CC BY
49
УДК 524.384-323.8/33
ОРБИТАЛЬНЫЕ И ФИЗИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ HD37737
©2013 C. A. Алексеева1, А. М. Соболев2, С. Ю. Горда2, М. В. Юшкин3, V. McSwain4
1 Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия
2Коуровская астрономическая обсерватория, Уральский федеральный университет,
Екатеринбург, 620000 Россия
3Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 4Lehigh University, Bethlehem, PA 18015 USA
Поступила в редакцию 29 октября 2012 года; принята в печать 28 февраля 2013 года
В работе определены орбитальные и физические параметры видимого компонента спектральнодвойной звезды HD 37737 (mV = 8.03). Наблюдения проводились на 1.2-м телескопе Коуровской астрономической обсерватории УрФУ в 2012 г. и на 6-м БТА САО РАН в 2007 и 2009 гг. Лучевые скорости измерялись отдельно по каждой спектральной линии списка методом кросс-корреляции с синтетическим спектром. Последний был рассчитан с использованием сетки не-ЛТР моделей атмосфер с солнечным химсоставом. Значительная разница в эпохах наблюдений (2005—2012 гг.) позволила уточнить орбитальный период звезды (7d84705) и элементы орбиты двойной системы. Получена оценка функции масс f (m) = 0.23 ± 0.02 Mq. Наилучшее согласие между синтетическими и наблюдаемыми спектрами достигается при Teff = 30 000 K и log g = 3.50 по данным наблюдений на обоих инструментах. Полученные значения параметров соответствуют звезде спектрального класса O9.5 III, масса которой оценивается в 26 ± 2 Mq. Оценка минимальной массы второго компонента двойной системы равна 6.2 ± 0.5 Mq. Обнаружен факт различия скоростей, полученных по разным спектральным линиям, что является характерным для звезд-гигантов. Привлекая дополнительные спектры, полученные в 2005 г. на 2.1-м телескопе KPNO, было исследовано влияние данного факта на оценку скорости центра масс системы. Отличие в скоростях различных линий приблизительно одинаково в спектрах, полученных на всех трех использованных инструментах. Полученные соотношения говорят о том, что более глубокие слои атмосферы звезды движутся с большей скоростью, чем наружные. В зависимости от линии, оценка гелиоцентрической скорости центра масс двойной звезды для различных линий варьируется в пределах от —11 до 1 км/с.
Ключевые слова: двойные: спектрально-двойные—звёзды: массивные—звёзды: индивидуальные: HD 37737
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезда HD 37737 является центральной звездой туманности Sh2-232, расположенной в рукаве Персея. Особый интерес к этой звезде вызван тем, что вследствие ее высокой пространственной скорости Vpec = 28.6 ± 14.3 км/с она является кандидатом в звезды-беглецы (runaway stars). Gies и Bolton обнаружили, что звезда является спектрально-двойной и представили первое решение ее орбиты. Видимый компонент системы имеет спектральный класс O9.5III и величину = 8.03 [1]. По результатам последующих наблюдений McSwain et al. [2] уточнили значение периода 7d84, величину полуамплитудыкривой луче-
вой скорости, элементы орбиты и оценили скорость центра масс системы. Был отмечен факт различия скоростей, определенных по различным линиям. Это явление известно для ряда звезд. Например, в атмосфере сверхгигантов различие в скоростях, определенных по разным линиям, может достигать величины 140 км/с [3].
Данная работа была основана на результатах новых наблюдений, проведённых на новом 1.2-м телескопе Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерального университета и 6-м телескопе Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук. Целью было уточнение физических параметров и параметров орбиты спектрально-двойной системы ИЭ 37737.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
В работе использовались спектры, полученные в 2005—2012 гг. на инструментах трех обсерваторий: Коуровской астрономической обсерватории, Специальной астрофизической обсерватории и Kitt Peak National Observatory (KPNO, США). Общие характеристики спектров, полученных на российских инструментах, приведены в Таблице 1. Наблюдения, выполненные в KPNO, описаны в работе [2]. Во всех полученных спектрах, как и в ранее опубликованных данных, просматриваются линии только одного компонента спектральнодвойной звезды.
