УДК 524.3-36
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ И СТРАТИФИКАЦИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В АТМОСФЕРЕ Ap-ЗВЕЗДЫ HD 8441
© 2012 г. А. Р. Титаренко1,2*, Е. А. Семенко2, Т. А. Рябчикова3
1Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, физический факультет 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз 3Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 21.05.2012 г.
Представлены результаты изучения химического состава атмосферы химически пекулярной Ар-звезды ИЭ 8441. ИЭ 8441 интересна тем, что в ее спектре линии редкоземельных элементов слабы, а продольная составляющая магнитного поля невелика и составляет лишь несколько сотен гаусс. Наши оценки эволюционного статуса ИЭ 8441 подтвердили ее принадлежность к группе Ар-звезд со слабыми линиями редкоземельных элементов в спектре, которые сходят с Главной последовательности. Стратификационный анализ атмосферы ИЭ 8441 в предположении ступенчатого распределения элементов по глубине показывает наличие неоднородного распределения Б1, Са, Сг, Мп, Ре с существенным увеличением содержания элементов в более глубоких слоях. Полученное распределение качественно согласуется с предсказаниями теории диффузионного разделения элементов под действием сил радиационного давления и гравитации. Сравнение химического состава и эволюционного статуса ИЭ 8441 со звездами ИЭ 66318 и ИЭ 144897, обладающими сильными магнитными полями, показывает, что их атмосферы различаются, в основном, содержанием редкоземельных элементов. Элементы железного пика имеют большие избытки независимо от величины магнитного поля.
Ключевые слова: звезды — химически пекулярные звезды, химический состав, магнитное поле.
ВВЕДЕНИЕ
Звезда HD 8441 = HN And является представителем химически пекулярных звезд, принадлежащих, согласно классификации Каули и Генри (1979), к подгруппе Ap-звезд с сильными и многочисленными линиями элементов железного пика в спектрах, тогда как редкоземельные элементы (РЗЭ), в сравнении с другими Ap-звездами, представлены слабо. Кроме HD 8441, к этой подгруппе Каули и Генри (1979) отнесли еще три Ap-звезды, одна из которых — HD 204411 — была детально изучена Рябчиковой и др. (2004). Авторы подтвердили относительно низкое содержание РЗЭ и значительные избытки элементов Cr и Fe, а также определили, что звезда близка к завершению своей жизни на Главной последовательности (ГП). За последние годы были обнаружены еще несколько звезд, обладающих подобными характеристиками: HD 133792 (Кочухов и др., 2006), HD 103498 (Джоши и др., 2009), HD 5797, HD 40711 (Семенко и др., 2011).
Электронный адрес: 2chlaidze@gmail.com
Согласно исследованиям Норта и др. (1998), ИЭ 8441 является первичным компонентом тройной системы, однако линии двух других компонентов в спектре звезды не были обнаружены. Период двойной системы составляет 106.357 дней, третий компонент имеет оценочный орбитальный период более 5000 дней. Полученная Нортом и др. (1998) функция масс двойной системы позволяет в первом приближении игнорировать вклад компонентов в наблюдаемый оптический спектр системы и рассматривать его как спектр одиночной звезды. Период вращения ИЭ 8441 Р = 69.5 сут был определен Вольфом и Моррисоном (1973) по изменению блеска в системе Стрёмгрена, а затем уточнен Ракошем и Фидлером (1978) по изменению блеска в системе 17БУ. Уточненный период составляет 69.43 сут. Этот период недавно был подтвержден по высокоточным измерениям магнитного поля, выполненными Орьером и др. (2007). Продольное магнитное поле ИЭ 8441 меняется в пределах — 100—Ь200 Гс, что вполне согласуется с более ранними менее точными измерениями продольного поля, выполненными Бэбкоком (1958).
Таблица 1. Журнал наблюдений
JD,2450000+ Спектральный диапазон, А А/ДА S/N, А Прибор
4488.135 3800-7000 36000 250(5500 А) МАЭСТРО
4808.163 3780-7000 38 500 140(5520 А) МАЭСТРО
5765.483 4420-4970 15 000 270 (4650 А) ОЗСП
Все перечисленные проэволюционировавшие Ар-звезды имеют достаточно слабые магнитные поля, продольная составляющая которых не превышает нескольких сотен гаусс (Орьер и др., 2007). Узкие линии в их спектрах свидетельствуют о периодах вращения больше 10 сут. ИЭ 103498, так же как и ИЭ 8441, является членом кратной системы. Однако, согласно литературным данным, по химическому составу ИЭ 8441 может отличаться от других членов указанной выше подгруппы. Химический состав ИЭ 8441 впервые был исследован в работе Адельмана (1973) по фотографическим спектрам в области 3800— 4700 А, а затем был переопределен в последующих работах (см., например, Адельман, 1984; Адель-ман, Калискан, 2004) с использованием более современных атомных данных, но основываясь на тех же самых измерениях эквивалентных ширин линий в фотографических спектрах. В этих работах было получено достаточно высокое содержание некоторых РЗЭ, но все оценки базировались на измерениях 1—3 линий для каждого иона. Неучет блендирования линиями элементов железного пика, содержание которых очень велико в атмосфере, может существенно повлиять на определение содержания других химических элементов. Для уточнения химического состава атмосферы ИЭ 8441, ее эволюционного статуса и принадлежности к той или иной группе необходимо провести детальное изучение атмосферы звезды по спектрам высокого разрешения и в более широком спектральном диапазоне, что и составляет основную цель данной работы.
