 
|
Рис. 28. Восстановленные изображения тройных звезд GJ 795 (KUI 99) и GJ 900. Тройная система GJ 900 показана в две эпохи: 2000 и 2005 гг.
Fig. 28. Restored images of the triple stars GJ 795 (KUI 99) and GJ 900. The triple system GJ 900 is shown in two epochs: 2000 and 2005.
|
Наиболее известной из динамически нестабильных кратных систем является трапеция Ориона – небольшое скопление очень молодых и массивных звезд. Для уточнения выше названных проблем мы выбрали две близкие тройные системы с низкой иерархией орбит - GJ 795 (KUI 99) и GJ 900. Спекл-интерферометрические наблюдения этих звезд проводились на телескопе БТА в различных спектральных диапазонах от 545 нм до 2200 нм.
В результате наблюдений на БТА за период 1998-2005 гг. вычислены абсолютные звездные величины компонентов, определены спектральные классы компонентов тройных систем (рис. 28), а для GJ 795 (KUI 99) построены видимые орбиты подсистем и вычислены элементы орбиты (рис. 29).
Ю.Ю. Балега, И.И. Балега, А.Ф. Максимов, Е.В. Малоголовец, Д.А. Растегаев и З.У. Шхагошева совместно с Г. Вайгельтом (Боннский институт радио-астрономии, Германия)
|
|
The most known of dynamically-unstable multiple systems is the Orion trapezium – a small cluster of very young and massive stars. To make the above-mentioned problems more precise, we have chosen two nearby triple systems with a low hierarchy of orbits – GJ 795 (KUI 99) and GJ 900. Speckle-interferometric observations of these stars were carried out with the BTA telescope in different spectral ranges from 545 nm to 2200 nm.
As a result of BTA observations during the period of 1998-2005, absolute stellar magnitudes of components were calculated, spectral classes of components of triple systems were determined (Fig. 28). For GJ 795 (KUI 99), visible orbits of subsystems were built and orbit elements were calculated (Fig. 29).
Yu.Yu. Balega, I.I. Balega, A.F. Maksimov, E.V. Malogolovets, D.A. Rastegaev and Z.U. Shkhagosheva in collaboration with G. Weigelt (The Bonn Institute of Radio Astronomy, Germany)
|
|
Рис. 29. Спекл-интерферометрические орбиты внешней (KUI 99 AC) и внутренней (KUI 99AB) подсистем. Направление движения вторичных компонент показано стрелкой. Сплошной линией обозначено положение периастра, а пунктирной – линия узлов. Пунктирный кружок в центре имеет радиус 20 угл. миллисекунд.
Fig. 29. Speckle-interferometric orbits of the outer (KUI 99 AC) and inner (KUI 99AB) subsystems. Direction of motion of secondary components is shown by an arrow. The solid line denotes the position of periastron, and the dotted line is for the line of nodes. Radius of the dotted circle in the center is 20 arc. milliseconds.
|
СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕ-НИЯ ЗВЕЗД ГАЛО В БЛИЖНЕМ УФ И ГОЛУБОМ ДИАПАЗОНАХ
Впервые изготовлен уникальный атлас спектров для 4-х холодных малометалличных звезд в интервале металличности –3.0 < [Fe/H] < –0.6 в спектральном диапазоне 3550-5000 Ǻ. Спектры получены с помощью эшельного спектрографа НЭС (разрешающая способность R ≥ 60000 в интервале длин волн 3200-10000 Ǻ), расположенного в фокусе Нэсмита 6-м телескопа. Атлас включает 29 спектральных фрагментов по 60Ǻ. В качестве примера на рис. 30 приведена область 3550–3600 Ǻ. Для ориентации отмечены линии, использованные нами для расчета химического состава звезд. Первоначальный список включал около 8100 линий. Опираясь на спектр Солнца, мы выделили около 860 неблендированных линий. Используя эти данные, мы определили параметры моделей и рассчитали содержания 25 химических элементов в атмосферах. Высокое качество спектров в ближнем УФ диапазоне позволяет решать задачи космохронологии по линиям Th и Ar около 4019Ǻ. Атлас в полном объеме, список линий, их Wλ, атомные данные и результаты расчета содержаний доступны на http://www.sao.ru/hq/ssl/Atlas-UV/Atlas-UV.html.
