ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 12, с. 924-929
УДК 524.384
ИССЛЕДОВАНИЕ СЛАБОМАГНИТНОЙ ЗВЕЗДЫ HD 116656
© 2004 г. Ю. В. Глаголевский*, В. В. Леушин, Г. А. Чунтонов
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 26.10.2003 г. После доработки — 31.05.2004 г.
Исследуется спектрально-двойная звезда HD 116656 (Z1 UMa), которая раньше подозревалась в принадлежности к химически пекулярным звездам Si типа. Магнитное поле каждого из компонентов отдельно измерено с высокой точностью, но не было обнаружено. Верхняя граница поля оценивается как 20 Гс. Оказалось, что содержание исследованных химических элементов у обоих компонентов одинаково. По характеру химических аномалий их скорее можно отнести к химически пекулярным звездам Am типа, чем к магнитным СР звездам. Скорости вращения компонентов слегка различаются и равны 31.7 км/с у компонента А и 37.0 км/с у компонента В. Малая скорость вращения характерна для немагнитных металлических звезд, так же как и для магнитных химически пекулярных звезд.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные.
STUDY OF THE WEAKLY MAGNETIC STAR HD 116656, by Yu. V. Glagolevskij, V. V. Leushin, and G. A. Chuntonov. We study the spectroscopic binary HD 116656 (Z1 UMa) that has previously been suspected to be a Si-type chemically peculiar star. The magnetic field of each individual component was measured with a high accuracy, but it was not found. The upper limit for the field is estimated as 20 G. The abundances of the chemical elements studied in both components proved to be the same. The pattern of their chemical anomalies suggests that they are more likely chemically peculiar Am stars rather than magnetic CP stars. The rotational velocities of the components slightly differ, 31.7 km s_1 for component A and 37.0 km s_1 for component B. Low rotational velocities are characteristic of both nonmagnetic metallic-line and magnetic chemically peculiar stars.
Key words: stars — variable and peculiar.
ВВЕДЕНИЕ
До сих пор интерес астрофизиков касался звезд с сильными магнитными полями, в то же время слабо намагниченные звезды с полями <500 Гс совершенно не исследовались. Новая техника с применением ПЗС-приемников позволила на порядок увеличить точность измерений, поэтому исследование звезд со слабыми магнитными полями стало доступным. Попытки изучения таких звезд в последнее время делались неоднократно (см., например, Глаголевский и др., 1989; Шорлин и др., 2002; Глаголевский, Чунтонов, 2002; Монин и др., 2002). На основании этих результатов можно сделать следующие основные выводы:
1) у многих химически пекулярных звезд, несмотря на увеличение точности измерений на порядок, не удалось обнаружить магнитное поле;
2) несмотря на отсутствие или чрезвычайную слабость поля, многие звезды имеют достаточно
Электронный адрес: glagol@sao.ru
сильные химические аномалии и малую скорость вращения.
Эти свойства противоречат существующему мнению, что для образования химических аномалий необходимо присутствие достаточно сильного поля, а низкие скорости вращения получаются вследствие магнитного торможения на ранних стадиях эволюции. Кроме того, звезды со слабыми магнитными полями не соответствуют известному свойству пропорциональности степени химических аномалий величине магнитного поля (Крамер, Мадер, 1980; Глаголевский, 1994). Можно предположить, что при слабых магнитных полях, когда наблюдается переход от нормальных звезд к магнитным, могут возникнуть различные отклонения от известных закономерностей. Одной из таких звезд — ИЭ 116656, — у которой ряд авторов отмечают наличие химических аномалий, посвящена настоящая работа.
ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА
Звезда HD 116656 отмечена в каталоге переменных звезд (Кукаркин и др., 1982), где она названа NSV 06224. Звезда является спектрально двойной c периодом обращения 20d54 (Порбэ, 2000).
HD 116656 (Z1 UМa) отсутствует в списке химически пекулярных звезд (Эгрет, Яшек, 1981), однако она приведена в каталоге BSC (Хоффлеит, 1982) как объект A1VpSrSi типа (см. табл. 1). В работе Грея, Гаррисона (1987) она классифицируется как СР звезда A1V(Si), а в работе Гири-сэна и др. (1984) дана классификация компонентов А1Vp+A1V и v sin i = 35 км/с; 35 км/с, т.е. отмечается, что один из компонентов химически пекулярный. Вследствие орбитального движения максимальное различие лучевых скоростей компонентов составляет около 150 км/с.
Cравнение спектра HD 116656 со спектрами нормальных звезд, однако, непоказало каких-либо пекулярностей (Шорлин и др., 2002). В работе Эдвардса (1976) приведена классификация компонентов, в которой тоже отсутствует указание на пекулярность: Sp(1) = Sp(2) = A2V, Дш = 0.0.
Депрессия Л 5200 A, характерная для СР звезд, в общем спектре HD 116656 равна Да = 0.018 (Лебедев, 1986). Ее величина соответствует магнитным звездам с эффективным полем Be & 300 Гс, хотя параметр Z многоцветной фотометрии такой же как у нормальных звезд (Глаголевский, Чун-тонов, 2002). Если учесть результат Гирисэна и др. (1984), показывающий, что только один из компонентов является химически пекулярным, то величину депрессии следует увеличить вдвое, и тогда она будет соответствовать полю ^500—600 Гс.