Структура настоящей статьи следующая. Описание наблюдательного материала и процедуры его обработки представлены в следующем разделе. Далее представлено определение параметров атмосферы звезды, ее магнитного поля и скорости вращения. Рассмотрен химический состав и результаты стратификационного анализа атмосферы ИЭ 8441, а также эволюционный статус ИЭ 8441.
СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Для анализа химического состава звезды были использованы два эшелле-спектра, полученные со
спектрографом МАЭСТРО на 2-м телескопе обсерватории на пике Терскол в 2008 г. Первичная обработка двумерных данных состояла в построении усредненного снимка с током смещения (bias) с его вычитанием из всех спектров плоского поля, звезды и калибровочной лампы, исправлении изображений за неоднородность чувствительности элементов приемника и экстракции одномерных спектров. Привязка спектров к длинам волн осуществлялась по спектру сравнения ThAr лампы. Затем отдельные порядки эшелле-спектров были нормированы на уровень непрерывного спектра. Все перечисленные операции выполнялись с использованием программ из состава системы обработки данных IRAF. Сведения о спектрах приведены в сводной табл. 1.
С целью измерения продольного магнитного поля HD 8441 на 6-м телескопе БТА с Основным звездным спектрографом (ОЗСП) в режиме круговой спектрополяриметрии был получен один зе-емановский спектр. В наблюдениях использовался анализатор поляризации с вращающейся четвертьволновой пластинкой в сочетании с резателем изображения (Чунтонов, 2004). В качестве приемника излучения использовалась ПЗС-система на основе чипа EEV CCD42-90, изготовленная в САО РАН Лабораторией перспективных разработок. Итоговый зеемановский спектр получается из суммы двух экспозиций, полученных при разной ориентации фазовой пластинки (0, 90°) относительно дихроичного поляризатора. Такой наблюдательный подход обеспечивает регистрацию ортогонально-поляризованных спектров на одних и тех же элементах приемника и, следовательно, снижает влияние инструментальных эффектов. Вся обработка данных, за исключением нормировки на континуум, была выполнена в системе ESO MIDAS с использованием набора программ Zeeman, написанного Д.О. Кудрявцевым (Кудрявцев и др., 2006). Поляризованные спектры были нормированы на уровень непрерывного спектра с помощью программы continuum из состава IRAF. Последовательность шагов обработки и экстракции одномерных спектров полностью аналогична тем, что были в случае эшелле-спектров, кроме коррекции неоднородной чувствительности элементов ПЗС и
с учетом другого формата данных. Отказ от процедуры нормировки на плоское поле обусловлен тем, что наши измерения продольного магнитного поля (см. соответствующий раздел) носят позиционный характер, и незначительные ошибки проведения континуума не влияют на точность измерения Бе.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АТМОСФЕРЫ ЗВЕЗДЫ
Эффективная температура и ускорение силы тяжести
Используя наблюдаемые фотометрические индексы в стремгреновской и женевской системах, мы получили оценочные значения эффективной температуры и логарифма ускорения силы тяжести для ИЭ 8441. Значения индексов в системе Стрём-грена: У = 6.676, Ь — у = 0.022, ш1 = 0.145, с1 = = 1.145, в = 2.833 были взяты из каталога Хак и Мермийо (1998). Фотометрические данные женевской системы: и = 1.557, У = 0.934, Б1 = 0.875, Б2 = 1.496, У1 = 1.640, С = 2.109 взяты из каталога Руфенера (1976). По калибровкам индексов [Ь — у] и [с1] (Напивотский и др., 1993) была получена эффективная температура Тэфф = 9130 К и логарифм ускорения силы тяжести ^д = 3.42. Калибровки индексов женевской системы (Кюнзли и др., 1997), реализованные в пакете программ TEMPLOGG (Кайзер, 2006) дают Тэфф = 9248 ± ± 98 К, ^д = 3.64 ± 0.10 для солнечной металлич-ности и Тэфф = 9005 ± 78 К, ^д = 3.30 ± 0.11 для металличности [М/Н] = +1. Усреднение этих данных приводит нас к следующим параметрам атмосферы ИЭ 8441: Тэфф = 9130 ± 100 К, lgд = 3.45 ± ± 0.17. Для дальнейшего уточнения параметров атмосферы звезды использовался наблюдаемый профиль линии Ив. В этой области эффективных температур профиль линии больше чувствителен к ускорению силы тяжести. По программе А^АБ9 (Куруц, 1993) для температур в диапазоне от 8900 до 9300 К (с шагом 100 К) и значений логарифма ускорения силы тяжести от 3.3 до 3.6 (с шагом 0.1) была рассчитана сетка моделей атмосфер. Далее, по программе SYNTH3 (Кочухов 2007) была рассчитана серия синтетических спектров в области водородных линий, профили которых сравнивались с наблюдаемыми. В результате оказалось, что эффективная температура Тэфф = 9130 К и ^ д = = 3.4 достаточно хорошо подходят для описания профиля линии Ив. На рис. 1 приведено сравнение наблюдаемого профиля линии Ив с синтети
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.