В.Г. Клочкова, С.В. Ермаков, В.Е. Панчук совместно с Г. Жао (Объединенные астрономические обсерватории Китайской академии наук)
|
|
HIGH RESOLUTION SPECTROSCOPY OF HALO STARS WITHIN THE SPECTRAL REGION 3550-5000 Ǻ
For the first time a unique atlas in the poor-studied wavelength range 3550-5000 Ǻ for 4 cool metal-deficient stars in the interval of metallicity –3.0 < [Fe/H] < –0.6 is produced. The spectra were obtained using the echelle spectrograph NES (a spectral resolving power of R ≥60000 in the range 3200-10000 Ǻ) mounted in the Nasmyth focus at the 6 m telescope. The atlas includes 29 spectral fragments approximately 60 Ǻ in width. As an example, the region 3550–3600Ǻ is shown in Fig. 30. For orientation some principal details we used for chemical composition calculation are marked. The initial list of lines includes about 8100 lines. Based on the solar spectrum, about 860 unblended lines were selected. Using these spectral data, we determined model atmosphere parameters and calculated abundances of 25 chemical elements. Quality of spectra in near UV region permits us to solve the task of cosmochronology by Th and Nd lines close to 4019Ǻ. The atlas in whole volume, the list of lines, their Wλ, atomic data and calculated abundances are available by Web-access http://www.sao.ru/hq/ssl/Atlas-UV/Atlas-UV.html.
V. Klochkova, S. Ermakov, V. Panchuk in collaboration with G. Zhao (National Astronomical Observatories of CAS, China)
|
|
Рис. 30. Фрагменты спектров изученных звезд (сверху вниз): HD115444 ([Fe/H] = -2.91), G37-26 ([Fe/H] = -2.04), HD188510 ([Fe/H] = -1.52), G27-44 ([Fe/H] = -0.60). Вертикальными линиями отмечены некоторые линии металлов.
Fig. 30. Spectra of studied stars (from top to bottom: HD115444 ([Fe/H] = - 2.91); G37-26([Fe/H] = - 2.04); HD188510 ([Fe/H] = - 1.52); G27-44 ([Fe/H] = - 0.60). Some metallic lines are marked by vertical lines.
|
ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ УГЛЕРОД-НОЙ ЗВЕЗДЫ CGCS6857 С ЭМИССИЕЙ НА 21 μ
Используя эшелле спектрограф PFES 6-м телескопа, мы получили CCD-спектры умеренного разрешения проэволюционировавшей звезды CGCS6857, отождествляемой с IRAS 20000+3239. CGCS6857 – типичная звезда на стадии post-AGB. Она является звездой высокой светимости спектрального класса G8Ia, имеет обусловленный присутствием биполярной околозвездной туманности избыток ИК излучения, в ИК спектре звезды выделена эмиссия на длине волны 21μ. Будучи довольно слабой звездой в оптике (B=16.13m, V=13.39m), CGCS6857 до сих пор мало изучена. В оптическом спектре звезды мы отождествили полосы молекул C2 и CN, но не нашли признаков молекулы C3. Получены следующие параметры атмосферы: Teff=5000±200K, logg=1.0±0.3 и ζt=9.0±1.0км/с. В целом, химсостав CGCS6857 соответствует ожидаемому для звезды на post-AGB стадии: [Fe/H] = -1.4, большой избыток углерода и азота, отношение C/O ≈ 1. Значимый избыток тяжелых металлов Y, Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd and Sm, синтезируемых за счет процессов нейтронизации (среднее значение избытка по отношению к железу [El/Fe] = +1.4), указывает на эффективность 3-го перемешивания и подтверждает статус post-AGB. Кроме того, важным является отсутствие сверх-дефицита легко осаждаемых на пылинках металлов (Ca, Sc), указывающее на недейственность процессов селективной сепарации в оболочке исследуемой звезды. Таким образом, CGCS6857 является новым малометалличным членом неболь-шой группы богатых углеродом PPN с эмиссией 21μ в ИК-спектре и избытком элементов s-процесса. Получено новое доказательство сильной корреляции между наличием деталей на 21μ, полос молекул C2 и избытком элементов s-процесса. Гелиоцентрическая лучевая скорость звезды составляет Vr = -15 ± 2 км/с.
