УДК 534.338
СИНХРОННЫЕ t/ЯУЯ-ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ
НАБЛЮДЕНИЯ DI ЦЕФЕЯ
© 2007 г. Н. З. Исмаилов1, К. Н. Гранкин2*
'Шамаханская астрофизическая обсерватория НАН Азербайджана 2Астрономический институт АН Узбекистана Поступила в редакцию 20.06.2006 г.
Приводятся результаты синхронных спектральных и фотометрических наблюдений звезды DI Cep — одной из классических звезд типа Т Тельца. Наблюдается переменность эквивалентных ширин и лучевых скоростей отдельных компонент и профилей эмиссионных линий Ha, Hp, D1, D2 NaI и He I A5876 A. Уверенно выявлена положительная корреляция между блеском и эквивалентной шириной у эмиссионных линий водорода На и Нр. Фотометрические и спектральные данные удовлетворительно описываются по фазам периода 9 дней. В рамках существующих магнитосферных моделей оценка ожидаемого магнитного поля звезды составила 655—1000 Гс. Звезда заподозрена в двойственности.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные, звезды до главной последовательности: индивидуальные звезды — DI Cep-фотометрия и спектроскопия.
SYNCHRONOUS UBVR PHOTOMETRY AND SPECTROSCOPY OF DI CEPHEI, by N. Z. Is-mailov and K. N. Grankin. We present our synchronous spectroscopy and photometry of DI Cep, a classical T Tauri star. The equivalent widths and radial velocities of individual components and Ha, He, D1 and D2 Na I, and He I A5876 A emission line profiles exhibit variability. We have found a clear positive correlation between brightness and equivalent width for the Ha and He emission lines. The photometric and spectroscopic data are satisfactorily described in phases of a 9-day period. The expected magnetic field of the star has been estimated within the framework of existing magnetospheric models to be 655—1000 G. The star is suspected to be a binary.
PACS numbers: 97.21.+a
Key words: stars—variable and peculiar, pre-main-sequence stars: individual stars—DI Cep photometry and spectroscopy.
ВВЕДЕНИЕ
К настоящему времени нет единой интерпретации наблюдаемых спектральных и фотометрических особенностей звезд типа Т Тельца и родственных объектов. Особенно актуальным является исследование механизма взаимодействия звезды и околозвездного диска. Выполнение только спектральных или фотометрических наблюдений не позволяет локализовать весь спектр физических событий, наблюдаемых у этих объектов. Проведенные к настоящему времени синхронные наблюдения показали, что наблюдаемые изменения континуума и интенсивности эмиссионных линий у молодых звезд не всегда носит однозначный характер.
Электронный адрес: konstantin.grankin@rambler.ru
Например, в работе Зайцевой и др. (1974) у звезды RY Tau обнаружена корреляция интенсивности линии На и показателя цвета U—B, что свидетельствует о рекомбинационном характере излучения эмиссии На. В наблюдениях Петрова и др. (1994) у звезды V410 Tau обнаружена корреляция между интенсивностью полосы TiO и блеском звезды, что, вероятно, свидетельствует о пятнистой структуре поверхности звезды. К интересным результатам пришли Гринин и др. (2001) в результате квазисинхронных наблюдений группы звезд типа UX Ori. Авторы обнаружили два типа спектральной переменности: один из них наблюдается во всех спектрах звезд, имеющих околозвездный газ, а второй тип переменности связан с эффектом экранирования звезды околозвездной материей. Петров и др.
(2001) показали, что у звезды RW Aur A не обнаруживается корреляция блеска с вуалированием, что объясняется наложением на абсорбционный спектр звезды дополнительных абсорбционных деталей спектра оболочки. В наблюдениях Кальвета и др. (2004) найдена связь между интенсивностью спектральных линий в УФ-части спектра и параметрами дисковой аккреции. Перечисленные результаты показывают, что зависимость между различными физическими параметрами у разных объектов имеет свои особенности. Скорее, это связано с различием действующих механизмов активности у разных объектов. Для обобщения этих характеристик требуются дальнейшие синхронные наблюдения молодых звезд.
Звезда DI Цефея (DI Cep) по своим спектральным и фотометрическим характеристикам является одной из типичных классических звезд типа Т Тельца (CTTS). Спектр звезды в оптическом диапазоне характеризуется сильными эмиссионными линиями водорода бальмеровской серии, Н и К Ca II, а также Fe II, FeI и др. (Гринин и др.,1980; Краснобабцев, 1982; Гам, Петров, 1983; Исмаилов,
1987). В красной части спектра наблюдается эмиссия Ca II А8498, 8542 A, а также в слабом виде OI А7773, 8446 A (Хамман, Перссон, 1992). В УФ-части спектра были зарегистрированы эмиссионные линии Si IV, C IV, He II, [Si III], [C III], а также дублет Mg II А2800 A, La (Гомез, Фернандес, 1996).
