научная статья по теме ПЕРЕМЕННОСТИ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИИ H В СПЕКТРЕ ЗВЕЗДЫ WW VUL В 2006–2010 ГГ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПЕРЕМЕННОСТИ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИИ H В СПЕКТРЕ ЗВЕЗДЫ WW VUL В 2006–2010 ГГ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 6, с. 386-395

УДК 524.3-355

ПЕРЕМЕННОСТИ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИИ Ha В СПЕКТРЕ ЗВЕЗДЫ

WW VUL В 2006-2010 гг.

© 2014 г. С. О. Меджидова, Х. М. Микаилов, Б. Н. Рустамов

Шамахинская астрофизическая обсерватория им. Н. Туси НАН Азербайджана

Поступила в редакцию 15.11.2013г.

Приводятся результаты исследований линии На в спектре звезды типа UX Ori (WW Vul) на основе спектральных наблюдений, проведенных на 2-м телескопе ШАО НАН Азербайджана в 2006—2010 гг. Обнаружена переменность во всех измеренных параметрах профиля линии На как в течение каждого наблюдательного сезона, так и от сезона к сезону. Сравнительный анализ полученых данных и опубликованных исследований привел к заключению, что режим истечения с переменной мощностью у звезды WW Vul в целом сохраняется почти в течение 40 лет (1972—2010 гг.), и эпизодически наблюдается аккреция газа из околозвездного диска на поверхность звезды. Выявлены изменения в режиме переменности в поведении эмиссионной линии На в наблюдательные сезоны 2006—2010 гг. В четырех случаях (для дат 08.07.2006, 17.08.2008, 13.06.2010 и 02.08.2010) обнаружена вторая эмиссионная компонента на синем крыле эмиссионной линии На.

Ключевые слова: звезды Ае Хербига, спектр, эмиссионная линия На, аккреционный диск.

DOI: 10.7868/S0320010814060059

ВВЕДЕНИЕ

Одной из актуальных наблюдательных задач в исследовании ранней стадии эволюции звезд является изучение взаимодействия между молодой звездой и окружающей ее околозвездной средой. В связи с этим представляет большой интерес исследование молодых звезд с промежуточными массами (2—10 М©), не вышедших на главную последовательность — звезды типа Ае/Ве Хербига (Хербиг, 1960; Финкензеллер, Мундт, 1984; Фин-кензеллер, Янкович, 1984; Рейпус и др., 1996). По своим фотополяриметрическим и спектральным признакам из звезд типа Ае/Ве Хербига выделяется подкласс звезд с алголоподобным ослаблением блеска, так называемыми звезды типа UX Ориона (UXOR) (Венцель, 1969; Гринин, 1988). Впоследствии было выяснено, что звезды типа UX Ori не являются каким-то особым классом звезд, в основном, это звезды Ае Хербига, среди которых есть и звезды типа Т Тельца раннего спектрального класса. Это молодые звезды, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения (ориентированы "ребром" к наблюдателю). Поэтому их излучение по пути к наблюдателю проходит через вещество протопланетных дисков. Переменность их блеска вызвана изменениями околоЭлектронный адрес: bayram_rustam@yahoo.com

звездной экстинкции на луче зрения (Гринин и др., 1994; Гринин, Растопчина, 1996). Переменность профилей эмиссионных линий в спектрах UXOR может быть обусловлена внутренними причинами, а именно, изменением режима аккреции и/или дискового ветра и их параметров (Шу и др., 1994; Гудсон и др., 1999; Гудсон, Винжл, 1999), либо вследствие внешних причин, т.е. из-за затмения звезды и части ОЗ оболочки газопылевым облаком (Гринин, Тамбовцева, 1995).

Эмиссионная линия На является наиболее изученной из деталей в спектрах UXOR. Это отчасти связано с тем, что На — эмиссия, как правило, сильна в спектрах у всех молодых звезд и, в частности, у звезд типа UX Ori. Эти исследования стимулированы еще тем, что длина волны этой линии практически совпадает с областью максимума чувствительности ПЗС-матриц, применяемых в последние десятилетия в астрономии, что позволяет наблюдать относительно слабые молодые звезды на телескопах средних размеров. Наряду с этими субъективными факторами актуальность исследований эмиссионной линии На диктуется тем, что, по-видимому, эта линия формируется во внутренних частях аккреционного диска у звезд типа UX Ori. Исследуя поведение эмиссионной линии На, мы получаем информацию о физических условиях в газовой оболочке как о структуре, так

и о кинематике околозвездного газа в непосредственной близости от поверхности звезды.

