ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗВЕЗДЫ HD 35298 - c 2013 И. А. Якунин
←
→
Транскрипция содержимого страницы
Если ваш браузер не отображает страницу правильно, пожалуйста, читайте содержимое страницы ниже
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2013, том 68, № 2, с. 226–231
УДК 524.35-337
ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗВЕЗДЫ HD 35298
c 2013 И. А. Якунин*
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
Поступила в редакцию 19 марта 2013 года; принята в печать 27 марта 2013 года
По спектрополяриметрическим данным, полученным на 6-м телескопе, было выполнено исследо-
вание магнитного поля и физических параметров магнитной He-weak звезды HD 35298. Проведено
сравнение результатов измерения магнитного поля различными методами. Магнитное поле звезды
меняется в интервале от −3 до +3 кГс. В рамках модели наклонного ротатора объяснена геометрия
поля. Полученная кривая изменения магнитного поля может быть описана центральным диполем с
углом наклона оси диполя к оси вращения звезды β = 60◦ и индукцией поля на полюсе Bp = 11.5 кГс.
Приведены данные о переменности спектральных линий некоторых металлов, позволяющие сделать
предположение о том, что поверхность звезды является сильно запятненной.
Ключевые слова: звёзды: химически пекулярные—звёзды: магнитное поле—звёзды: индивиду-
альные: HD 35298
1. ВВЕДЕНИЕ слабых, поэтому у объектов с сильными полями
более реально выявлять систематические особен-
На сегодняшний момент Ap- и Bp-звёзды про- ности, связанные с эволюцией. Поля могут быть
должают оставаться практические единственным разной структуры, что существенно затрудняет их
надежным источником сведений, необходимых для обнаружение и правильное измерение величины у
понимания механизмов возникновения звездных конкретных объектов.
магнитных полей и построения теории того, как
магнитное поле эволюционирует во время жизни Анализ имеющихся данных ([1]) приводит нас к
выводу, что наиболее подходящими объектами для
звезды на Главной последовательности. исследования эволюции звездных магнитных по-
Магнитные поля звезд спектральных классов лей являются магнитные Bp-звезды. Выборка этих
OB (более 3 M ) качественно отличаются от полей объектов уже достаточно большая, что позволяет
холодных маломассивных (например, M-карлики) проводить статистический анализ, а их сильные
звезд. Структурно поля первых намного проще, а поля можно измерить относительно точно. Воз-
их величина зачастую намного выше. Большин- раста Bp-звёзд находятся в широких пределах: от
ство авторов, занимающихся данной проблемой, нескольких миллионов до нескольких сотен милли-
предполагают, что подобные характеристики сви- онов лет. Периоды вращения различаются слабо,
детельствуют о том, что наблюдаемые поля не поэтому эффекты эволюции можно отличить от
генерируются механизмом динамо внутри звезды, эффектов, связанных с вращением [1].
но, скорее всего, являются реликтовыми — мед- Измерение магнитных полей Bp-звёзд пред-
ленно затухающими остатками поля, сжатого или ставляет собой сложную методическую задачу. Их
возникшего на стадии формирования звезды(см., спектры, как правило, содержат малое количество
например, [1]). Реликтовая природа дает нам по- линий, что существенно влияет на ошибку изме-
тенциальную возможность изучить то, каким обра- рения поля традиционным способом — по сдвигу
зом магнитные поля влияют на эволюцию звезды между противоположно поляризованными компо-
и, в свою очередь, изменяются сами на протяжении нентами спектральной линии, величина которого
всех стадий жизни звезды. зависит от величины магнитного поля звезды. Кро-
Для изучения механизмов генерации и эволюции ме того, часто линии имеют сложную форму, что за-
звездных магнитных полей целесообразно в первую трудняет определение величины сдвига компонент.
очередь рассматривать быстро эволюционирую- Подобные трудности привели к тому, что кривые
щие объекты — массивные звезды, обладающие переменности продольного магнитного поля Be для
сильными (более 1 кГс) магнитными полями. Силь- молодых звезд редко встречаются в литературе.
ные поля можно измерить относительно точнее Изучение изменения магнитного поля подобных
звезд представляется особенно интересным пото-
*
E-mail: elias@sao.ru му, что все шесть известных звёзд со сложной,
226ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗВЕЗДЫ HD 35298 227
I λ/Ic
Å
Рис. 1. Различные формы линий в ортогонально поляризованных спектрах.
