Диссертация (1150763), страница 9
Текст из файла (страница 9)
Список линий, использованных для поиска магнитного поляАтом/Ионλ ÅgeffИсточникHeI4471.473 1.100[132]HeI4713.139 1.500[132]HeI4921.931 1.000[53]HeI5015.678 1.000[53]HeII5411.520 1.000[132]V, I/I cont0.020.010.0−0.01−150−100−50050100150V, км/сРис. 2.4. Профиль параметра Стокса V LSD-профиля спектральных линий ζ Ori Aa58с нерадиальными пульсациям (НРП) OB-звезд [133].Моды НРП (l, m) могут быть найдены из соотношенийl ≈ 0.1 + 1.09|∆φ0 |/π(2.2)m ≈ 1.33 + 0.54|∆φ1 |/2π,(2.3)игде ∆φ0 = φred −φblue — разность фаз Фурье-компонентов переменных профилей в красном (φred ) и синем (φblue ) крыльях линии. Величина ∆φ1 определяется аналогичным способом, но по первой гармонике Фурье-спектра вариацийпрофилей линии ν1 = 2ν0 [134].Из-за малой длительности выполненных нами наблюдений величинасдвига фаз ∆φ0 не может быть определена достаточно точно.
Лучшие результаты могут быть получены из анализа вариаций профиля линииOII λ 4590.97 Å. Мы можем определить |∆φ0 | в интервале от −170 до 30 км/с.Экстраполяция разности фаз на интервале скоростей ±V sin i дает l ≥ 2. Величина ∆φ1 из анализа вариаций профилей линий в полученных нами спектрах не может быть найдена.Чтобы определить, соответствует ли оцененное из анализа вариаций профилей линий значение l ≥ 2 возможным теоретическим модам НРП, мы отметили на диаграмме «эффективная температура — период пульсаций» дляпульсационной моды l = 2, полученной в [106], положение найденных частотпульсаций ζ Ori Aa (серая звездочка на Рисунке 2.5). Видно, что найденныечастоты расположены в зоне пульсационной нестабильности для квадрупольной моды НРП массивных звезд.К сожалению, выполненные нами определения магнитного поля ζ Ori Aaне принесли положительного результата.
Это может быть связано с тем, чтонаблюдения были произведены в той фазе, когда эффективное значение маг' l было близко к нулю. Низкая точность определения периоданитного поля B59вращения, приведенного в Таблице 2.1 (ошибка определения периода составляет 0.5 сут.), и короткий период выполненных нами наблюдений (0.125 сут.)не позволяют нам проверить эту гипотезу. Уже после выхода нашей работы[95], результаты которой представлены в данной главе, была опубликованаработа [135], указывающая на возможное присутствие очень слабого магнитного поля у ζ Ori Aa, но без оценки его величины.2.6.
Заключения и выводыВыполненные нами спектрополяриметрические наблюдения звездыζ Ori Aa и их анализ дали следующие результаты:• Обнаружена переменность профилей некоторых линий в спектре звезды ζ Ori A. Найдены короткопериодические регулярные компонентыпеременности профилей по линиям OII λ 4319.6252 Å, HeI λ 4387.9290 Å,SiIII λ 4552.6220 Å, OII λ 4590.9736 Å, HeI λ 4921.9310 Åи HeI λ 5015.6780 Å с периодами от 1 до 3 часов.
Наиболее вероятной причиной подобных вариаций могут быть нерадиальные пульсациизвезды.• Наличие магнитного поля, определенного в работе [53] на уровне ≈! "' l составляет50 Гс, не подтверждено. Оцененная нами величина B20 ± 100 Гс. Отсутствие поля, возможно, связано с тем, что наблюденияна БТА проведены в ту фазу, когда величина продольного компонентаполя близка к нулю.605Ppuls , сут.4l=2M=5MM = 12 M321M = 12 M04.74.64.54.44.34.24.14lg(Teff ), KРис. 2.5. Периоды пульсаций в квадрупольной моде l = 2 для звезд типа β Cep и медленнопульсирующих SPB-звезд в интервале эффективных температур T = 104 –5·104 K (жирныеточки и пунктир показывают зону пульсационной неустойчивости, согласно [106]. Сераязвезда показывает положение ζ Ori Aa на этой диаграмме61Глава 3Анализ переменности профилей линийв спектре звезды ε Per A3.1.
ВведениеИсследование переменности профилей линий в спектре звезды ε Per A ипоиск ее магнитного поля являются продолжением анализа микропеременности профилей линий в спектрах OB-звезд, начатого нами в работах [93–95].В настоящей главе представлен анализ переменности профилей линий в спектрах субгиганта ε Per A (B0.5). Данная звезда является одним из наиболееярких объектов в нашем списке программных звезд для изучения быстрой переменности линий и поиска магнитного поля [40, 136], что позволяет достичьнеобходимого для выявления переменности отношения сигнал/шум при относительно малых экспозициях в 3–6 минут.В спектральных наблюдениях ε Per A, представленных в работе [137,138], обнаружена переменность профилей линии SiIII λ 4552, 4576 и 4574 Å.
Внастоящей работе список линий, для которых выполнен поиск переменностипрофилей, существенно расширен. В работе [139] сообщается об измерениях' l = 130±140 Гс не позволяетмагнитного поля ε Per A. Полученное значение Bсделать вывод о величине магнитного поля звезды. В данной главе выполненпоиск магнитного поля ε Per A.Раздел 3.2 работы посвящен изложению сведений о звезде, известных кнастоящему времени. В разделе 3.3 представлены основные сведения о проведенных наблюдениях и их редукции. Результаты поиска микропеременностиописаны в разделе 3.4.
