УДК 524.335.4
СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЦЕФЕИД В СОЗВЕЗДИЯХ ЦИРКУЛЯ (AV CIR, BP CIR) И ЮЖНОГО ТРЕУГОЛЬНИКА (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)
© 2014 г. И. А. Усенко1*, А. Ю. Князев2,3,4, Л. Н. Бердников4, В. В. Кравцов5,4
1 Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Украина 2Южно-Африканская астрономическая обсерватория, Кейптаун, ЮАР 3Южный Африканский Большой Телескоп, Кейптаун, ЮАР
4Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
5 Отделение физики факультета естественных наук университета Атакамы, Копьяпо, Чили
Поступила в редакцию 11.06.2014 г.
На основе спектров высокого разрешения, полученных на 1.9-м телескопе Южноафриканской астрономической обсерватории для трех малоамплитудных (AV Cir, BP Cir и LR TrA), двух классических (R TrA и S TrA) и одной бимодальной (U TrA) цефеиды определены параметры атмосферы и химический состав. Оценены усредненные параметры атмосферы для трех цефеид (AV Cir, BP Cir и U TrA), наблюдавшихся на разных фазах пульсации. У всех цефеид, кроме U TrA, металличность оказалась выше солнечной на 0.1—0.2 dex. Содержания ключевых элементов эволюции желтых сверхгигантов (C, O, Na, Mg, Al) показывают, что эти объекты уже прошли стадию "первого перемешивания", а у остальных элементов они близки к солнечному. Cравнение наших результатов по цефеидам списка (кроме U TrA) с таковыми у других авторов показывает существенные различия оценок содержания C и O у AV Cir, R TrA, S TrA и LR TrA. У AV Cir и BP Cir профили линий Ha симметричны, но с небольшой асимметрией в ядре на примерно одной и той же фазе близ 0P7: у AV Cir — на "синей" стороне, а у BP Cir — на "красной". BP Cir демонстрирует отчетливую асимметрию линий поглощения нейтральных атомов и ионов на разных фазах пульсации, что может быть объяснено нерадиальными пульсациями в первом обертоне. Неизменность профилей линий поглощения Ha с фазой пульсации для AV Cir и BP Cir может свидетельствовать о наличии у них водородной оболочки. У бимодальной цефеиды U TrA наблюдается асимметрия в ядрах линии водорода Ha и линий поглощения нейтральных атомов и ионов на различных фазах пульсации, что может быть объяснено наличием нерадиальных пульсаций в атмосфере цефеиды. Линии поглощения нейтральных атомов и ионов металлов у LR TrA очень напоминают подобные у известной цефеиды BG Cru: заметно присутствие вторичных "синих" и "красных" компонент, глубины линий которых изменяются с фазой пульсации. Эта цефеида также может пульсировать в первом обертоне и иметь протяженную водородную оболочку. Для проверки этого предположения необходимы тщательные мультифазные спектральные наблюдения с достаточно высоким разрешением.
Ключевые слова: цефеиды, спектры, параметры атмосфер, химический состав, околозвездные оболочки.
001: 10.7868/80320010814110060
ВВЕДЕНИЕ
Представлена очередная работа по теме исследований желтых переменных сверхгигантов южного полушария на основе наблюдений, выполненных в Южноафриканской астрономической обсерватории. Основные цели и задачи данных исследова-
Электронный адрес: igus99@ukr.net
ний, определение параметров атмосфер и химического состава данных объектов были сформулированы в первой части (Бердников и др., 2010). Там же представлены первые результаты для шести классических цефеид. В последующих работах (Усенко и др., 2011, 2013, 2014) получены аналогичные оценки еще для семнадцати классических цефеид и трех ярких сверхгигантов, попадающих
в полосу нестабильности цефеид. Выявлены как минимум две малоамплитудные цефеиды с наличием водородной оболочки, одна из которых является первообертонным пульсатором. Обнаружение таких объектов расширило круг задач наших исследований. Теперь мы с помощью спектральных методов стараемся выявлять возможное присутствие подобных оболочек у всех исследуемых нами классических цефеид Галактики. Недавняя работа Такеда и др. (2013) по не-ЛТР-расчетам содержаний C, N, O и Na в атмосферах 12 цефеид подтвердила правильность применения нами метода определения микротурбулентной скорости Vt из условия независимости содержания для линий ионизованного железа Fe II от их эквивалентных ширин. Как результат, в наших работах не наблюдается значительного разброса в значениях содержаний ключевых элементов эволюции желтых сверхгигантов, особенно для кислорода.
Классическая цефеида S TrA уже исследовалась нами во второй работе (результаты анализа содержания элементов по одному спектру), а для другой переменной R TrA спектральные исследования проводятся впервые. Объекты LR TrA, AV Cir и BP Cir относятся к классу малоамплитудных или s-цефеид (DCEPS), тогда как U TrA является бимодальной цефеидой (CEP(B)).
НАБЛЮДЕНИЯ И ПЕРВИЧНАЯ ОБРАБОТКА
Наблюдения проводились в августе 2011 г. с использованием фиберного эшелле-спектрографа GIRAFFE (Grating Instrument for Radiation Analysis with a Fibre Fed Echelle), установленного в фокусе кудэ 1.9-м телескопа Южноафриканской обсерватории (SAAO, ЮАР). Для всех шести цефеид получено 13 спектров: по три для AV Cir и BP Cir, по одному для R TrA, S TrA, LR TrA, и четыре для U TrA соответственно.