2.1. Наблюдения на 1.2-м телескопе КАО УрФУ
Наблюдения HD 37737 на 1.2-м телескопе (D = 1.21 м, F = 12.0 м) Коуровской астрономической обсерватории УрФУ [4] с использованием оптоволоконного эшелле-спектрографа [5] были проведены в январе—феврале 2012 г. Было получено девять эшелле-спектров со спектральным разрешением R = 30 000. В качестве светоприемного устройства использовалась ПЗС-камера, изготовленная в отделе перспективных разработок САО РАН, оснащенная ПЗС-чипом E2V 40-42 (2048x2048 px, размер пикселя 13.5 мкм), охлаждаемым до температуры порядка —130°C с помощью системы замкнутого цикла CRYOTIGER. На матрице одновременно регистрировалось 60 спектральных порядков, охватывающих область АЛ 4000—7800 A. В процессе получения каждого ПЗС-кадра спектра звезды производилось ручное гидирование, осуществляемое движением телескопа на малой скорости и контролируемое на экране монитора по изображению, выдаваемому камерой подсмотра фокального поля телескопа. Экспозиция каждого кадра составляла 20 минут. За один цикл наблюдений получали не менее трех спектров звезды. Непосредственно перед и после съемки каждой триады производилась съемка спектров торий-аргоновой лампы. Впоследствии серия из трех экспозиций суммировалась, что позволяло удалить следы космических частиц и увеличить отношение сигнала к шуму (S/N). Таким образом, эффективная экспозиция каждого используемого при дальнейшей работе спектра составляла 1 час. Отношение S/N в полученных спектрах было не менее 20, что, в сочетании с указанным разрешением, позволяло с хорошей точностью измерить положения линий, описать форму профилей и вычислить лучевую скорость методом кросс-корреляции.
Первичная обработка ПЗС-изображений, проведенная в контексте ECHELLE системы MIDAS включала:
Таблица 1. Общее описание наблюдений
№ JD 2454000+ Спектр. диапазон, А ^ х texр, мин R (,S/N)
БТА, 6 м
1 375.374 5210-6690 1 х 60 60000 200
2 1141.381 4000-5450 1 х 60 60000 120
3 1141.422 4000-5450 1 х 60 60000 120
4 1141.464 4000-5450 1 х 60 60000 80
5 1141.506 4000-5450 1 х 60 60000 80
6 1141.584 4000-5450 1 х 60 60000 260
КАО, 1.2 м
7 1945.369 4000-7800 3 х 20 30000 36
8 1946.411 4000-7800 3 х 20 30000 36
9 1952.178 4000-7800 3 х 20 30000 20
10 1952.448 4000-7800 3 х 20 30000 20
11 1953.411 4000-7800 4 х 20 30000 20
12 1953.451 4000-7800 3 х 20 30000 25
13 1973.447 4000-7800 3 х 20 30000 20
14 1978.384 4000-7800 3 х 20 30000 36
15 1978.260 4000-7800 4 х 20 30000 36
1) усреднение кадров bias с последующим вычитанием их из остальных кадров, полученных в процессе наблюдений;
2) вычитание рассеянного света;
3) редукцию за плоское поле;
4) экстракцию порядков спектра;
5) построение дисперсионных кривых по спектрам лампы с полым катодом (ThAr) для перехода от отсчетов в длины волн.
Окончательная обработка выполнена с помощью специализированной программы DECHfits [6], которая, в частности, позволяет произвести:
1) проведение континуума;
2) сглаживание спектра медианным фильтром;
3) измерение лучевых скоростей методом кросскорреляции.
В спектрах наиболее сильны линии гелия He I, II, а также линии бальмеровской серии водо-
Wavelength, А
Рис. 1. Нормированные на континуум профили линии H7 по данным на разных инструментах. Непрерывной линией показан теоретический спектр. Линии сдвинуты относительно среднего профиля на 0.28.
рода. При достигнутом отношении S/N остальные линии не просматриваются.
