УДК 524.3-36
КОМПЛЕКСНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД HD 5797 И HD 40711 С СИЛЬНЫМ ИЗБЫТКОМ ХРОМА И ЖЕЛЕЗА
2011 г. Е. А. Семенко*, И. А. Якунин, Е. Ю. Кучаева
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 09.04.2010 г.
Представлены результаты комплексного исследования химически пекулярных звезд HD 5797 и HD 40711. Звезды имеют одинаковую эффективную температуру Т^ = 8900Kи похожий химический состав с большим избытком железа (+1.5 dex) и хрома (+3 dex) по сравнению с Солнцем. Типичный избыток редкоземельных элементов достигает +3 dex. Выполнены измерения магнитного поля звезды HD 5797. Установлено, что величина продольной составляющей поля Be меняется синусоидально от — 100 Гс до +1000 Гс с периодом 69 сут. Оценка эволюционного статуса звезд свидетельствует, что HD 5797 и HD 40711 — старые объекты возрастом £ « 5 х 108 лет — находятся вблизи окончания стадии горения водорода в ядре.
Ключевые слова: звезды — химически пекулярные звезды, химический состав, магнитное поле.
ВВЕДЕНИЕ
Среди горячих звезд, расположенных в верхней части главной последовательности диаграммы Герцшпрунга—Рессела, примерно 15% имеют ярко выраженные аномалии химического состава. Спектры этих звезд характеризуются присутствием необычно усиленных или ослабленных линий железа, хрома, кремния и ряда других химических элементов, включая редкоземельные. Следуя работе Престона (1974), такие объекты получили название химически пекулярных или CP-звезд. Использование спектрополяриметрических методов наблюдения химически пекулярных звезд позволяет установить присутствие в их атмосфере сильных магнитных полей, величина которых может меняться в широких пределах от нескольких десятков гаусс (Орьер и др., 2007) до десятков килогаусс. За более чем 60 лет изучения эффекта магнитных звезд получены данные о полях около 350 объектов (Романюк, Кудрявцев, 2008); в основном, это измерения продольной составляющей магнитного поля В^ усредненной по видимому полушарию звезды. Нижняя граница величины Be CP-звезд определяется точностью применяемых методов измерения эффекта Зеемана.
Исследования разных авторов показывают, что распределение на главной последовательности магнитных звезд, как подкласса CP-звезд, относительно равномерное (см., например, Кочухов, Ба-ньюло, 2006; Ландстрит и др., 2007): имеются как
Электронный адрес: sea@sao.ru
звезды, уходящие с главной последовательности, так и звезды, готовящиеся к выходу на нее. Таким образом, наблюдая CP-звезды разного возраста, мы имеем возможность изучать эволюцию их химического состава и магнитных полей. Кроме того, актуальным остается вопрос взаимосвязи между величиной, геометрией магнитного поля и характером химических аномалий.
В своей работе, посвященной исследованию стратификации химических элементов в атмосфере звезды ИЭ 133792, Кочухов и др. (2006) предложили отдельно выделить группу проэволюцио-нировавших СР-звезд с очень сильным избытком хрома и железа. Характерной особенностью таких объектов являются аномально слабые для пекулярных звезд того же температурного диапазона линии редкоземельных элементов. Еще одна общая черта новой группы звезд — слабые магнитные поля. Ранее исследованные представители проэво-люционировавших магнитных звезд — ИЭ 133792 и ИЭ 204411 (Рябчикова и др., 2005). Совсем недавно этот список был расширен: Джоши и др. (2010), изучая звезду ИЭ 103498 на предмет быстрых пульсаций, выполнили детальный анализ ее химического состава. Кроме того, авторам удалось оценить положение ИЭ 133792, ИЭ 204411 и ИЭ 103498 на диаграмме Герцшпрунга—Рессела, откуда следовало, что все рассматриваемые звезды либо уже миновали фазу горения водорода в ядре, либо находятся близко к ее завершению.
В настоящей работе мы представляем результаты спектрального анализа двух магнитных
6144
6148
6152 X, À
6156
6160
Рис. 1. Спектры звезд ИЭ 5797 (черная кривая) иИО 40711 (серая кривая) в области 6144—6162 А.
CP-звезд с необычно сильными линиями железа и хрома. Спектры звезд HD 5797 и HD 40711 выглядят очень похоже (рис. 1), а сами объекты находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас. Кроме того, сравнение спектров этих двух звезд с участками спектра звезды HD 133792, предоставленного нам Т.А. Рябчиковой, выявило ряд общих деталей.
Звезды HD 5797 и HD 40711 стали объектами наблюдения на 6-м телескопе Специальной астрофизической обсерватории РАН в рамках программы исследования CP-звезд, поля которых были впервые обнаружены в САО. Предпочтение отдавалось звездам с резкими линиями и с известным расстоянием до них.
Первые прямые измерения магнитного поля HD 5797 были представлены Илиевым и др. (1992). Они выполняли фотографические наблюдения с использованием Основного звездного спектрографа 6-м телескопа, тогда был получен один зеемановский спектр. Используя два разных метода оценки продольного магнитного поля, авторами было найдено, что величина Be составляет —2200 Гс с ошибкой 300 Гс. Еще раньше магнитные свойства звезды изучались Престоном (1971), который по дифференциальному уширению спектральных линий оценил поле на поверхности звезды в 1.8 кГс. С целью уточнить сведения о величине и переменности магнитного поля мы выполнили новые наблюдения на 6-м телескопе с использованием анализатора круговой поляризации. Результаты этой работы будут описаны ниже.