Величина бальмеровского скачка D = 0.51, оцененного нами по данным каталога Харитонова и др. (1978), соответствует нормальным звездам главной последовательности. Величина скачка и распределение энергии в непрерывном спектре такие же, как у a Lyr, у которой Te = 9553 К (Чарди и др., 2001). По данным женевской фотометрии (Палоус, Хаук, 1986) температура звезд Te = 9200 К, а по данным стремгреновской фотометрии абсолютная величина звезд Mv = = 1.07 (болометрическая величина Мь = 1.0), что соответствует V классу светимости (lg g = 4.05). Хаммель и др. (1998) приводят ревизованные параметры: Мь = 0.91, Te = 9000 ± 200 K, из которых следует lgg = 3.9 (V—IV класс светимости).
Из приведенного обзора видно, что оба компонента находятся посередине полосы главной последовательности. Нет согласия в оценках принадлежности системы к химически пекулярным звездам. Если один компонент пекулярный, а другой
Таблица 1. Спектральная классификация HD 116656 из разных источников
Спектральная классификация Источник
Нормальная звезда Эгрет, Яшек (1981)
Нормальная звезда Шорлин и др. (1992)
AlVpSrSi Каталог BSC
AIVSi Грей, Гаррисон (1987)
AlVp+AlV Гирисэн и др. (1984)
A2V+A2V Эдвардс(1976)
нет, то необходимы измерения поля у обоих компонентов по отдельности. Такая задача в первую очередь и была поставлена.
МАГНИТНОЕ ПОЛЕ
До наших измерений самые точные оценки среднего эффективного поля у HD 116656 получены в работе Шорлина и др. (2002): Ве = = —9 ± 16 Гс, поле с несколько меньшей точностью измерено Мониным и др. (2002) (табл. 2). Эти данные показывают, что верхняя граница поля не более нескольких десятков Гаусс. Одиночное измерение не может быть достаточно надежным вследствие переменности поля у СР звезд, поэтому необходимы дополнительные измерения. Кроме того, представляют интерес измерения для каждого компонента по отдельности. Учитывая сказанное, мы измерили поле в фазе, когда разделение компонентов было близко к максимальному значению ДА & 1 Л. Эта фаза приходилась на ^ = 2452657.58. Наблюдательный материал был получен на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа с ПЗС-матрицей. Диапазон используемого спектра 4400—4640 Л, дисперсия 0.115 Л/пиксел. Размеры матрицы 2К х 2К. Линии компонентов хорошо разделяются для измерения поля у обоих из них по отдельности. Для измерения были отобраны 15 неблендирован-ных линий.
Для повышения точности измерений была использована следующая методика. Анализатор состоит из ахроматической четвертьволновой фазовой пластинки, расположенной до щели, и поляризатора (пластина Савара) после щели. Поляризатор дает, как обычно, два зеемановских спектра — правополяризованный (пп) и левополяризованный
926 ГЛАГОЛЕВСКИИ и др.
Таблица 2. Результаты измерений и оценок магнитного поля у звезды ИЭ 116656
£>е, ГС ±сг, Гс Источник
2 450177.38 .44 2 452 657.58 » Изм -9 -91 26 28 -13 ерения по зеемано 16 82 61 16 13 вским спектрам Шорлин и др. (2002) Монинидр. (2002) Монинидр. (2002) Наши измерения 1 -го компонента Наши измерения 2-го компонента
Оценки по параметрам (обе звезды вместе)
- 300 - Наша оценка по депрессии 5200 А
- 0 - Наша оценка по параметру Z
- 0 - Наша оценка по бальмеровскому скачку
(лп). Фазовая пластинка периодически поворачивается на 90°, а ПЗС-спектр синхронно переносится на заданное число строк в одну сторону и обратно поперек дисперсии. В результате поворота пра-вополяризованный и левополяризованный спектры меняются местами. Таким путем экспонируются 1-я пара и 2-я пара зеемановских спектров. В результате получаются четыре спектра: (1пп—1лп) и (2лп—2пп). Зеемановские сдвиги определяются путем измерения сдвигов (1пп)—(2лп) и (1лп)—
Таблица 3. Химический состав ИЭ 116656
Элемент ыт о1)
-4.30 +0.16
-4.35 +0.14
Са -5.90 -0.22
Бс -10.00 -1.06 :
Т\ -6.80 +0.25
Сг -6.20 +0.17
Ге -4.35 +0.19
N1 -5.50 +0.29
Ъх -8.80 +0.64
Ва -8.85 + 1.06
(2пп). Поскольку спектры экспонированы на одних и тех же участках матрицы, уменьшается влияние неравномерности чувствительности пикселов, компенсируется влияние неизбежного наклона щели спектрографа. Если первая и вторая пары спектров суммируются из достаточно большого количества экспозиций, полученных поочередно, то таким образом уменьшаются эффекты нестабильности положения изображения на щели.
Небольшой фрагмент обрабатываемого спектра приведен на рис. 1. На рис. 1а показан спектр, полученный в фазе, когда линии обоих компонентов сливаются, а на рис. 1б в фазе, когда линии расходятся. Количество зарегистрированных электронов на пиксел в среднем равнялось 2.8 х х 107. Это обстоятельство обеспечило высокое отношение сигнал/шум. Величина поля, оцененная по коротковолновым и длинноволновым линиям приведена в последних двух строках табл. 2. Очевидно, что величина магнитного поля у каждого из компонентов звезды ИЭ 116656 не превышает 20—30 Гс. Таким образ
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.