Моделирование многоцветных кривых блеска химически пекулярной звезды CU Vir

Звезда CU Vir (HD 124224) относится к классу пекулярных A-звезд с неоднородным распределением химических элементов (в особенности кремния) по поверхности, которое является причиной изменения блеска и профилей спектральных линий. Переменность CU Vir с периодом около 0.5 дня была описана в 1952 году по изменению эквивалентных ширин линии HeI [1], a в 1958 году было обнаружено и изменение блеска с амплитудой около 0.1 mag [2]. Наблюдения последующих десятилетий выявили изменение периода: до 2010 года увеличение примерно на 3 секунды, а затем его уменьшение. Характер этих колебаний в литературе описывают как дискретными скачками [3], так и периодическими квази-синусоидальными вариациями [4]. В настоящей работе мы проанализировали изменения фотометрического периода CU Vir с 1955 по 2022 год методом периодограмм. Данные последних десятилетий ясно указывают на постепенное уменьшение периода. Измерения периода CU Vir в течение следующих двух десятилетий будут иметь решающее значение для подтверждения или опровержения периодического характера его изменений.

Современное моделирование кривых блеска основано на 1) моделях звездных атмосфер с учетом индивидуального химического состава 2) картах поверхностного распределения элементов, вычисленных методом доплеровского картирования по профилям спектральных линий на разных фазах. Для диапазонов содержаний элементов, полученных из наших доплеровских карт для Si, Fe, He, Cr, была рассчитана сетка из 120 моделей атмосфер и распределений энергии в спектре с помощью программы LLmodels, которые использовались для вычислений карт интенсивностей поверхности звезды как в отдельных фотометрических фильтрах (система Стремгрена uvby), так и в широком диапазоне длин волн от УФ до ближнего ИК. Сравнение синтетических кривых блеска с наблюдаемыми, в том числе полученными на космических аппаратах IUE, HST, TESS, показало хорошее соответствие их форм и амплитуд.

Список литературы

[1] Deutsch, A.J. Astrophys. J. 116 (1952) 536

[2] Hardie, R. Astrophys. J. 127 (1958) 620

[3] Pyper, D.M., Ryabchikova, T., Malanushenko, V., Kuschnig, R., Plachinda, S., and Savanov, I. Astron. Astrophys. 339 (1998) 822

[4] Mikulášek, Z., Krtička, J., Henry, G.W. et al. Astron. Astrophys. 534 (2011) L5