По многочисленным наблюдениям обнаружено значительное колебание интенсивностей эмиссионного спектра в течение от нескольких минут до часов и суток (Гринин и др., 1980; Гомез, Фернандес, 1996; Бастиан, Мундт, 1979; Исмаилов,
1988). Исмаиловым (1988) обнаружена вспышеч-ная переменность спектра и блеска звезды и показано, что повышение блеска может быть результатом образования горячего пятна с температурой около 8000 К с относительной площадью пятна около 2% от общей площади видимого диска звезды. Позже к аналогичному заключению пришли и в работах Гомеза, Фернандеса (1996) и Фернандеса, Эиро (1996). Гомезом и Фернандесом (1996) было выдвинуто предположение о существовании 11-дневного периода переменности УФ-спектра и блеска звезды. Используя спектральные и фотометрические измерения разных наблюдений, Исмаиловым (2004) был определен период переменности 9.24 сут, что впоследствии независимо было подтверждено по фотометрическим данным Колотилова и др. (2004).
Джонс-Крулл и др. (2000) показали, что у группы молодых звезд, куда входит также и DI Cep, наблюдается положительная корреляция между УФ-континуумом и интенсивностью эмиссионных линий, что, по мнению авторов, является
признаком магнитосферной аккреции. Интерес представляет также исследование взаимосвязи излучения в континууме и спектральных линий в оптическом диапазоне спектра звезды. В данной работе анализируются результаты синхронных ^ВУД-фотометрических и спектральных наблюдений звезды DI Cep.
НАБЛЮДЕНИЯ И РЕЗУЛЬТАТЫ Спектральные наблюдения
Спектральный материал был получен с помощью эшелле-спектрометра в кассегреновском фокусе 2-м телескопа ШАО НАН Азербайджана. В качестве приемника использовалась ПЗС-система (530 х 580 пикселов). Сначала ПЗС-система была установлена в фокусе кудэ (Алиев, Исмаилов, 2000), а затем на базе спектрографа UAGS она была приспособлена для применения в кассегреновском фокусе 2-м телескопа (Ми-каилов и др., 2005). Основной диспергирующий элемент системы эшелле — решетка размерами 200 х 100 мм, 37.5 штрихов/мм и углом блеска 63?5. Спектральный диапазон А4400—6800 A, спектральное разрешение составило R = 14 000. Линейная дисперсия по наблюдаемому диапазону меняется по разным порядкам от 7 А/мм (4400 A) до 11 A/мм (6560 A).
В 2004 г. было получено два спектра, а в 2005 г. — 18 спектров, 12 из которых получены в ночь JD 2453589, с кратковременной экспозицией по 5 мин каждый в течение 1 ч. Несмотря на то что звезда в момент наблюдений имела слабый блеск, за счет мощного излучения в эмиссионной линии На, в эту ночь за 5 мин нам удалось получить спектрограммы с соотношением S/N = = 10—17. К сожалению, линия Нß в таких спектрограммах настолько слаба, что непригодна к измерению. Для остальных ночей соотношение S/N в области На составило 80—90.
По результатам обработки спектров стандартных звезд при соотношении S/N около 100 точность измерения эквивалентных ширин составила
±0.02 A, а максимальное среднеквадратичное отклонение по интенсивности составило 0.5%. В измерениях лучевых скоростей среднеквадратичная ошибка не хуже ±2 км/с.
Как известно, в области линии На, а также D1, D2 Na I на спектр звезды накладываются теллурические линии, возникающие в атмосфере Земли. Для очищения атмосферных линий нами разработана специальная методика (Исмаилов, Алиева, 2005). Суть этой методики сводится к тому, что нужно точно отождествить линии земной атмосферы и провести по всем реальным участкам
спектра псевдоконтинуум, в котором игнорируется только местоположение линий земной атмосферы. При нормировке к континууму мы получаем искусственный спектр-"дивизор", заменяющий собою спектр стандартной звезды с гладким континуумом, который нужен для разделения спектра звезды (Галазутдинов, 1992). Этот спектр содержит все теллурические линии, имеющиеся на данном участке спектра. После разделения спектра звезды на такой спектр-"дивизор" можно полностью избавиться от теллурических линий. Так как мы в данной работе проводим измерение отдельных деталей на профилях эмиссионных линий, процедура очищения спектра от теллурических линий земной атмосферы проводилась, как правило, для всех профилей вышеуказанных линий (На, № I).
В спектрах были отождествлены наиболее сильные эмиссионные линии На и Н@, дублет натрия NaI D1 (А5895 А), D2 (А5889 А), Не1 А5876, Fe II А5316, 5169, 4924 А, а также абсорбционные линии FeI А5324, 5269, 5250, 5162, 5133, 5131 А, Ва11 А4934 А и др. В данной работе мы приводим результаты исследований эмиссионного спектра звезды.
Для измерения эквивалентных ширин W\ отдельных компонент мы не смогли применить метод сглаживания гауссианой, что полезно при полном разрешении линий, так как большая часть крыльев выделенных компонент в наших спектрах являются неразрешимыми. Практически разделение и измерение W\ общей линии по отдельным компонентам линии На осуществлялось методом интегрирования, т.е. по площадям, ограниченным вертикальными линиями для той или иной выделяющейся компоненты. Лучевые скорости Vr этих компонент определялись по пикам выделенных деталей.
Профиль линии На в основном имеет два интенсивных пика с провалом в центре. Каждый из этих пиков, в свою очередь, показывает сложную структуру, состоящую из трех-четырех компонент, выделенных в виде отдельных пиков. Помимо этого, в отдельные ночи нами наблюдались также небольшие эмиссионные пики, смещенные как в синюю, так и в красную час
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.