В.Г. Клочкова совместно с T. Киппером (Обсерватория Тарту, Эстония)
|
|
OPTICAL SPECTROSCOPY OF THE CARBON STAR CGCS6857 WITH EMISSION AT 21 μ
Using the echelle spectrograph PFES of the 6 m telescope, we obtained moderate resolution CCD-spectra of an evolved star CGCS6857 associated with IRAS20000+3239. The star CGCS6857 is a typical post-AGB object: its spectrum corresponds to a high- luminosity star of spectral class G8Ia; the star has a considerable IR-excess caused by a bipolar circumstellar nebula; its IR-spectrum contains emission at 21μ. Despite its remarkable properties, the star CGCS6857 is still poorly studied due to its weakness (B=16.13m, V=13.39m). We revealed the bands of the C2 and CN molecules, but no C3, in the optical spectrum. The adopted model atmospheric parameters are: the effective temperature Teff=5000±200K, the logarithmic gravity log g=1.0±0.3 and the microturbulent velocity ζt=9.0±1.0km/s. In whole, the chemical composition of CGCS6857 coincides with theoretical predictions for a star in post-AGB: the metallicity [Fe/H] = -1.4, a large excess of carbon and nitrogen, C/O ≈ 1. The real excess (average value [El/Fe] = +1.4 relative to iron) of heavy metals Y, Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd and Sm synthesized by the neutronization process indicates an effective 3-d dredge-up and further confirms CGCS6857 to be in the advanced post-AGB evolution stage. We note an absence of overdeficiency of light depleted elements (Ca, Sc). This further confirms the lack of selective separation in the envelope of the studied object. Therefore, CGCS6857 is a new metal-deficient member of the small group of C-rich PPN which have in their IR-spectrum a band at 21μ and show the s-process element enhancement. We obtained a new evidence that there is a strong correlation between the presence of the 21μ feature, C2 molecular bands, and excess of the s-process elements. The heliocentric radial velocity from metallic lines is equal to Vr = - 15 ± 2 km/s.
V.G. Klochkova in collaboration with T. Kipper (Tartu Observatory, Estonia)
|
ПЕРЕМЕННОСТЬ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ HEI В СПЕКТРЕ ГОРЯЧЕЙ ЗВЕЗДЫ HD 93521
На 6-м телескопе САО РАН (эшелле спектрограф PFES) исследовано кратковременное изменение профилей линий HeI в спектре звезды HD93521 (O9.5V). Картина переменности всех линий относительно их среднего профиля имеет одинаковый характер и отображается в виде синусоидальной волны, систематически перемещающейся по профилям линий от синего на красное крыло. Исследована переменность лучевых скоростей на уровне 0.5R0 остаточной интенсивности линий как для бисектора абсорбции, так и для синей и красной половин ее контура. Характерное время переменности и значения амплитуд для этих половин отличаются для различных линий HeI и хорошо коррелируют с центральными глубинами линий (рис. 31). При переходе от слабых к сильным линиям характерное время изменения лучевой скорости, измеренной по обеим половинам контура абсорбции, увеличивается, а значение амплитуды уменьшается. Для слабых линий характерное время переменности лучевой скорости в среднем в два раза меньше, а амплитуда в два раза больше, чем у сильных линий HeI. На профилях сильных линий HeI обнаружена переменная абсорбционная деталь, передвигающаяся по профилям синхронно с осевым вращением звезды. В целом, можно предположить, что наблюдаемая переменность линий обусловлена нерадиальными пульсациями фотосферы, в комбинации с влиянием звездного ветра на контуры сильных линий.