В разделе 3.5 представлены результаты поиска магнитного поля. Обсуждение полученных результатов дано в разделе 3.6.62Таблица 3.1. Параметры системы ε Per: Mi , Ri и Pi — масса, радиус и орбитальный периодкомпонента с номером iПараметрЗначениеСсылкаM1 , M"13.5 ± 2[140]R1 , R"6.9 ± 0.2[140]M2 , M"1.31 ± 0.46[142]R2 , R"1.4 ± 0.4[142]M3 , M"3.8 ± 1.5[140]R3Неизвестен[142]P2 , сут.14[142]P3 , годы26[142]3.2.
Общая информация о звездеТройная система ε Per (HD 24760) — кратная звезда типа β Cep [140,141], состоящая из трех компонентов (см. параметры в Таблице 3.1). Главныйкомпонент этой системы — быстровращающаяся звезда ε Per A спектральногокласса B0.5 V. В настоящей главе анализируются спектры, принадлежащиетолько компоненту А.Параметры главного компонента даны в Таблице 3.2.
Звезда ε Per Аявляется ярким источником рентгеновского излучения [130] и характеризуется большой скоростью потери массы [143]. Основной причиной спектральнойпеременности ε Per А и наличия мощного рентгеновского излучения можетбыть, согласно [144], наличие у звезды умеренного магнитного поля. Механизм образования рентгеновского излучения описывается в рамках моделимагнитно удерживаемой ударной волны, указанной во введении к настоящейработе.Для того чтобы определить возраст звезды τ , мы использовали сетку63Таблица 3.2.
Параметры ε Per A, Ppuls — период пульсации и Prot — период вращенияПараметрЗначенияСсылкаСпектральный классB0.5 V[141]Teff , K26405 ± 1 549[141]3.85 ± 0.13[141]V sin i, км/с130[145]Ppuls , сут.0.1603[145]Prot sin i, сут.2.7[140, 145]− lg Ṁ , M" /год6.90[143]lg L/L"4.86[143]Возраст τ , млн лет10Наст. работаlg g, см/с2моделей эволюции и изохроны для вращающихся массивных звезд главнойпоследовательности [144]. На Рисунке 3.1 представлены изохроны для звездглавной последовательности с возрастом τ = 10.4 млн лет в зависимости отэффективной температуры звезды для различных скоростей вращения.
Позиция ε Per A, отмеченная на диаграмме звездочкой, соответствует возрастузвезды τ ≈ 10 млн лет.3.3. Наблюдения и редукция данныхНаблюдения звезды ε Per A были произведены 10–11 октября 2006 года на шестиметровом телескопе Специальной астрофизической обсерваторииРАН на кварцевом нэсмитовском эшелле-спектрографе [125], оборудованномПЗС Uppsala размером 2048×2048 пикселей.
Этот инструмент также снабженанализатором круговой поляризации.Полная длительность наблюдений tobs = 0.327 сут. (почти 8 часов). Всего было получено 58 поляризационных спектров, с экспозицией в 300 секунд646.05.5lg (L/L )5.04.54.00 км/с350 км/с400 км/с450 км/с500 км/с3.53.02.55040302010Teff , 1000 KРис.
3.1. Позиция ε Per A на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (звездочка). Указан интервал ошибок определения эффективной температуры звезды. Линиями показаны изохроны для возраста звезды τ = 10.4 млн лет и начальных скоростей вращения от 0 до540 км/с [144]каждый, в диапазоне длин волн λλ = 4470–5930 Å и спектральным разрешением R = 60 000.
При такой экспозиции отношение S/N ≈ 300 в каждом изспектров.Каждый из 58 спектров содержит лево- и правополяризованный компонент для 30 порядков эшелле-спектра.ПервоначальнаяредукцияспектровпроизводиласьвпакетеREDUCE [126]. Калибровка спектров в шкале длин волн была выполненас помощью спектра торий-аргоновой лампы. Все полученные спектры былинормированы на уровень континуума.3.4. Поиск микропеременностиКак видно из данных Таблицы 3.2, ε Per A является быстровращающейся звездой типа β Cep. В ряде работ уже сообщалось об обнаружении регулярных вариаций профилей линий в спектре ε Per A с частотами в интервале651.8 − 10.9 сут.−1 [137, 138, 146–148].
В силу малости промежутка времени tobs ,в течение которого были выполнены наблюдения, мы исследовали только вариации профилей с частотам ν ≥ 1/tobs ≈ 3 сут.−1 .3.4.1. Разностные профили линийДля изучения переменности мы отобрали 22 относительно глубокие неблендированные линии (см. список в Таблице 3.3). Для всех 58 индивидуальных неполяризованных спектров (сумма право- и левополяризованныхспектров) был рассчитан средний спектр. Разностные профили линий были получены как разности индивидуальных профилей и среднего профилялиний.
Для визуализации переменности мы нарисовали разностные профили для всех 22 отобранных линий как функцию от доплеровского смещенияот центра для всего времени наблюдений (динамические спектры вариацийпрофилей линий).Все линии оказались переменными. Для иллюстрации на Рисунке 3.2показаны динамические спектры для некоторых линий в спектре ε Per A. Отклонения профилей линий от среднего профиля показаны оттенками серогоцвета. Картина переменности для всех оставшихся линий оказалась сходнойс показанной на Рисунке 3.2.На всех динамических спектрах видны переменные детали, двигающиеся от отрицательных к положительным значениям доплеровских смещенийот центра линии.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