2.2. Наблюдения на 6-м Б ТА САО РАН
Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО с использованием спектрографа НЭС [7] были проведены в 2007 г. и 2009 г. В октябре 2007 г. был получен один спектр с часовой экспозицией в области АЛ 5210—6690 A, и пять спектров были получены в ноябре 2009 г. с экспозицией 1 час каждый в области АЛ 4000—5450 A. Все эшелле-спектры получены со спектральным разрешением R = 60 000. Первичная обработка ПЗС-изображений была проведена в контексте ECHELLE системы MIDAS.
В спектрах, полученных на БТА, отношение S/N достигает 260. Уверенно выделяются линии бальмеровской серии водорода, гелия HeI, II, а также линии тяжелых элементов NII, III, OII, Si III, IV, СIII, NeII, AlIII, MgII, SIII. Кроме того, хорошо просматриваются межзвездные линии
поглощения CaI Л 4226.73 A, CH+ Л4232.54 A, CH Л 4300.32 A и Na I АЛ 5889.95, 5895.92 A.
2.3. Данные наблюдений на 2.1-м телескопе KPNO
В работе были использованы файлы с готовыми, прошедшими первичную обработку 15 спектрами HD 37737. Они были получены в октябре и ноябре
2005 г. на 2.1-м телескопе KPNO в диапазоне АЛ 4050—4950 A с высоким отношением S/N и спектральным разрешением R = 3000, обработаны в системе IRAF. Более подробное описание наблюдений приведено в работе [2]. Сравнение контуров линии Н7, полученных на разных инструментах, показано на Рис. 1.
3. ОРБИТАЛЬНОЕ РЕШЕНИЕ
3.1. Лучевые скорости
Определение лучевых скоростей выполнялось в пакете DECHfits методом кросс-корреляции профилей линий полученных спектров и синтетического спектра с параметрами и способом вычисления, описанными в Разделе 4.2. В Таблицах 2 и 3 приведены значения гелиоцентрических лучевых скоростей различных линий. Ошибки измерения лучевых скоростей оценивались по формуле:
3w ,14
= ЩТл’ 11 ’
где ш — FWHM корреляционной функции, f — отношение высоты корреляционного максимума к амплитуде антисимметричного шума [8].
Поскольку вследствие орбитального движения звезды скорости изменяются с фазой, для дальнейшего анализа значения скоростей по отдельным линиям были приведены к относительным величинам — остаточным скоростям. Для этого из
30 . ВТА 6т - 30 - ВТА 6т - □ 30 . ВТА 6т -
15 0° 15 І 15 § І I
0 0 і ° 0 в в в „ В В
15 - □ В Н -15 і г -15 в В
30 ІІ? 1=0.72 ± 0.06 (ё) -30 17? 1=0.53 ± 0.09 (Ю -30 1^1=0.26 + 0.12 (і)
0.7
0.8
г
0.9
500 1000 1500
EW,mA
15 30
ІР1, еУ
45
Рис. 2. Зависимости остаточной скорости линий (отличие скорости данной линии от средней по набору линий) от остаточной интенсивности (слева), эквивалентной ширины (по центру) и потенциала возбуждения (справа) по данным, полученным на разных инструментах. Линейные регрессии показывают общие тенденции. Все зависимости отличаются от константы. Это свидетельствует о существовании градиента скорости в атмосфере звезды.
измеренной скорости вычиталась средняя скорость на данный момент наблюдений, усредненная по линиям из списка, приведенного в Таблицах 2 и 3.
Были рассмотрены зависимости остаточных скоростей от остаточной интенсивности (г), эквивалентной ширины (EW) и потенциала возбуждения нижнего уровня линии (1Р1) (см. Рис. 2). Для оценки тесноты связи между величинами вычислялся линейный коэффициент корреляции для каждого набора зависимостей (см. в левом нижнем углу каждой части Рис. 2). Во всех случаях, кроме (1), абсолютное значение коэффициента корреляции более чем в три раза превышает его среднеквадратичную ошибку, что подтверждает его значимость. По данным на всех инструментах характер зависимости совпадает: наблюдается общее увеличение остаточной скорости с ростом остаточной интенсивности и потенциала возбуждения нижнего уровня линии, и уменьшение скорости с ростом эквивалентной ширины линии. Показанные на Рис. 2 линии регрессии имеют значимый наклон, что свидетельствует о том, что
линии, формирующиеся в разных слоях атмосферы, показывают различные доплеровские сдвиги. По всей видимости, в атмосфере звезды существует градиент скорости, что является общепризнанным фактом для гигантов. Остаточная интенсивность линии поглощения падает с увеличением оптической толщины, поэтому линии с большими остаточными интенсивностями формируются в более глубоких слоях атмосферы, чем линии с малыми остаточными интенсивностями. Следовательно, увеличение скорости с увеличением остаточной интенсивности означает, что более глубокие слои атмосферы звезды движутся от нас с большей скоростью, чем наружные. Увеличение остаточной скорости с потенциалом возбуждения и ее падение с ростом эквивалентной ширины поддерживают эту гипотезу.
