УДК 524.335.4
СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЦЕФЕИД ЮЖНОГО ПОЛУШАРИЯ. ТРИ ЦЕФЕИДЫ В СОЗВЕЗДИИ ЮЖНОГО КРЕСТА
(BG CRU, R CRU и T CRU)
© 2014 г. И. А. Усенко1,2*, А. Ю. Князев3,4,5, Л. Н. Бердников5, А. Б. Фокин6, В. В. Кравцов5,7
1 Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Украина 2Николаевская астрономическая обсерватория, Украина 3Южно-Африканская астрономическая обсерватория, Кейптаун, ЮАР 4Южно-Африканский Большой Телескоп, Кейптаун, ЮАР
5Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
6Институт астрономии РАН, Москва 7Институт астрономии Северного католического университета, Антофагаста, Чили
Поступила в редакцию 10.09.2013 г.
Настоящая статья посвящена спектральным исследованиям трех ярких цефеид: BG Cru, R Cru и T Cru, и продолжает цикл наших работ по определению параметров атмосфер и химического состава цефеид южного полушария. Изучены 12 спектров высокого разрешения, полученных на 1.9-м телескопе Южноафриканской астрономической обсерватории и 8-м телескопа VLT Европейской Южной обсерватории в Чили. Определены параметры атмосферы и химический состав для данных звезд. Усредненные параметры атмосфер: Teff = 6253 ± 30 K, lg g = 2.15, Vt = 4.30 км с-1 для BG Cru, Teff = 5812 ± 22 K, lg g = 1.65, Vt = 3.80 км с-1 для R Cru и Teff = 5588 ± 21 K, lg g = 1.70, Vt = = 4.30 км с-1 для T Cru. У всех цефеид наблюдается металличность, близкая к солнечной ([Fe/H] = = +0.04 dex для BG Cru, +0.06 dex для R Cru и +0.08 dexдля T Cru); содержания углерода, кислорода, натрия, магния и алюминия свидетельствуют о том, что эти объекты уже прошли стадию первого перемешивания. Содержания остальных элементов близки к солнечному. Отмечено аномальное поведение линий поглощения металлов (нейтральных атомов и ионов) в атмосфере малоамплитудной цефеиды BG Cru. У этих линий основные компоненты расщепляются на дополнительные синие и красные аналоги, которые меньше по глубине линии и эквивалентной ширине и изменяются с фазой пульсации. Подобные расщепления спектральных линий поглощения металлов (при неизменности водородных линий) известны у классической цефеиды X Sgr. Рассчитанная нелинейная пульсационная модель BG Cru с параметрами L = 2000 Lq, Teff = 6180 K, M = 4.3 Mq, показывает, что эта малоамплитудная цефеида пульсирует в первом обертоне и расположена близ голубой границы полосы нестабильности цефеид. Протяженность атмосферы цефеиды, согласно модели, относительно мала, поэтому спектроскопические проявления ударных волн в ней за счет переменности невозможны, а наблюдаемые синие и красные компоненты у линий поглощения металлов могут быть объяснены исключительно присутствием протяженной околозвездной оболочки вокруг BG Cru.
Ключевые слова: цефеиды, спектры, параметры атмосфер, химический состав, околозвездные оболочки.
