УДК 524.33
О ПЕРЕМЕННОСТИ ЛИНИЙ В СПЕКТРЕ СВЕРХГИГАНТА oCAM
© 2004 г. А. Х. Рзаев1,2*, В. Е. Панчук1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз 2Шамахинская астрофизическая обсерватория НАН Азербайджана, пос. Ю. Мамедалиева
Поступила в редакцию 23.06.2003 г.
По ПЗС спектрам, полученным на эшелле-спектрографах PFES 6-м телескопа САО РАН и CEGS 2-м телескопа ШАО НАН Азербайджана, исследованы изменения профилей линий в спектре горячего сверхгиганта «Cam. Быстрые изменения (< 1.5 ч) профилей и лучевых скоростей линий не обнаружены. Рассмотрены некоторые методические эффекты, вызывающие ложную переменность. Переменность профиля линии Ha выглядит симметрично относительно лучевой скорости центра массы звезды и является следствием переменных сине- и красносмещенных эмиссий и/или абсорбций, которые накладываются на переменный фотосферный профиль. На линии Ha фиксированы признаки крупномасштабного выброса вещества из поверхности звезды, которые прослеживаются и на других линиях спектра. В линии НеП 4686 наблюдается профиль типа обратного P Cyg, а на красном крыле линии Не! 5876 обнаружена слабая и переменная эмиссия. Быстрая (на характерных временах менее часа) переменность профиля линии НеП 4686, обнаруженная ранее по нашим наблюдениям (Холтыгин и др., 2000), поставлена под сомнение. Сопоставление наблюдательных данных о переменности профилей линий в УФ и оптическом диапазонах спектра сверхгиганта aCam позволяет сделать предположение о нерадиальных движениях как основной причине переменности лучевых скоростей и профилей линий.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные; звезды-сверхгиганты.
LINE VARIABILITY IN THE SPECTRUM OF THE SUPERGIANT aCam, by A. Kh. Rzaev and V. E. Panchuk. We use CCD spectra taken with the PFES and CEGS echelle spectrographs attached to the 6-m Special Astrophysical Observatory (Russian Academy of Sciences) telescope and the 2-m Shamakha Astrophysical Observatory (National Academy of Sciences of Azerbaijan) telescope, respectively, to study the line-profile variations in the spectrum of the hot supergiant a Cam. No rapid (< 1.5 h) variations in the line profiles and radial velocities have been found. We consider some of the systematic effects that cause spurious variability. The variability of the Ha profile appears symmetric relative to the radial velocity of the center of mass of the star and is attributable to the variable blueshifted and redshifted emission and/or absorption features superimposed on a variable photospheric profile. The Ha line shows evidence of a large-scale mass ejection from the stellar surface that can also be found in other spectral lines. The НеП 4686 line exhibits an inverse P Cyg profile, while the red wing of the ^I 5876 line shows a weak, variable emission feature. The rapid (on characteristic time scales of less than an hour) variability of the НеП 4686 profile that was previously revealed by our observations (Kholtygin et al. 2000) is called into question. A comparison of the observational data on the variability of ultraviolet and optical line profiles for the supergiant a Cam leads us to suggest that nonradial motions are mainly responsible for the variability of the radial velocities and line profiles.
Key words: stars — variable and peculiar; supergiant stars.
ВВЕДЕНИЕ
Кратковременная(порядка суток)переменность оболочек некоторых ОВ-звезд вначале была выявлена при внеатмосферных исследованиях УФ-спектров (см., например, Принья, Ховарт, 1986).
Электронный адрес: abid@sao.ru
Внедрение высокоэффективных светоприемников оптического диапазона, появление телескопов, специализированных для задач спектроскопического мониторинга, и последовавшие за этим массовые наблюдения горячих ОВ-звезд (Фул-лертон, 1991; Капер и др., 1996, 1997, 1999; Вольф и др.,1999; Раув и др., 2003) показали, что переменность профилей линий с характерным
временем от нескольких часов до нескольких суток является общим свойством этих объектов.
Признаки нестационарности и неоднородности звездного ветра проявляются как в переменности профилей линий (изменении наклона коротковолнового крыла или даже смещении коротковолновой части ядра линии), так и в появлении дискретных абсорбционных компонентов (Андерхилл, 1975), их развитии и миграции от ядра в коротковолновую часть линии (Ченцов, 1995).
Современные модели потери вещества (Чере-пащук, 1990; Лепайн и др., 1996; Костенко, Хол-тыгин, 1998; Фуллертон, 1999; Капер и др., 1999) критичны, в частности, и к характерному времени переменности в спектрах ОВ-звезд. Выбор между моделями и дальнейшее их совершенствование связаны с увеличением объема наблюдательного материала для конкретных объектов и с распространением детальных спектроскопических исследований горячих звезд на другие спектральные подклассы и классы светимости. Важным моментом является также оценка минимального характерного времени спектральной переменности. Если для исследований переменности на временах более суток эффективно используются специализированные спектроскопические телескопы небольшого диаметра с оптоволоконными спектрографами (см., например, Мандель, 1988), то для поиска быстрой переменности желательно применение более крупных телескопов. Многопрограммный 6-м телескоп БТА оснащен комплексом аппаратуры (Панчук и др., 2002), позволяющей, в частности, исследовать быструю переменность профилей линий в диапазоне спектральных разрешений R = = 4000-75 000.