3.2. Кривая лучевых скоростей
Из ранее опубликованных работ следует, что орбита ИЭ 37737 имеет значительный эксцентриситет. В этом случае теоретическая кривая лучевых
Таблица 2. Лучевые скорости, полученные по результатам наблюдений на 6-м БТА. Столбцы лучевых скоростей расположены в порядке номеров спектров от 1 до 6 из Таблицы 1
Line r Vr, км/с
1 2 CO 4 5 6
Wß 4861 Ä 0.69 -62 ±2 -60 ±3 -57 ±3 -65 ±2 -78 ±2
H7 4341 Ä 0.69 -69 ±2 -69 ±3 -71 ±3 -74 ±2 -87 ±2
Ha 6563 Ä 0.72 4 ± 2
Hel 5876Ä 0.81 10 ±2
Hel 4471Ä 0.82 -72 ±2 -66 ±3 -66 ±3 -77 ±3 -87 ±3
Hell 4686Ä 0.89 -63 ±2 -62 ±2 -71 ±2 -68 ±1 -78 ±2
Hel 4922Ä 0.89 -62 ±3 -63 ±3 -62 ±3 -58 ±3 -63 ±3
Hel 4388Ä 0.90 -49 ±3 -52 ±3 -60 ±3 -52 ±2 -66 ±2
Hel 4143Ä 0.92 -42 ±3 -43 ±3 -40 ±2 -45 ±2 -49 ±2
Hel 4713Ä 0.93 -65 ±3 -63 ±3 -53 ±3 -43 ±3 -64 ±3
Hell 4541 Ä 0.95 -50 ±3 -51 ±4 -52 ±4 -40 ±3 -63 ±3
Hell 5411 Ä 0.95 22 ±3
C III 5695 Ä 0.98 20 ±4
Mean - 14 ±3 -61 ±3 -60 ±3 -61 ±3 -61 ±3 -73 ±3
Таблица 3. Лучевые скорости, полученные по результатам наблюдений на 1.2-м телескопе Коуровской астрономической обсерватории УрФУ. Столбцы лучевых скоростей расположены в порядке номеров спектров от 7 до 15 из Таблицы 1
Line r Vr, км/с
7 8 9 10 11 12 13 14 15
H/3 4861 Ä 0.69 14 ±5 34 ±5 -1±6 1 ±6 23 ±6 11 ±6 -72 ±6 30 ±5 40 ±5
H7 4341Ä 0.69 9 ± 5 24 ±5 14 ±6 0±6 19 ±6 33 ±6 -86 ±6 27 ±5 41 ±4
Ha 6563 Ä 0.72 8 ± 4 23 ±4 -1 ±4 2 ± 4 10 ±4 6 ± 4 -79 ±4 26 ±4 27 ±4
Не I 5876 Ä 0.81 25 ±4 40 ±4 -20 ±4 -1 ±4 28 ±4 32 ±4 -61 ±4 34 ±4 34 ±4
Hel 4471 Ä 0.82 14 ±5 30 ±4 6 ± 5 -24 ±5 27 ±5 30 ±5 -77 ±4 28 ±4 20 ±4
Не I 6678 Ä 0.87 9 ± 6 22 ±6 6±6 37 ±6 -68 ±6 49 ±5 28 ±5
Не I 4922 Ä 0.89 31 ±7 47 ±7 -19 ±7 16 ±7 29 ±7 20 ±6 -27 ±7 29 ±7 27 ±7
Hel 5015 Ä 0.92 22 ±7 13 ±8 10 ±8 31 ±8 12 ±8
Hel 4713Ä 0.93 27 ±8 29 ±8 11 ± 9 10 ±8 21 ±9 -50 ±8 60 ±9 25 ±8
Mean - 18 ±6 31 ±6 1±6 2 ± 6 24 ±6 23 ±6 -65 ± 6 35 ±6 30 ±6
50
О
1 "5° -100
-150
-200
Рис. 3. Кривая лучевых скоростей HD 37737, построенная по усредненным значениям скоростей, приведенных в Таблицах 2 и 3. Горизонтальная линия на —8 км/с соответствует скорости центра масс системы. Линия О—С сдвинута произвольно на —170 км/с [2].