отличной от синусоиды, магнитной кривой [1] явля- Борра [2] впервые измерил магнитное поле,
ются молодыми объектами. среднеквадратическое значение которого
В звездной ассоциации Ori OB1 Борра [2] об- Be = 2230 ± 200 Гс. Среднее поверхностное по-
наружил более десяти магнитных звезд с сильными ле, определенное Глаголевским [9] Bs = 10.1 кГс.
полями. Однако количество измерений магнитного В каталоге магнитных звезд Романюка и Кудряв-
поля каждой из них не позволяет построить кривые цева [10] значение экстремумов магнитного поля
магнитного поля с фазой вращения. Нами был Be = −2810/ + 2920 Гс.
выбран один объект из списка [2] для подробного В работе Клочковой [7] указано, что у HD 35298
изучения — это звезда HD 35298. наблюдается сильнейшее несоответствие непре-
рывного и линейчатого спектров, при этом она
относится к подклассу Si II λ 4200 Å с усилен-
2. HD 35298
ными линиями металлов. Топильской [11] было
Шарплессом [3] впервые было показано, что оценено химическое содержание ряда элементов
звезда HD 35298 является членом звездной ассо- этой звезды, в Таблице 1 приведены результаты
циации Ori OB1a (log t = 7.3). Чиатти и Бернак- этой работы. Содержание указано в логарифмиче-
ка [4] впервые указали на то, что интенсивность ской шкале, причем
для гелия указано абсолютное
линий гелия в звезде слаба даже по сравнению N (He)
отношение log , а для остальных эле-
со спектральным классом B6. В то же время, ΣN
присутствие линии углерода C II λ 4267 Å, ис- ментов
содержание
дается относительно Солнца:
ключает возможность принадлежности звезды к N (el) N (el)
поздним B-классам. В результате, они определи- log − log .
ΣN ΣN
ли ее спектральный класс, как B3 Vw. Норт [5]
определил период звезды P = 1 d. 85336. Им было
показано, что фотометрическая кривая во всех Таблица 1. Содержание химических элементов в звезде
полосах системы Стремгрена имеет характерную HD 35298 из работы [11]
двойную волну. Адельман и Райс [6] пересмотрели
период и нашли его новое значение P = 1 d. 85457. Элемент Содержание ±σ
Клочкова [7] по спектрам, полученным на БТА,
определила параметры звезды: эффективная тем- He −1.68 0.07
пература Teff = 18 500 K, log g = 4.4 и проекция Mg −0.63 –
скорости вращения на луч зрения v sin i = 57 км/с.
Si 0.37 0.11
В статье Глаголевского [8], посвященной опреде-
лению эффективных температур химически пеку- Fe −0.14 –
лярных звезд, для HD 35298 приводится величина
Ca −0.87 –
Teff = 15 300 K.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 №2 2013 15*228 ЯКУНИН
B e
Be
Рис. 2. Магнитное поле HD 35298, измеренное по Рис. 3. Магнитная кривая, полученная на основе
сдвигам центров тяжести линий в разные фазы враще- метода линейной регрессии.
ния. Сплошная кривая — результат аппроксимации
данных гармонической функцией методом наимень-
ших квадратов.
2000 × 4600 px. Исследовался спектральный диа-
пазон λλ 4385–4936 Å. Выбор такого диапазона
объясняется тем, что квантовая эффективность
приемника максимальна в области λ 4500 Å,
а также наличием линий нейтрального гелия и
Be
бальмеровской линии Hβ. Среднее спектральное
разрешение составляет R = 14 000. Для калибров-
ки по длинам волн использовался спектр лампы
ThAr. Первичная обработка данных проводилась
при помощи контекста zeeman [16], написанного в
среде ESO MIDAS.
Результаты измерения магнитного поля пред-
ставлены в Таблице 2.
Рис. 4. Сравнение двух кривых. Сплошная кривая
получена методом линейной регрессии, пунктирная — 4. ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
на основе сдвигов поляризованных компонент.
Некоторые спектры этой звезды, полученные
нами, обладают интересной особенностью: в неко-
Используя фотометрические калибровки для торых фазах вращения одни и те же линии имеют
химически пекулярных звезд Муна и Дворец- различную форму в противоположно поляризован-
кого [12], Ландстрит и др. [13] определили ных спектрах (Рис. 1). Это может быть объяснено
log Teff = 4.201 ± 0.02 и log L/L = 2.36 ± 0.1. так называемым кроссовер-эффектом: если поле
звезды дипольное, а угол наклона оси диполя к оси
Наблюдения звезды HD 35298 по программе вращения звезды β близок к 90◦ , то в определен-
“Магнитные поля массивных звезд” стартовали в ные фазы вращения наблюдатель будет видеть оба
САО в конце 2010 года. магнитных полюса одновременно, что искажает V
и I параметры Стокса. Продольное магнитное поле
в эту фазу должно быть близко к нулю.
3. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Наличие подобного эффекта вкупе с малым ко-
Наблюдения проводились с использовани- личеством линий и их сложной формой существен-
ем Основного звездного спектрографа (ОЗСП) но повышает ошибку измерения поля по зееманов-
БТА [14], оснащенного анализатором круговой ским сдвигам, особенно если спектральная линия
поляризации и резателем изображений [15]. В ка- аппроксимируется функцией Гаусса. Для увели-
честве детектора была использована ПЗС-камера чения точности измерений сдвигов были найдены
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 №2 2013ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗВЕЗДЫ HD 35298 229
Cr II λ 4558 Å Cr II λ 4588 Å Cr II λ 4592 Å
Iλ /Ic
Iλ /Ic
Iλ /Ic
Å Å Å
Fe II λ 4508 Å Fe II λ 4520 Å + Fe II λ 4522 Å He I λ 4471 Å + Mg II λ 4481 Å
Iλ /Ic
Iλ /Ic
Iλ /Ic
Å Å Å
Рис. 5. Спектральная переменность линий металлов звезды HD 35298. Сплошная кривая — фаза положительного
экстремума магнитного поля, пунктирная — нулевого, штрих-пунктирная — минимального экстремума.
центры тяжести каждой поляризованной компо- формулой
ненты линии. Поскольку определение центра тя-
R P × v sin i
жести линии менее чувствительно к ее форме, чем =
аппроксимация гауссианой, поля, измеренные та- R 50.6 sin i
ким образом, показывают большую стабильность. и значениями температуры и светимости, взятыми
Рис. 2 показывает магнитную кривую, полученную из [13], мы получили значение i = 65 ± 5◦ . Учи-
по сдвигам центров тяжести спектральных линий. тывая наличие кроссовер-эффекта, угол β должен
Кроме этого, магнитное поле звезды было изме- быть около 90◦ . При помощи программы FLDCURV,
рено методом линейной регрессии, подробно опи- написанной Джоном Ландстриром, нами был рас-
санным в работе [17]. Суть метода заключается в считана сетка кривых изменения продольной ком-
том, что величина магнитного поля является коэф- поненты магнитного поля с фазой вращения для
фициентом пропорциональности в формуле
V 1 dI Таблица 2. Данные о магнитном поле HD 35298
= −geff Cz λ2 Bz ,
I I dλ
HJD HJD
где geff — эффективный фактор Ланде, V — пара- Be ± σ, Гс Be ± σ, Гс
метр Стокса, I — интенсивность спектра, λ — дли- 2450000+ 2450000+
на волны в ангстремах, Bz — среднее продольное 5554.300 −3145 ± 288 5843.595 −3175 ± 284
магнитное поле в гауссах.
5582.390 −733 ± 370 5873.532 −1626 ± 390
Магнитная кривая, полученная с помощью ме-
тода линейной регрессии, представлена на Рис. 3. 5583.344 632 ± 280 5962.268 −2631 ± 270
Обе кривые, полученные аппроксимацией 5584.376 442 ± 612 5963.260 2530 ± 280
функцией синуса, имеют хорошее соответствие 5841.565 −2600 ± 227 5964.338 −2616 ± 300
(см. Рис. 4).
5842.447 2555 ± 275 6177.542 −2839 ± 367
Если независимо определить угол наклона оси
вращения звезды к лучу зрения, то можно восста- 5842.597 2695 ± 272 6198.565 1934 ± 239
новить конфигурацию магнитного поля в рамках
5843.462 −2686 ± 210 6223.518 −1858 ± 397
модели наклонного ротатора. Воспользовавшись
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 №2 2013230 ЯКУНИН
разных значений углов i и β в предположении кажется нам отличным кандидатом для подобного
центрального дипольного поля. Наилучшее соот- рода анализа.
ветствие наблюдаемой и расчетной кривых наблю- БЛАГОДАРНОСТИ
дается при значении параметров i = 60◦ и β = 95◦ .
Автор благодарит И. И. Романюка за общее
Магнитное поле представляет собой центральный
диполь со значением магнитного поля на полюсе научное руководство работой, Д. О. Кудрявцева и
Bp = 11 500 Гс. Поверхностное магнитное поле при Е. А. Семенко за получение части наблюдатель-
ного материала и консультации в использовании
этом меняется в пределах Bs = 7380/8770 Гс.