В.Е. Панчук, А.Х. Рзаев (Шемахинская астрофизическая обсерватория Национальной академии наук Азербайджана, САО РАН)
|
|
VARIABILITY OF HEI LINE PROFILES IN THE SPECTRUM OF THE HOT STAR HD 93521
CCD-spectra acquired with the PFES echelle spectrograph on the 6 m telescope of the Special Astrophysical Observatory were used to study short-term variations in HeI line profiles in the spectrum of HD 93521 (O9.5V). For all lines, the variability pattern relative to the mean profile is the same, and can be described as a sinusoidal wave passing through the profiles from the blue to the red wings. We studied variations of the radial velocities at a level of 0.5R0 of the line residual intensity, for the absorption bisector and the blue and red halves of the absorption profile. The variation time scales and amplitudes for the line halves differ from one HeI line to another, and show good correlations with the line central depths (Fig. 31). Going from weak to stronger lines, the time scale of radial-velocity variations measured for both halves of the absorption profile increases, and the amplitude decreases. The time scale of the radial-velocity variations for weak lines is, on average, twice the time scale for strong HeI lines. A variable absorption feature was detected in the profiles of strong HeI lines, which moves across the profile synchronously with the star’s axial rotation. Generally, the observed line variations are probably due to non-radial photospheric pulsations, together with the influence of the stellar wind on the profiles of the strong lines.
V.E. Panchuk, A.Kh. Rzayev (Shemakha Astrophysical Observatory, National Academy of Sciences of Azerbaijan & SAO RAS)
|
|
|
|
Рис. 31. Амплитуда (А) и характерное время (P) переменности лучевой скорости для синей (a) и красной (b) половин контура абсорбции линий HeI (найденные методом гармонического анализа) в зависимости от их центральных глубин (R0 = 1 – r0) в спектре HD 93521. Кружочки и квадраты соответствуют слева направо линиям HeI 5015, 4922, 7065, 6678, 4471 и 5876 Å. Вертикальные размеры символов равны ошибкам измерений лучевой скорости.
Fig. 31. Amplitudes (A) and time scales (P) for radial velocity variations for the blue (a) and red (b) halves of the absorption profiles of the HeI lines in HD 93521 (derived via a harmonic analysis) plotted against the line central depths (R0 = 1 – r0); from left to right along the horizontal axis, the circles and squares correspond to the HeI 5015, 4922, 7065, 6678, 4471, 5876 Å. The vertical sizes of the symbols reflect the radial-velocity uncertainties.
|
СПЕКТРАЛЬНОЕ ПРОЯВЛЕНИЕ ФАЗЫ SSS У НОВОЙ КАССИОПЕИ 1995 г. (V723 CAS)
Медленная классическая новая V723 Cas была открыта в августе 1995 г. и достигла максимума блеска 17 декабря того же года. 31 января 2006 г. она была обнаружена в рентгеновском диапазоне на космической обсерватории Swift (Несс и др., IAUC 8676). Это оказался сверхмягкий рентгеновский источник (SSS = Super Soft Source) с максимумом излучения на 0.4 КэВ. Его чернотельная температура 340000 К. Наличие SSS означает, что термоядерное горение богатого водородом вещества происходит прямо на поверхности белого карлика, и излучение такого источника мы видим напрямую без поглощения в оболочке. В результате взрыва аккрецированного водорода на поверхности белого карлика вся система оказывается внутри расширяющегося огненного шара, который непрозрачен для оптического и рентгеновского излучения. По мере рассеяния выброшенного при взрыве вещества становится наблюдаемой двойная система и ее компоненты.
Фотометрия V723 Cas на поздних стадиях вспышки выявила орбитальные изменения блеска большой амплитуды (до 2m в фильтре V) с периодом 0.6932773 дня. Такие изменения блеска наблюдаются при большом наклонении орбиты. Точная фотометрия также свидетельствует о том, что в системе есть очень яркий аккреционный диск, частные затмения которого происходят периодически, и процесс истечения вещества с холодной звезды значительно усилен.