aCam — типичный сверхгигант спектрального класса O9.5 Iaf с большой скоростью осевого вращения v sin i tt 85 км/с (Конти, Эббетс, 1977). Эта "убегающая" звезда (Блау, 1961; Стоун, 1979) вызывает интерес еще и тем, что может являться тесной двойной системой, с вырожденным вторичным компонентом. В результате анализа изменений лучевых скоростей Ли (1913), Боханнан и Гармани (1978), Зейналов и Мусаев (1986) предложили разные значения периода »7, 47 и 4 сут соответственно. Однако гипотеза о периодических изменениях лучевых скоростей не подтвердилась (Стоун, 1982; Мусаев, Снежко, 1988). Переменность лучевых скоростей интерпретируется сегодня как следствие физической переменности объекта, искажающей профили линий.
По многочисленным наблюдениям, проведенным в несколько этапов с разрешением R ~ 16 000 и 32 000 и отношением сигнал/шум не ниже S/N = = 200, была обнаружена переменность профилей
линий На и HeI 6678 (Эббетс, 1980, 1982). Минимальное время, на котором заподозрена переменность профиля На, составляло 3 ч, а на шкале 6 ч переменность фиксировалась уверенно. Значительные изменения профилей выявлялись лишь через сутки. В линии HeI 6678 изменялась (в основном) крутизна коротковолнового крыла.
По УФ-спектрам aCam, полученным в 1978 г. в течение 72 ч, (Ламерс и др., 1988) обнаружили переменность в резонансных линиях с характерным временем около 7 ч. Эта переменность была объяснена неоднородностями структуры звездного ветра. По УФ-спектрам, полученным в 1991 г. в течение 5 дней, Капер и др. (1996) не нашли существенных изменений в профилях линий. По оптическим спектрам (R = 22 000), сопровождавшим УФ-наблюдения, была найдена значительная переменность профиля линии На (Капер и др., 1996). Эмиссионная и абсорбционная компоненты P Cyg профиля На показывали существенные изменения в течение 4-х сут (Капер и др., 1997), но изменения на шкале 3—6 ч, обнаруженные Эббетсом (1980), так и не были подтверждены.
Для исследования переменности на шкале сутки и более пригодны и фотографические спектры. Зейналов и др. (1986) по спектрограммам, полученным в течение нескольких лет на спектрографе фокуса кудэ 2-м телескопа ШАО, выявили переменность линий На и Не1 5876. У линии Не1 5876 была зафиксирована слабая эмиссия на красном крыле.
В работе Фуллертона и др. (1996), где было исследовано 30 ярких O-звезд раннего спектрального класса, в том числе и аСат, показано, что переменность профиля и лучевой скорости линий
CIV Л 5801, 5812 A и Не1 5876 во временном масштабе от нескольких часов до нескольких дней является общим свойством для большинства O-звезд.
В работе Марковой (2002) по 65 ПЗС спектрам, полученным в течение года с разрешением R = 15 000 (из них 10 были получены с R = = 22 000), исследовано изменение профиля линий На и Не1 6678. Быстрые изменения профиля линии На не обнаружены. Отмечено, что профили линии На и по форме, и по интенсивности аналогичны с профилями, полученными Эббетс (1980) и Капер и др. (1997). Изменения происходят в центральной части профиля линий На и Не1 6678 в интервале скоростей, соответственно, ±300 и ±200 км/с, и симметричны относительно центра линий. Анализ переменности этих двух линий давал ясное доказательство в пользу укоренившейся непрерывной активности ветра. Подразумевалось отклонение от сферической симметрии и присутствие крупномасштабных кратковременных возмущений плотности
ветра, которые могут моделироваться вращением. Характер и период переменности отличаются для разных сезонов (летний и зимний) наблюдений и требуют объяснения, включающего различные виды и масштабы возмущения ветра.
Целью данной работы является исследование быстрой переменности профилей линий в спектре aCam по ПЗС-спектрам, полученным на 6-м телескопе САО РАН. Целесообразность и научный аспект такого исследования достаточно ясно мотивированы в работе Холтыгина и др. (2003). Для этой цели также использовались ПЗС-спектры, полученные на 2-м телескопе ШАО НАН Азербайджана в фокусе кудэ.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
По программе поиска быстрой переменности в спектрах горячих звезд (заявка А.Ф. Холтыгина) одним из авторов данной статьи (В.Е. Панчук) в феврале 1997 г. были выполнены наблюдения на 6-м телескопе САО РАН. В частности, на эшелле-спектрографе первичного фокуса PFES с матрицей ПЗС 1160 х 1040 элементов (Панчук и др., 1998), в течение полутора часов было получено 20 спектров aCam. Спектр сравнения регистрировался только в начале и конце серии экспозиций спектра звезды. Спектральное разрешение было R = 15 000, интервал между центрами соседних экспозиций составлял 2.5—3 мин, причем считывание каждого э
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.