1 1 1 1 1 1 -
г о_ф°
О
- \
00
/ ♦ КАО 1.2 m (2012) \ -
- \ / □ ВТА 6 m (2009)
\ / ' * ВТА 6 m (2007) \ -
О KPNO 2.1 m (2005)
г ♦ д .О O-С Q -.,♦+* é»,Qfcê° rO_ 1 1 1 1 1 0 <
■V -o£r ^ 0 ^ 0 ^ 0 ff -
- 1 1 1 1 1-
0.2
0.4 0.6
Orbital phase
0.8
скоростей описывается следующим соотношением:
Vr (6) = Vcm + Ki(cos(0 + и) + e cos и), (2)
где Vcm — гелиоцентрическая лучевая скорость центра масс системы; 6 — истинная аномалия; и — долгота периастра; e — эксцентриситет орбиты; K1 — полуамплитуда кривой лучевых скоростей. Поскольку в нашем случае орбита имеет значительный эксцентриситет, для более точного вычисления величины истинной аномалии вместо итерационного решения уравнения Кеплера было использовано разложение истинной аномалии по степеням эксцентриситета с точностью до седьмой степени e из работы [9]:
в = М + I 2е - 0.25е3 + ^-е5 + -^Le7 ) sin М
5
+ ( те2 — ^те4 + -^^eD ) sin2M
96
11
4608
1T
24
4 13
—eJ —
12 64
/103 4
+ ( T^e3 - 77-7e5 + 4-ke1 I sin 3M
192
95
512'
451
+ ( ^-e4 - — e6 sin 4M
96
480
+
1223
/1097 5 595T 7 » .
I ___e —7——Є I sin5M
960
H--------e sin 6M +
960
4608
47273
32257
e sin TM,
где M — средняя аномалия, которая выражается как:
М = ^(Г-Го).
(4)
(3)
Поиск оптимальных значений независимых параметров проводился с использованием нелинейного метода наименьших квадратов Марквардта. Помимо параметров, явно указанных в соотношении (2), в процессе аппроксимации варьировалось величина периода системы. Начальные значения параметров брались из работы [2]. Первоначально для поиска параметров и построения кривой лучевых скоростей использовались усредненные лучевые скорости, полученные по списку спектральных линий. Усреднение значений скоростей проводилось отдельно по данным, полученным на каждом инструменте (см. Таблицы 2 и 3). В результате аппроксимации нам удалось уточнить величину орбитального периода и предложить новые эфемериды:
ЛБ0(/т1П) = 2453690.23246 + 7а 84705 Е. (5)
Новая кривая лучевых скоростей, построенная с использованием новых эфемерид представлена на Рис. 3.
