУС Ap-ЗВЕЗДЫ
HD 138633
(©2013 г. А. Р. Титаренко1,2*, Т. А. Рябчикова2, О. П. Кочухов3, В. В. Цымбал4
1 Отделение астрономии Физического факультета МГУ им. М.В. Ломоносова 2Институт астрономии РАН, Москва 3Отделение физики и астрономии Уппсальского университета, Уппсала, Швеция 4Физический факультет Национального таврического университета, Симферополь, Украина
Поступила в редакцию 07.12.2012 г.
Представлены результаты изучения химического состава атмосферы и эволюционного статуса химически пекулярной Ap-звезды HD 138633. В отличие от обычных Ap-звезд, которые показывают сильные линии редкоземельных элементов в спектрах, в спектре HD 138633 эти элементы представлены крайне слабо. Оценка магнитного поля дает значение менее 700 Гс, что также не характерно для пекулярных звезд класса Ap. В атмосфере HD 138633 была обнаружена стратификация таких элементов, как Fe, Si, Ca, X характер которой качественно согласуется с предсказаниями теории диффузионного разделения элементов под совместным действием сил гравитации и радиационного давления. Неоднородное распределение, полученное в предположении ступенчатого распределения элементов по глубине, качественно согласуется со стратификационным распределением для в CrB. Поиск пульсаций указывает на возможное наличие пульсаций низкой амплитуды с периодом около 17 мин.
Ключевые слова: звезды — химически пекулярные звезды, химический состав, атмосферные пульсации, магнитное поле.
DOI: 10.7868/80320010813050057
ВВЕДЕНИЕ
Звезда ИЭ 138633 является представителем группы химически пекулярных Ар-звезд. Впервые она была классифицирована в каталоге Рен-сона и Манфруа (2009) как Sr—Сг—Би класса F0. ИЭ 138633 попала в список для наблюдений пульсаций по своим фотометрическим индексам в системе Стрёмгрена (программа наблюдений на 8-м телескопе УЬТ 072.Э-0138(А)), но пульсации не были обнаружены. Также звезда наблюдалась со спутниками STEREO/HI-1A и STEREO/HI-1В на предмет переменности, связанной с вращением. В список наблюдений были включены 1028 звезд из каталога Ренсона и Манфруа, в который входят объекты с установленной или предполагаемой принадлежностью к классу химически пекулярных звезд. За 40 дней наблюдений с перерывом на 20 дней ИЭ 138633 такой переменности не
Электронный адрес: 2chlaidze@gmail.com
показала (Райт и др., 2012). В табл. 1 приведены основные известные на сегодняшний день данные о звезде ИЭ 138633, взятые из статьи Райт и др. (2012). Других наблюдений ИЭ 138633 с целью исследования химического состава и магнитного поля до сих пор не проводилось.
ИЭ 138633 заинтересовала нас как раз тем, что в ее атмосфере не были найдены пульсации, хотя данные по фотометрическим индексам в системе Стрёмгрена свидетельствуют о том, что звезда попадает в наблюдаемую полосу нестабительности Ар-звезд. В связи с этим было решено провести детальный анализ атмосферы звезды с точки зрения параметров атмосферы и химического состава, используя современные атомные данные, модели атмосфер и программы расчета теоретических спектров, а также установить эволюционный статус и провести более тщательный анализ пульсаций лучевых скоростей в атмосфере.
Таблица 1. Данные наблюдений HD 138633 с помощью спутников STEREO
Имя #Д09 Прямое восхождение Склонение Видимая звездная величина Спектральный тип Класс пеку-лярности Анн.
HD 138633 39460 233.39200 -11.06520 8.63 F0(Sr,Eu,Cr) СР2 C
Структура настоящей статьи следующая. Описание наблюдательного материала и процедуры его обработки представлены в разделе 1. Определение параметров атмосферы звезды, ее магнитного поля и скорости вращения описано в разделе 2. В разделе 3 рассмотрены химический состав и результаты стратификационного анализа атмосферы. Определение эволюционного статуса HD 138633 и пульсационный анализ проведены в разделе 4.
1. СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ И ИХ ОБРАБОТКА
Для анализа химического состава звезды были использованы усредненные спектры, полученные на телескопе ESO VLT с инструментом UVES с целью поиска пульсаций по программе 072.D-0138(A) и взятые из архива Европейской южной обсерватории. Всего в ходе мониторинга было получено 111 спектров высокого разрешения
(Л/АЛ и 110 000) в области 4960-6990 A. Наблюдения покрывают весь этот интервал, за исключением области шириной в 100 A в районе 6000 A. Все спектры прошли первичную обработку (построение усредненного снимка с током смещения (bias) с его вычитанием из всех спектров плоского поля, звезды и калибровочной лампы, исправление изображений за неоднородность чувствительности элементов приемника и экстракция одномерных спектров). Для повышения отношения сигнал/шум спектры складывались, и глобальная нормировка континуума проводилась последовательным применением сглаживающих функций (сплайнов) к высшим точкам в соответствующих областях спектра. Полученный в результате усреднения спектр был использован в настоящей работе. Нормировка континуума индивидуальных спектров проводилась с помощью усредненного спектра.
2. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АТМОСФЕРЫ ЗВЕЗДЫ
Эффективная температура и ускорение силы тяжести
Используя наблюдаемые фотометрические индексы в системе Стрёмгрена и женевской системе, мы получили оценочные значения эффективной температуры и логарифма ускорения силы тяжести
для ИЭ 138633. Значения индексов в системе Стрёмгрена: V = 8.63, Ь — у = 0.243, ш1 = 0.160, в\ = 1.019, в = 2.875 — были взяты из каталога Хак и Мермийо (1998). По калибровкам индексов [Ь — у] и [С1] (Напивотский и др., 1993) были получены значения эффективной температуры Тэфф = = 9351 К и логарифма ускорения силы тяжести ^ д = 4.26, которые выпадали из серии остальных определений, поэтому мы не учитывали эти данные при усреднении. Калибровки индексов в системе Стрёмгрена, реализованные в пакете программ TempLogG (Кайзер, 2006), представлены в табл. 2. Усреднение этих данных приводит нас к следующим параметрам атмосферы ИЭ 138633: Тэфф = = 8130 ± 200 К, ^ д = 4.02 ± 0.14. К сожалению, в этой области температур нельзя использовать наблюдаемые профили водородных линий как однозначную характеристику эффективной температуры или логарифма ускорения силы тяжести.
По программе ATLAS9 (Куруц, 1993) для температур в диапазоне от 8100 К до 8400 К (с шагом 100 К) и значений логарифма ускорения силы тяжести от 3.5 до 4.0 (с шагом 0.1) была рассчитана сетка моделей атмосфер с металлич-ностью +0.5. Далее, по программе Synth3 (Ко-чухов, 2007) была рассчитана серия синтетических спектров в различных областях спектра. Для определения параметров атмосферы ИЭ 138633 также использовались данные, полученные ниже в результате стратификационного анализа, а именно:
Таблица 2. Параметры атмосферы, полученные в результате калибровки фотометрических индексов в системе Стрёмгрена с помощью программы TempLogG
Калибровка ^эфф lg 9 E(b-y)
Мун, Дворецкий, 1985 8338 4.08 0.16
Napiwotzki 1995 9351 4.26 0.16
Balona 1994 7931 4.15 0.16
Ribas 1997 8308 4.04 0.16
Castelli 1997 7946 3.82 0.16
ТИТАРЕНКО и др. 1.2
1.0
- 0.8
- 0.6
- 0.4
1 1 1 1 1 - FeI5434.52 -
■*V» DO,
r
la i « f " f 4 i
\ t - t i т i t r -i i i i -
* ï . 1 Ь t t f -
Lande = -0.01 i i i i i
5247.4 5247.6 о Длина волны, À
5434.4 5434.6 Длина волны, À
Рис. 1. Расчеты магнитного поля HD 138633 в применении к двум линиям — CrI 5247.56 A и FeI 5434.52 A. Заполненными кружками обозначены точки наблюдаемого спектра, штриховой линией — расчеты без учета магнитного поля, сплошной линией — расчеты для поля 0.7 кГс, пунктирной линией — расчеты для поля 1 кГс. Для линии FeI 5434.52 A приведены расчеты без учета магнитного поля и для 1 кГс, причем оба теоретических спектра совпадают.
было рассчитано распределение элемента Fe в двух стадиях ионизации по глубине атмосферы звезды для указанной выше сетки моделей атмосфер. Для таких комбинаций параметров, при которых отклонение наблюдаемого профиля линии от полученного синтетического профиля с учетом неоднородного распределения является наименьшим, было проведено детальное сравнение наблюдаемого и теоретического спектров в области 4000—7000 A. С учетом фотометрических данных и описанной выше процедуры нами была принята модель атмосферы с параметрами Тэфф = 8200 ± 100 Ки lgg = 3.8 ± 0.1 как наиболее хорошо описывающая наблюдаемые профили линий. Подробнее стратификационный анализ описан в соответствующем разделе.
Магнитное поле, вращение и микротурбуленция
Хотя звезда классифицируется как Ap, ранее HD 138633 не изучалась и нет данных о магнитном поле звезды. Визуальный просмотр спектра не показал никаких видимых расщеплений спектральных линий, что указывает на небольшую величину магнитного поля. Нами была произведена оценка магнитного поля по дифференциальному уширению линии CrI 5247.56 A, имеющей одно из самых больших значений фактора Ланде, g = 2.51, и при этом сравнительно простую триплетную структуру
расщепления. Для сравнения приведены расчеты для линии FeI 5434.52 A, которая не чувствительна к влиянию магнитного поля. На рис. 1 показано сравнение наблюдаемых и теоретических профилей, рассчитанных без магнитного поля и при его наличии. Заполненными кружками обозначены точки наблюдаемого спектра, штриховой линией — расчеты без учета магнитного поля, сплошной линией — расчеты для поля 0.7 кГс, пунктирной линией — расчеты для поля 1 кГс. По виду линии FeI 5434.52 A можно заключить, что магнитное поле действительно не влияет на форму и глубину линии, что делает ее наиболее подходящей для оценки скорости вращения в магнитных звездах. Таким образом, форма линии определяется инструментальным профилем и вращением звезды. В случае
линии CrI 5247.56 A необходимо дополнительное уширение, которое соответствует магнитному полю величиной ^0.7 кГс.
Используя программу BINMAG (http://www. astro.uu.se/~oleg/), позволяющую сравнивать наблюдаемые и рассчитанные профили линий при различных скоростях вращения, мы выяснили, что наилучшее согласие теоретического и наблюдаемого профилей линии FeI 5434.52 A достигается
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.