При этом для улучшения качества спектрального материала для каждого объекта, кроме R TrA и S TrA, в каждую ночь наблюдений получено два либо три спектра подряд (с одинаковой экспозицией), которые после первичной обработки суммировались.
Информация об объектах и некоторые детали наблюдений приведены в табл. 1, где в колонках с первой по восьмую даны соответственно наименование объекта, экваториальные координаты а и 5 (эпоха 2000), период изменения блеска P, взятый из ОКПЗ-4 (Холопов и др., 1986), средний блеск в фильтре V, взятый из каталога Бердни-кова и др. (2000), продолжительность экспозиции, гелиоцентрические лучевые скорости Vr, определенные авторами данной работы по описанным в
данной статье спектрам вместе с ошибками их определения, гелиоцентрическая юлианская дата середины экспозиции HJD, и суммированное отношение сигнал/шум. Отношение сигнал/шум для длин волн в районе 5000—6000 A посчитано с использованием робастной оценки AMD (Absolute Mean Deviation, Князев и др., 2004) для каждого из единичных спектров. Для каждого суммированного спектра соответствующее отношение сигнал/шум было рассчитано, как ^/n(S/N), где п — количество единичных спектров, S/N — отношение сигнал/шум для единичного спектра (принималось, что это значение примерно одинаково).
Как уже упоминалось в предыдущих работах (Бердников и др., 2010; Усенко и др., 2011, 2013), GIRAFFE является копией спектрографа MUSICOS, разработанного в обсерватории Ме-дон (Бодран, Бем, 1992), и позволяет получать эшелле-спектры высокого разрешения R = 39 000 в спектральной области 3820—10400 A. Для наших наблюдений использовалась призма, оптимизированная для спектрального диапазона 5200— 10 400 A, а также оптическое волокно с диаметром 50 мкм. В качестве детектора использовалась ПЗС-камера TEK6 размером 1024 х 1024 пикселя. Полный регистрируемый спектральный диапазон (4250—7100 A) содержал 52 спектральных порядка. Для R TrA и S TrA спектральный диапазон, используемый для анализа, лежал в пределах 4300—7100 A, для остальных четырех в пределах 4250-6750 A.
Полный процесс получения спектров и редукции ПЗС-изображений подробно описан нами в предыдущих работах (Бердников и др., 2010; Усенко и др., 2011, 2013). Как было сказано выше, для увеличения отношения сигнал/шум и удаления следов космических частиц производилось суммирование полученных подряд двух (или трех) спектров одного объекта с последующей медианной фильтрацией.
Лучевые скорости определялись с помощью кросс-корреляционного метода в пакете программ XSPEC2, предназначенного для эшелле-спектров GIRAFFE (Балона, 1999). Точность определения значений Vr составляет 0.1-0.3 км с-1.
Обработка спектров проводилась с помощью пакета программ DECH 20 (Галазутдинов, 1992). При этом эквивалентные ширины линий поглощения для всех объектов, кроме LR TrA, измерялись либо аппроксимацией гауссиановским профилем, либо прямым интегрированием. Лишь для LR TrA, ввиду сложной формы профилей ее линий поглощения, использовалось только прямое интегрирование.
Таблица 1. Сведения об объектах и наблюдениях
Цефеида а (2000.0) (5 (2000.0) V, mag Р, сут Экспозиция, мин К, км с-1 ШБ 2450000+ Отношение сигнал/шум
АУ Ог 14 50 30.3 -67 29 51 7.44 3.06 60 -0.49 ±0.10 5788.3305 68
60 +8.51 ±0.10 5789.3419 49
60 +8.36 ±0.09 5790.3372 55
ВР С ¡г 14 46 42.0 -61 27 43 7.56 2.40 60 -9.13 + 0.11 5788.3680 35
60 -24.09 + 0.17 5789.2813 57
60 +8.36 + 0.09 5790.3372 55
И ТгА 15 1945.7 -66 29 46 6.66 3.39 20 +1.74 + 0.16 5675.5354 89
Б ТгА 1601 10.7 -63 46 35 6.40 6.32 40 +28.68 + 0.14 5790.2580 85
и ТгА 16 07 19.0 -62 54 38 7.89 2.57 60 +0.31 + 0.11 5784.3244 23
60 -13.05 + 0.10 5785.2752 30
40 +3.80 + 0.09 5787.3440 30
60 -37.42 + 0.16 5788.2297 62
ЬИТгА 15 30 49.8 -65 35 58 7.81 2.46 60 -28.45 + 0.20 5789.4047 35
ПАРАМЕТРЫ МОДЕЛЕЙ
Для вычисления химического состава звезды необходимо прежде всего определить ее эффективную температуру Т^, ускорение силы тяжести ^ д и величину микротурбулентной скорости V;. Значения эффективных температур Т^ определялись методом, основанным на использовании отношений глубин избранных пар спектральных линий, наиболее чувствительных к температуре. При этом применялся ряд спектральных критериев (Ковтюх, 2007). Этот метод обеспечивает внутреннюю точность определения Т^ порядка 20 К (ошибка среднего). Величина микротурбулентной скорости V определена из условия независимости содержания ионизированного железа Fe II, определяемого по набору линий, от их эквивалентных ширин (Ко-втюх, Андриевский, 1999). Ускорение силы тяжести ^д определено из условия ионизационного равновесия для атомов Fe I и Fe II.
Определенные нами параметры атмосфер для суммированных спектров приведены в табл. 2. Там же приведены рассчитанные моменты максимумов и пульсационные периоды. При оценках параметров атмосфер и химического состава нами исполь-
зовались солнечные силы ос
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.