Наличие градиента скорости в атмосфере звезды вносит неопределенность в значение скорости центра масс системы Уст. Для оценки этой неопределенности были построены кривые лучевых скоростей по отдельным линиям, и по ним вычислены новые параметры кривых. Результаты
Таблица 4. Параметры орбиты, полученные по кривым лучевых скоростей по разным линиям, расположенные в порядке возрастания оптической глубины формирования линии. Для слабых линий He II А 4686 A, HeI А 4388 A, He II А 4541 A применялись данные только с 6-м БТА и 2.1-м KPNO. Указанные неопределенности соответствуют ошибке в 1а. Последняя строка (Mean) содержит параметры, определённые по средней кривой лучевых скоростей (Рис. 3)
Line log TRoss е U!, rad Ku км/с Vcm, км/ с f(m), MQ rms, км/с Amount of lines
На 6563 А -6.75 0.46 ±0.04 2.85 ±0.08 60.6 ±4.5 — 11 ±2 0.13 ±0.03 5.6 БТА(1), KAO (9)
Н/3 4861 А -6.51 0.44 ±0.02 2.82 ±0.03 70.4 ±2.7 —9 ± 2 0.21 ±0.02 7.8 БТА (5), KAO (9), KPNO (14)
Н7 4341 А -6.29 0.43 ±0.02 2.80 ±0.03 75.1 ±2.6 — 11 ±2 0.25 ±0.03 7.2 БТА (5), KAO (9), KPNO (14)
Hel 5876А -2.39 0.44 ±0.03 2.74 ±0.04 74.2 ±3.2 —8 ± 2 0.24 ±0.03 8.2 БТА(1), KAO (9)
Hel 4471 А -1.99 0.43 ±0.02 2.79 ±0.03 74.9 ±3.1 —9 ± 2 0.25 ±0.03 8.9 БТА (5), KAO (9), KPNO (14)
Hel 4922А -1.58 0.44 ±0.05 2.77 ±0.06 65.5 ±5.0 —8 ± 2 0.17 ±0.04 14.7 БТА (5), KAO (9), KPNO (14)
НеП 4686 А -1.38 0.43 ±0.03 2.84 ±0.05 72.4 ±4.3 —3 ± 2 0.23 ±0.04 12.4 БТА (5), KPNO (13)
Hel 4388А -1.18 0.44 ±0.03 2.83 ±0.04 64.6 ±5.0 —3 ± 2 0.16 ±0.04 9.2 БТА (5), KPNO (13)
НеП 4541 А -0.59 0.43 ±0.03 2.86 ±0.04 76.1 ±3.4 1 ± 2 0.26 ±0.04 8.5 БТА (5), KPNO (13)
Mean - 0.44 ±0.01 2.76 ±0.02 73.1 ± 1.7 —8 ± 2 0.23 ±0.02 5.8 БТА (6), KAO (9), KPNO (14)
расчетов представлены в Таблице 4 в порядке возрастания оптической глубины (logtrOSs) спектральной линии. Указанные неопределенности соответствуют ошибке в 1а. Вероятно существует зависимость скорости центра масс Vcm от значения оптической глубины, на которой формируется линия. Эта зависимость является спорной, поскольку подкрепляется данными всего по трем линиями гелия. Некоторая, более слабая, зависимость от оптической глубины, вероятно, прослеживается и в значениях полуамплитуды К1. Это может быть связано с несимметричностью атмосферы. Для более подробного исследования требуется проведение дополнительных наблюдений с высоким спектральным разрешением и отношением S/N. Как можно видеть, оценка гелиоцентрической лучевой скорости центра масс, вычисленная по скоростям отдельных линий, изменяется в пределах от —11 до 1 км/с.
Последняя строка в Таблице 4 (Mean) содержит параметры, определённые по средней кривой лучевых скоростей (Рис. 3). Видно, что все величины совпадают в пределах ошибок измерений.
4. ФИЗИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ
4.1. Спектральный класс и класс светимости
Визуальное сравнение со спектром из атласа Walborn и Fitzpatrick [10] позволяет определить
спектральный класс звезды как O9.5III, что согласуется с полученной ранее оценкой [11]. Кроме того, были использованы количественные критерии, описанные в работах [12, 13] для О-звезд поздних спектральных классов. Эти критерии основаны на отношении эквивалентных ширин линий HeI А4471 А и HeII А4542 А. Измеренная по спектрам HD 37737 величина
log( WA 4471 A/W\ 4542 А) = ±
соответствует спектральному классу O9.5.
Определение класса светимости основано на значении отношения эквивалентных ширин линий
Si IV А4089 А и HeI А4143 А. Измеренная величина
log(Wx 4089 A/W\ 4143 А) = ±
соответствует классу светимости III. Дополнительно была измерена величина
log(WA 4388 А х Wx 4686 А) = ±
которая, согласно [13], также говорит о классе светимости III. В работе [2] было получено значение logg, которое, согласно калибровке [14], соответствует классу светимости V, а не III.