На 6-м телескопе со спектрографами UAGS и SCORPIO в 2001 – 2005 гг. получены данные, которые показывают изменения, связанные с появлением SSS. На фоне постепенного ослабления небулярных эмиссий разреженной оболочки между декабрем 1997 г. и июлем 2004 г. эмиссия HeII 4686Å усилилась в 3.6 раза по отношению к Н, что соответствует повышению температуры поверхности белого карлика от 195000 до 340000 К (рис. 32, слева). Появилась корональная линия [Fe X] на 6375Å, причем ее поток увеличился на порядок между январем 2001 г. и августом 2003 г. Линия имеет двугорбую структуру и формируется в расширяющейся оболочке. В августе 2003 г. в спектре появились необычные узкие линии, которые ранее у новых не наблюдались. Они сформировались вне оболочки. Линии 6466.4 и 6500.5Å, возможно, принадлежат ионам OV и FeXVII (рис. 32, справа). Спектральные наблюдения на БТА показывают, что фаза SSS у V723 Cas началась еще во второй половине 2003 г.
|
|
SPECTRAL MANIFESTATION OF SSS PHASE IN NOVA CASSIOPEIAE 1995 (V723 CAS)
The classical slow nova V723 was discovered in August 1995. It achieved its maximum luminosity on December 17 of that year. On January 31, 2006, it was detected in X-rays at the Space Observatory Swift (Ness et al., IAUC 8676). This turned out to be a super-soft X-ray source (SSS = Super Soft Source) with the maximum radiation at 0.4 keV. Its black-body temperature is 340000 K. The presence of SSS means that the thermonuclear burning of hydrogen-rich matter occurs right on the surface of the white dwarf, and we see radiation of such a source directly without absorption in envelope. As a result of explosion of accreted hydrogen on the surface of the white dwarf, the whole system turns out to be inside an expanding fire ball which is opaque for optical and X-ray radiation. As matter ejected at the explosion dissipates, the binary system and its components become visible.
Photometry of V723 Cas at late stages of the burst revealed orbital changes of brightness of a large amplitude (up to 2m in V band) with a period of 0.6932773 days. Such changes of brightness are observed when orbit inclination is large. The precise photometry also attests that the system contains a bright accreting disk which is partially eclipsed periodically, and the process of the outflow of matter from the cold star is intensified considerably.
Data showing changes related to the appearance of SSS were obtained with the spectrographs UAGS and SCORPIO of the 6 meter telescope in 2001-2005. On the background of a gradual weakening of nebula emissions of the rarefied envelope between December 1997 and July 2004, the emission HeII 4686Å intensified 3.6 times relative to Н, which means that the surface temperature of the white dwarf increased from 195000 to 340000 K (Fig. 32, left). The coronal line [Fe X] appeared at 6375Å; its flux increased one order between January 2001 and August 2003. The line has a double-humped structure and forms in the expanding envelope. In August 2003, in the spectrum unusual narrow lines appeared which were never observed in novae before. They formed outside the envelope. Perhaps, the lines 6466.4 and 6500.5Å belong to the ions OV and FeXVI (Fig. 32, right). The BTA spectral observations show that the SSS phase of V723 Cas began as early as the second half of 2003.
|
|
Рис. 32. Слева – кривая блеска V723 Cas в фильтре B (точки). Увеличение разброса точек связано с увеличением амплитуды орбитальной периодической переменности. Температура поверхности белого карлика – кружки и тонкая линия, звездочкой отмечено измерение на обсерватории Swift. Отмечены время усиления эмиссии [FeX] и фаза SSS. Горизонтальная линия внизу – уровень блеска звезды до вспышки. Справа – фрагмент спектров БТА/UAGS в даты 23.01.2001 (вверху) и 02.08.2003 (внизу).