Химический состав HD 5797 изучал Адель-ман (1973), отметив, что она отличается от других объектов того же спектрального класса сильным избытком Fe, Cr, Ti, Mn, Nd, Gd и Si, а содержание Sr, Y, Ca и V равно солнечному. Кроме того, ранее изучалась фотометрическая и спектральная переменность звезды (Вольфф, 1975; Барзо-ва, Илиев, 1988). Согласно результатам изучения переменности эквивалентных ширин спектральных линий, представленным в работе Барзовой и Или-ева (1988), в спектре отсутствуют сильные линии EuII, о которых сообщали Престон (1971) и Адельман (1973). Эквивалентные ширины линий FeI—II, CrI—II, TiII и SrII меняются в 1.5—2 раза с периодом 69d, предложенным Вольфф (1975).
В отличие от HD 5797, звезда HD 40711 изучалась менее активно. Для нее имеются данные фотометрии в системах uvby (Фогт, Фаундез, 1979; Масана и др., 1998) и Да (Майтцен, Фогт, 1983; Паунзен и др., 2005). Именно большой показатель индекса Да послужил причиной включения HD 40711 в программу поиска новых магнитных звезд. В итоге Елькин и др. (2003) выполнили измерения четырех зеемановских спектров, полученных на 6-м телескопе САО РАН, и нашли, что продольное магнитное поле звезды меняется в пределах от —650 до +330 Гс, но период переменности найти не удалось.
Карье и др. (2002) сообщают, что HD 40711 является спектрально-двойной системой SB1 с периодом обращения 1245d и высоким эксцентриситетом орбиты e = 0.8. В этой же работе приводятся
оценки скорости вращения (ve sin i = 2 км/с) и эффективной температуры звезды (Teff = 9328 K).
Поскольку ранее подробный спектральный анализ звезды HD 40711 никем не выполнялся, мы приняли решение восполнить этот пробел и включить ее в программу наших наблюдений на эшелле-спектрометре 6-м телескопа.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И ЕГО ОБРАБОТКА
Спектральный материал высокого разрешения был получен с использованием эшелле-спектрометра НЭС, установленного в фокусе Нэсмит-2 6-м телескопа САО (Панчук и др., 2009). В общей сложности нами было получено четыре эшелле-спектра звезды HD 5797 в диапазоне длин волн 4600—6780 A. Для изучения звезды HD 40711 были использованы два эшелле-спектра, полученные в октябре 2007 г. Д.О. Кудрявцевым на том же оборудовании с аналогичной конфигурацией. Во всех случаях спектральное разрешение Л/АЛ близко к 40 000, а отношение сигнал/шум в области Л = 5500 A составляет не менее 150.
Первичная обработка двумерных изображений выполнена с использованием комплекса программ REDUCE (Пискунов, Валенти, 2002). Обработка проводилась по стандартной схеме и включала следующие этапы: вычитание инструментального нуля ПЗС-матрицы (bias), исправление кадров за неравномерную чувствительность элементов приемника, вычитание рассеянного света и экстракция одномерных спектров. С помощью процедуры WAVECAL из того же программного комплекса был произведен переход от системы координат ПЗС-матрицы к длинам волн. В качестве эталона использовался спектр лампы ThAr. Впоследствии отдельные эшелле-порядки были отнормированы на уровень непрерывного спектра с применением программы CONTINUUM из состава системы обработки данных IRAF. Чтобы снизить ошибки проведения континуума в области линий водорода, мы пробовали аппроксимировать функцию блеска в направлении поперек дисперсии и исходя из этой оценки выполнять нормировку. Применение указанной процедуры позволяет уверенно определять положение непрерывного спектра в области линии Ha, тогда как в области Hp точность проведения континуума существенно ниже.
Пять зеемановских спектров HD 5797 были получены нами с использованием Основного звездного спектрографа (ОЗСП) 6-м телескопа. Еще два спектра получены по нашей просьбе на том
же оборудовании Д.О. Кудрявцевым и Г.А. Чунто-новым. Данный спектрограф оборудован анализатором круговой поляризации с резателем изображений и поворотной четвертьволновой пластинкой (Чунтонов, 2004). Обработка спектров и измерение продольного поля выполнялось с использованием программ из состава комплекса ZEE-MAN, написанного Д.О. Кудрявцевым для системы ESO MIDAS. В качестве спектра сравнения использовалась лампа полого катода ThAr. Аналогично эшелле-спектрам, нормировка поляризованных спектров также выполнялась с использованием программы CONTINUUM из состава IRAF.
В табл. 1 представлены все сведения о полученных спектрах, включая время HJD, спектральное разрешение, спектральный диапазон и отношение сигнал/шум. Для звезды HD 5797, кроме того, приведена фаза, полученная из эфемериды, представленной Вольфф (1975), и величина измеренного продольного магнитного поля.
ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА ЗВЕЗД HD 5797 И HD 40711
Эффективная температура, ускорение силы тяжести и вращение звезд
Определение физических характеристик CP-звезд представляет из себя
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.