программ, Г. А. Чунтонова за помощь в наблюде-
ниях и подготовке аппаратуры. Работа выполнена
5. СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ при финансовой поддержке грантов Российского
Фонда Фундаментальных Исследований (проекты
Несмотря на то, что модель наклонного ро- 12-02-0009-а и 12-02-31246-мол-а). Наблюдения
татора хорошо описывает изменение продольной на 6-м телескопе БТА проводятся при финансовой
компоненты магнитного поля, более детальное рас- поддержке Министерства образования и науки РФ
смотрение спектра ставит под вопрос правильность
(госконтракты 14.518.11.7070, 16.518.11.7073)
такого упрощения. Спектральные линии практи-
чески всех металлов чаще всего имеют сложный
профиль, различную интенсивность, в некоторых СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
фазах периода вращения ядра линий имеют два
минимума. Мы считаем, что такая картина пере- 1. I. I. Romanyuk and I. A. Yakunin, Astrophysical
менности спектральных линий может говорить о Bulletin 67, 177 (2012).
том, что поверхность звезды весьма неоднородна 2. E. F. Borra, Astrophys. J. 249, L39 (1981).
по распределению химических элементов, которые 3. S. Sharpless, Astrophys. J. 116, 251 (1952).
собираются в пятна. С другой стороны, подобное 4. P. L. Bernacca and F. Ciatti, Astronom. and
поведение невозможно описать только эффекта- Astrophys. 19, 482 (1972).
ми магнитного поля, так как расщепление линий 5. P. North, Astronom. and Astrophys. Suppl. 55, 259
(1984).
слишком сильно́ даже для линий с малым фак-
6. S. J. Adelman and R. H. Rice, Astronom. and
тором Ланде. Например, изменение линии железа Astrophys. Suppl. 136, 111 (1999).
λ 4508 Å, фактор Ланде которой равен z = 0.5, 7. В. Г. Клочкова, Письма в АЖ 11, 502 (1975).
показано на Рис. 5, хотя, по формуле Бэбкока, рас- 8. Yu. V. Glagolevskij, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 38,
щепление для 10 кГс поверхностного поля должно 152 (1994).
быть равно всего 0.05 Å. 9. Yu. V. Glagolevskij, Astrophysical Bulletin 62, 244
(2007).
10. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Bulletin 63, 139 (2008).
11. G. P. Topil’skaya, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 36, 52
Таким образом, нами было обнаружено, что (1993).
звезда HD 35298 имеет сильное магнитное поле, 12. T. T. Moon and M. M. Dworetsky, Monthly Notices
продольный компонент Be которого меняется от −3 Roy. Astronom. Soc. 217, 305 (1985).
до +3 кГс с периодом вращения P = 1 d. 85457. В 13. J. D. Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, et al.,
первом приближении магнитное поле имеет конфи- Astronom. and Astrophys. 470, 685 (2007).
гурацию центрального диполя с индукцией поля на 14. V. E. Panchuk, SAO Technical Report, No. 258 (SAO
полюсе Bp = 11.5 кГс. Распределение химических RAS, Nizhniy Arkhyz, 1998).
элементов по поверхности крайне неоднородно. 15. G. A. Chountonov, in Proc. Int. Conf. on Magnetic
Подобная запятненность позволяет предпола- Stars, Ed. by Yu. V. Glagolevskij, D. O. Kudryavtsev,
гать, что топология магнитного поля звезды замет- and I. I. Romanyuk (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz,
но отличается от дипольной. На сегодняшний день 2004).
разработаны и широко используются техники, поз- 16. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).
воляющие восстанавливать распределение пятен и 17. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astronom.
магнитного поля по поверхности звезды. HD 35298 and Astrophys. 389, 191 (2002).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 №2 2013ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗВЕЗДЫ HD 35298 231
Magnetic Field Measurement of Star HD 35298
I. A. Yakunin
Based on the spectropolarimetric data obtained at the 6-m telescope, a study of the magnetic field and
physical parameters of the magnetic He-weak star HD 35298 was performed. A comparison of the results
of magnetic field measurements by various methods has been carried out. The star’s magnetic field varies in
the range from −3 to +3 kG. The field geometry is explained in the framework of the oblique rotator model.
The obtained magnetic field variation curve can be described by a central dipole with the dipole axis inclined
to the axis of rotation by β = 60◦ , and the magnetic field strength at the pole of Bp = 11.5 kG. The data
on the variability of spectral lines of some metals are presented, allowing to make an assumption that the
stellar surface is heavily spotted.
Keywords: stars: chemically peculiar—stars: magnetic field—stars: the individual:
HD 35298
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 №2 2013Вы также можете почитать