4.2. Teff и log g
С целью разрешить указанное выше несоответствие основные параметры атмосферы звез-
ды HD 37737 были уточнены на основе анализа спектров БТА, имеющих существенно более высокое спектральное разрешение и отношение S/N, чем в спектрах [2]. При выполнении Фурье-преобразования наблюдаемых профилей линий OII АЛ 5592, 4185 A и HeI АЛ 6678, 5876, 5015, 4922, 4471, 4143 A при нахождении первого нуля была определена проекция скорости вращения звезды v sin i = 182 км/с по методу Кэрролла, приведенному в монографии Сахибуллина [15]. Полученная величина совпадает с полученной в работе [2].
Физические параметры атмосферы звезды HD 37737 (эффективная температура Teff и сила тяжести на поверхности logg) находились с использованием сетки не-ЛТР моделей атмосфер звезд солнечного химического состава OSTAR grid [16]. Шаги по температуре и log g составляли 2500 К и 0.25 соответственно. Скорость микротурбулентности была принята равной Vm¡c = 10 км/с. Дополнительное исследование показало, что увеличение Vm¡c до 23 км/с не приводит к заметным изменениям найденных значений параметров атмосферы. Синтетические спектры вычислялись с использованием кода SYNSPEC48 [17]. Свертка с профилем вращения и инструментальным профилем при расчете данного набора спектров производилась с помощью программы ROTIN3. Наилучшим считалось сочетание модельных параметров, при котором реализовывалось минимальное отклонение профилей линий в синтетических спектрах от профилей, полученных из наблюдений. В анализе использовались линии водорода (Ha, Нв, Hy, Ш) и гелия (HeI АЛ4388, 4471, 4922 A, He II АЛ4200, 4541, 4686, 5411 A). Величина отклонения вычислялась по формуле:
1
X
nlines
w i
Clines „ nv . -і
i=0 J = 1
yj
aj
(6)
где nv — число точек на профиле в спектральной линии i; nlines — число спектральных линий, которые использовались при анализе; yj obs — остаточная интенсивность в j-ой точке спектральной линии i в спектре, полученном из наблюдений; yj — остаточная интенсивность в линии синтетического спектра; wi — вес, соответствующий спектральной линии i; ai = (S/N)_1 учитывает отношение S/N для линии i. Для всех линий принимались веса равные единице. Исследуемая область значений Tff (27 500-35 000 К) и logg (2.75-4.50) была выбрана в соответствии со спектральным классом звезды.
Вышеописанный метод был применен к спектрам высокого спектрального разрешения, полученным на 6-м и 1.2-м телескопах. В обоих случаях
минимальное значение %2 соответствовало модели атмосферы с Teff = 30 000 K и log g = 3.50. Эти значения, полученные с использованием наиболее точных в настоящее время методов и наблюдательных данных, соответствуют звезде спектрального класса O9.5 III.
4.3. Массы компонентов
Для определения массы звезды была использована методика, описанная в работе [14]. Согласно калибровке абсолютная звездная величина для звезд спектрального класса O9.5III равна Mv = —5.174. Болометрическая поправка для звезды с эффективной температурой Teff = 30 000 K составляет, соответственно, BC = —2.864. Полученное значение абсолютной звездной величины соответствует радиусу звезды R = 13.4 ± 0.9 Rq. Далее, используя соотношения между фундаментальными параметрами звезды и параметрами атмосферы, по значениям Teff = 30 000 K и logg = 3.50 получаем оценку массы первичного компонента HD 37737 — М1 = 26 ± 2 Mq. Полученная масса первичного компонента в комбинации с функцией масс f (m) = 0.23 ± 0.02 Mq (см. Таблицу 4) позволяет оценить массу вторичного компонента двойной системы — М2 > 6.2 ± 0.5 Mq . Таким образом, первичный компонент двойной системы HD 37737 является массивной звездой, а вторичный — звездой промежуточной или большой массы.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят Е. Л. Ченцова и С. Ю. Парфёнова за помощь в работе. Работа выполнена при частичной финансовой поддержке Федеральной целевой программы “Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2007—2013 гг.” (госконтракт 14.518.11.7064). М. В. Юшкин благодарит Российский Фонд Фундаментальных Исследований за частичную финансовую поддержку настоящей работы (грант РФФИ 12-07-00739). Наблюдения на 6-м телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки РФ (госкон-тракты 14.518.11.7070 и 16.518.11.7073).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. D. R. Gies and C. T. Bolton, Astrophys. J. Suppl. 61, 419(1986).