Fig. 32. Left – the V723 Cas light curve in B band (points). The increase of dispersal of points is related to the increase of amplitude of the orbital periodic variability. The surface temperature of the white dwarf is denoted by circles and a thin curve. An asterisk marks the measurement of the Observatory Swift. Times of intensification of emission [FeX] and the SSS phase are marked. The horizontal line below is the star brightness level before the burst. Right – a fragment of the BTA/UAGS spectra on 23.01.2001 (above) and 02.08.2003 (below).
|
В 2003 - 2006 гг. заметно уменьшилась скорость падения блеска (рис. 32, слева). Фаза SSS у классических новых обычно сопровождается замедлением или остановкой падения блеска – плато на кривой блеска. Вероятно, этот феномен мы наблюдаем и у V723 Cas последние 3 года. Здесь уровень плато находится всего на 3m выше уровня спокойного блеска до вспышки.
Фаза SSS наблюдается у V723 Cas на 11-й год после максимума вспышки. Столь поздняя рентгеновская фаза является рекордной среди галактических новых. Такая длительность рентгеновской фазы явно указывает на наличие эффективного механизма «подгрузки» водородного топлива в этот природный реактор в результате усиленного темпа истечения вещества с холодного компонента.
Е.А. Барсукова, С.Н. Фабрика, Н.В. Борисов, А.Н. Буренков совместно с В.П. Горанским и Н.В. Метловой (ГАИШ МГУ)
|
|
In 2003 – 2006 the brightness fall rate decreased noticeably (Fig. 32, left). The SSS phase of classical novae are usually accompanied by deceleration or stop of the brightness fall – a plateau in the light curve. Probably, it is this phenomenon that we have been observing in V723 Cas during the last three years. Here the plateau level is only 3m higher than the level of the quiet brightness before the burst.
The SSS phase is observed in V723 Cas the 11-th year after the burst maximum. So late X-ray phase is a record among galactic novae. Such duration of the X-ray phase obviously indicates the presence of an effective mechanism of “upload” of hydrogen fuel in this natural reactor as a result of an intensified rate of the outflow of matter from the cold component.
E.A. Barsukova, S.N. Fabrika, N.V. Borisov, A.N. Burenkov in collaboration with V.P. Goransky and N.V. Metlova (SAI MSU)
|
МОДЕЛЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ МЕДЛЕННЫХ СР РОТАТОРОВ HD187474 И HD201601
По программе исследования магнитных полей звезд с большими периодами вращения (Р > 25d) исследована звезда HD187474, вращающаяся с периодом Р = 2345d. Работа выполнялась с целью проверки гипотезы, что торможение звезд на ранних стадиях эволюции происходит сильнее в том случае, если ось диполя и ось вращения совпадают. Оказалось, что структура магнитного поля звезды лучше всего описывается моделью смещенного из центра звезды диполя на величину 0.1 радиуса и осью диполя, наклоненной к оси вращения на угол = 24. Вследствие смещения диполя величина магнитного поля на полюсах разная: Вр = +6300 и –11600 гаусс.
Исследована, также, звезда HD201601 с периодом вращения около 80 лет. Наблюдательные данные лучше всего описываются моделью центрального диполя с углом = 85.5, т.е. диполь лежит в плоскости экватора вращения. Величина поля на полюсах Вр = 6000 гаусс.
По данной программе к настоящему времени исследовано 8 медленно вращающихся СР звезд. Среднее значение угла = 62, что соответствует случаю произвольной ориентации диполей. Непараллельность осей вращения у всех исследованных к настоящему времени медленных ротаторов является признаком отсутствия торможения СР звезд на стадиях эволюции «до главной последовательности». Известное отсутствие достаточно сильных полей звезд Ае/Ве Хербига, находящихся на этой стадии, и обратная зависимость среднего поверхностного поля Bs от периода вращения также поддерживает эту гипотезу. Существует много СР звезд с очень слабыми, менее 100 гаусс, магнитными полями, причем все они медленные ротаторы. Делается предварительный вывод, что медленное вращение «досталось» СР звездам от протозвездных облаков.
Ю.В. Глаголевский
|
|
|
Достарыңызбен бөлісу: |