Переменность профилей эмиссионной линии На описана в опубликованных работах с относительно средним (Колотилов, 1977; Пугач, 1988) и высокими (Гринин и др., 2001; Козлова и др., 1995, 2006; Мендигутей и др., 2011; Тамбовцева и др., 1999) разрешениями. В этих работах спектральные наблюдения в основном сопровождались широкополосной иВУ-фотометрией. Работа Ко-лотилова (1977) выделяется из этих работ тем, что во время спектральных наблюдений оптический блеск звезды изменялся на большом интервале звездных величин (У = 10™ 61-12™ 19). Поданным в этой работе хорошо прослеживается увеличение эквивалентной ширины эмиссионной линии На с уменьшением оптического блеска звезды. К примеру, из 22 спектров наибольшее значение WA(Hа) = = 42.8 А ответствует значению минимального блеска У = 12™} 19. В августе 1981 г. Пугач (1988) в течение двух ночей получил для WW Уи1 в минимуме блеска звезды 5 спектров (в первую ночь 4 спектра при У = 11™82 и во вторую ночь 1 спектр при У = 12™ 19). Измерены эквивалентные ширины: WA(Ha) = 28.15 А в среднем для первой ночи и WA(Ha) = 40.90 А — для второй ночи. Как видно, эти данные подтверждают вывод Коло-тилова об увеличении EW(Ha) с уменьшением блеска звезды. В работе Козловой и др. (2006) на основе большого массива данных (за время более 10 лет) как спектральных, так и фотометрических наблюдений, анализируется переменность параметров эмиссионной линии На в спектре WW Уи1. В частности, ими было установлено, что в максимуме блеска в лучах К центральная абсорбция смещается в синюю область и расширяется, а с уменьшением блеска профиль становится характерным для вращающихся кеплеровских дисков. Однако следует отметить, что в рассматриваемом ими наблюдательном материале диапазон изменения блеска звезды не большой (ДК = 0™4) и поэтому данный результат является не совсем убедительным. Мендигутей и др. (2011) на основе однородного спектрального материала (синхронно с оптической фотометрией), представили результаты измерений основных параметров эмиссионных линий в спектре 38 звезд типа Ае/Ве Хербига. В частности, по 13 спектрам представлены результаты измерений эквивалентной ширины и потока в линии На в спектре звезды WW Уи1. Пределы изменения эквивалентных ширин в целом совпадают с опубликованными аналогичными данными с близкими значениями оптического блеска (У = = 10™64-11™03) звезды (см., например, Козлова и др., 2006). Зайцева и Лютый (1997), досконально анализируя результаты иВУ-наблюдений (более

1000 измерений за 1967—1993 гг.), пришли к выводу, что переменность блеска WW Уи1 при значениях блеска звезды от максимума (У = = 10}03) до среднего (У = 11.6-11.7) и далее до глубокого минимума невозможно объяснить каким-либо одним механизмом; следует принять, по крайней мере, действие двух различных механизмов в общем некоррелирующих один с другим.

WW Уи1 является изолированной звездой типа Ае Хербига — типичным представителем звезд типа их Оп, не связанной видимым образом с туманностью со спектральным классом А3еа (Меррил, Бурвел, 1949; Хербиг, Белл, 1988), А0-А3 (Колотилов, 1977), А0 (Фредеман и др., 1993).

Основная цель настоящей работы — на основе однородного спектрального материала описать поведение эмиссионной линии На в спектре WW Уи1 с привлечением опубликованных фотометрических измерений и сопоставить результаты с существующими аналогичными данными. Результаты наблюдений 2006 г. приведены в работе Меджидовой и др. (2011).

НАБЛЮДЕНИЯ

Спектры WW Уи1 в области длин волн А4700— 6800 А были получены в фокусе Кассегрена 2-м телескопа Шамахинской обсерватории на эшелле-спектрометре с применением CCD камеры 580 х х 530 пикселей с дисперсией 10.5 А/мм у На (спектральное разрешение К = 14 000, Микаилов и др., 2005). За период 2006—2010 гг. в течение 24 наблюдательных ночей в каждую ночь были получены по два спектра исследуемой переменной и стандартной звезды. С целью очищения спектров от следов космических частиц, последовательно пара спектров переменной, полученных в одну ночь, как правило, усреднялась, и обрабатывался результирующий спектр для каждой ночи. Наблюдения и обработка эшелле — спектров выполнена с помощью пакета программ DECH-20, разработанных в САО РАН (Галазутдинов, 1992). Для калибровки шкалы длин волн, т.е. для перехода от шкалы пикселей к шкале длины волны использован спектр дневного неба того же дня. Для учета инструментальных сдвигов длин волн в спектре исследуемой звезды был использован спектр стандартной звезды HD 183058, в которой хорошо заметны теллурические линии. По имеющимся спектрам, по профилям эмиссионной линии На были измерены следующие параметры: лучевые скорости на уровне половинной интенсивности и у континуума; лучевые скорости синего и красного эмиссионного пика, а также лучевые скорости центральной абсорбции; эквивалентные ширины линии На синих и красных эмиссионных компонентов; интенсивности компонентов эмиссионной

Данные спектральных наблюдений WW Vul

Дата UT JD 2450000+ Экспозиция, с S/N

*08.07.06 18h58m 3925.2903 1200 40

*08.07.06 19h19m 3925.3049 1200 40

12.07.06 19h19m 3929.3049 1800 50

17.07.06 22h36m 3934.4417 1800 70

18.07.06 21h20m 3935.3889 1800 70

23.07.06 19h45m 3940.3229 2400 50

05.08.06 19h47m 3953.3243 2400 70

06.08.06 20h39m 3954.3604 2400 70

07.08.06 20h23m 3955.3493 2400 70

08.08.06 19h23m 3956.3076 2400 70

11.08.06 20h06m 3959.3375 2400 70

12.08.06 19h36m 3960.3167 2400 70

13.08.06 20h02m 3961.3347 2400 70

15.08.06 19h57m 3963.3313 2400 70

16.08.06 19h53m 3964.3285 2400 70

05.08.07 20h31m 4318.355 3600 70

06.08.07 20h33m 4319.356 3600 70

08.08.07 20h45m 4312.356 3600 70

17.08.08 21h03m 4696.377 3600 70

19.08.08 20h26m 4698.351 3600 100

20.08.08 20h10m 4699.340 3600 80

13.06.10 21h15m 5361.385 3600 50

02.08.10 20h53m 5411.370 4800 100

05.08.10 21h50m 5414.410 5400 100

06.08.10 21h08m 5415.381 5400 80

* Спектры не усреднялись и обрабатывались в отдельности после тщательной очистки от следов космических частиц.

линии На и их отношения V/R. Средняя ошибка измерений составляет по лучевым скоростям примерно ±2 км/с , по эквивалентным ширинам — около 4—5%, а по интенсивностям — не более 1%. Данные наблюдений приведены в та

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.

Показать целиком