2. V McSwain, T. S. Boyajian, E. D. Grundstrom, et al., Astrophys. J. 655, 473 (2007).
3. E. L. Chentsov and A. N. Sarkisyan, Astrophysical Bulletin 62, 257 (2007).
2
4. С. Ю. Горда, П. Е. Захарова, В. В. Крушинский,
Э. Д. Кузнецов в Трудах 38-ой международной студенческой научной конференции “Физика космоса” (Издательство УрГУ, Екатеринбург, 2009), с. 110.
5. VE. Panchuk, M. V Yushkin, and M. V Yakopov, Astrophysical Bulletin 66, 355 (2011).
6. Г. А. Галазутдинов, Препринт САО No. 92 (САО РАН, Нижний Архыз, 1992).
7. V. E. Panchuk, V. G. Klochkova, M. V. Yushkin, and
I. D. Naidenov, J. Opt. Tech. 76, 87 (2009).
8. M. J. Kurtz, D. J. Mink, W. F. Wyatt, et al., ASP Conf. Ser. 25,432(1992).
9. Д. Брауэр, Д. Клеменс, Методы небесной механики (Мир, Москва, 1964).
10. N. R. Walborn and E. L. Fitzpatrick, PASP 102, 379 (1990).
11. C. Cruz-Gonzalez, E. Recillas-Cruz, R. Costero, et al., Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 1, 211 (1974).
12. P S. Conti and W. R. Alschuler, Astrophys. J. 170, Э25 (1971).
13. G. Mathys, Astronom. and Astrophys. Suppl. 76,427 (1988).
14. F. Martins, D. Schaerer, and D. J. Hillier, Astronom. and Astrophys. 436,1049(2005).
15. Н. А. Сахибуллин, Методы моделирования в астрофизике, Том 2 (Фэн, Казань, 200Э).
16. T. Lanz and I. Hubeny, Astrophys. J. Suppl. 147,225 (200Э).
17. I. HubenyandT. Lanz, Astrophys. J. Suppl. 262,501 (1992).
Orbital and Physical Parameters of the Spectroscopic Binary HD 37737
S. A. Alexeeva, A. M. Sobolev, S. Yu. Gorda, M. V. Yushkin, V. McSwain
We report the physical and orbital parameters of the visible component of the spectroscopic binary HD 37737 (mV = 8.03). The observations were performed with the UFU Kourovka Astronomical Observatory 1.2-m telescope in 2012 and the 6-m BTA telescope of the SAO RAS in 2007 and 2009. Radial velocities were measured separately from each spectral line of the list by the cross-correlation method with a synthetic spectrum. The latter was calculated using the grids of non-LTE model atmospheres with solar chemical compositions. A significant difference in the epochs of observations (2005—2012) allowed to refine the orbital period of the star (7d84705) and the orbital elements of the binary system. We obtained an estimate of the mass function f (m) = 0.23 ± 0.02 Mq. The best agreement between the synthetic and observed spectra is achieved at Teff = 30 000 K and log g = 3.50 according to the observations on both instruments. The obtained parameters correspond to a star of spectral type O9.5 III, with mass estimated at 26 ± 2 Mq. The minimum mass estimate of the secondary component of the binary is 6.2 ± 0.5 Mq. We have discovered a fact that the velocities, obtained from different spectral lines, differ, which is typical for giant stars. Engaging additional spectra, obtained in 2005 with the2.1-m KPNO telescope, we investigated the effect of this fact on the estimate of the speed of the system’s center of mass. The difference in the velocities of various lines is approximately the same in the spectra, obtained at all the three instruments. The obtained ratios suggest that the deeper layers of the atmosphere of the star are moving with a greater velocity than the outer layers. Depending on the line, the estimate of the heliocentric velocity of the binary’s center of mass varies in the range from —11 to 1 km/s.
Keywords: binaries: spectroscopic—stars: massive—stars: individual: HD37737