DOI: 10.7868/S0320010814070079
ВВЕДЕНИЕ
Нами представлена четвертая работа по теме исследований желтых переменных сверхгигантов
Электронный адрес: igus99@ukr.net
южного полушария на основе наблюдений, выполненных в Южноафриканской астрономической обсерватории. В первой части (Бердников и др., 2010) были сформулированы основные цели и задачи наших исследований, а также представлены первые
Таблица 1. Сведения об объектах и наблюдениях
Цефеида a. (2000.0) S (2000.0) V (mag) Экспозиция, мин Vr, км с 1 HJD 2450000+ Отношение сигнал/шум
BGCru 12 31 40.3 -59 25 26 5.49 40 -17.73 ±0.14 5784.2683 52
40 -13.59 ±0.13 5785.2262 75
40 -20.23 ±0.16 5787.2500 108
40 -19.53 ±0.18 5789.2264 120
20 -23.32 ±0.17 5790.2977 69
(VLT) 8 - 5279.9979 200
R Cru 12 23 37.7 -61 37 45 6.77 60 -24.96 ±0.11 5785.2752 33
60 -7.32 ±0.12 5787.2950 54
40 +2.71 ±0.12 5788.2839 49
20 -31.32 ±0.17 5790.2224 62
T Cru 1221 21.1 -62 16 54 6.57 40 -5.22 ±0.09 5787.2139 62
40 -7.54 ±0.11 5790.2580 75
результаты по определению параметров атмосфер и химического состава для шести классических цефеид. Во второй части (Усенко и др., 2011) были получены аналогичные оценки еще для восьми
классических цефеид и трех ярких сверхгигантов, попадающих в полосу нестабильности цефеид. В третьей работе (Усенко и др., 2013) представлены результаты для шести цефеид, из которых две — члены рассеянных звездных скоплений, а еще два объекта — цефеиды с протяженными оболочками, одна из которых — X Sgr — известна аномальным поведением спектральных линий поглощения металлов. В данной работе представлены результаты спектральных исследований трех цефеид из созвездия Южного Креста. Цефеида BG Cru была ранее заподозрена в наличии нерадиальных пульсаций благодаря выпуклостям на синей стороне линий поглощения металлов (Ковтюх и др., 2003). Цефеиду T Cru мы уже исследовали в первой работе (результаты анализа содержания элементов
по одному спектру), а для объекта R Cru спектральные исследования проводятся впервые.
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 трех цефеид было получено 11 спектров: два — для T Cru, четыре — для R Cru и пять — для BG Cru соответственно. При этом, для улучшения качества спектрального материала для каждого объекта в каждую ночь наблюдений было получено два либо три спектра подряд с одинаковой экспозицией, которые, после первичной обработки, суммировались.
Кроме того, мы использовали четыре из восьми спектров, полученных в ночь 7 августа 2001 г. в течение нескольких минут на Очень Большом Телескопе (Very Large Telescope — VLT) Европейской Южной обсерватории (ESO), которые были суммированы в один общий спектр, привязанный к усредненному моменту наблюдений. Данные спектры были взяты из архива ESO.
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 ö (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 было 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 ^/ñ(S/N), где п — количество единичных спектров, (S/N) — отношение сигнал/шум для единичного спектра (принималось, что это значение примерно одинаково).
Для спектров из архива ESO отношение сигнал/шум у каждого из четырех составило около 100.
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 1024x1024 пикселей. Полный регистрируемый спектральный диапазон (4250—7100 A) содержал 52 спектральных порядка. Для всех трех объектов спектральный диапазон, используемый для анализа, лежал 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.
Спектры из архива ESO были получены с помощью эшелле-спектрографа UVES (Деккер и др., 2000) в синем (Л = 4780—5S00 A) и красном (Л = = 5850—6800 A) диапазонах длин волн с разрешением R = 80 000. Каждый из диапазонов состоял из 15 спектральных порядков.
Обработка спектров производилась с помощью пакета программ DECH 20 (Галазутдинов, 1992). При этом эквивалентные ширины линий поглощения для R Cru и T Cru измерялись либо аппроксимацией гауссиановским профилем, либо прямым интегрированием. Для BG Cru, ввиду сложной формы профилей линий поглощения, использовалось только прямое интегрирование.
ПАРАМЕТРЫ МОДЕЛЕЙ
Для вычисления химического состава звезды необходимо, прежде всего, определить ее эффективную температуру Тед, ускорение силы тяжести ^д и величину микротурбулентной скорости VI.
Значения эффективных температур Тед 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 Тед порядка 10—30 К (ошибка среднего).
Величина микротурбулентной скорости V определена из условия независимости содержания ионизированного железа Fe II, определяемого по набору линий, от их эквивалентных ширин (Ковтюх, Андриевский, 1999).
Ускорение силы тяжести ^ д определено из условия ионизационного равновесия для атомов Fe I и Fe II.
Определенные нами параметры атмосфер для суммированных пар спектров приведены в табл. 2. Там же приведены рассчитанные моменты максимумов и пульсационные периоды. При оценках параметров атмосфер и химического состава нами использовались солнечные силы осцилля
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.