Комплексные исследования быстровращающейся МСР- звезды 56 Ari с учетом эффекта пекулярности

         На основании комплексных наблюдений и литературных данных определены фундаментальные параметры звезды 56 Ari с учетом переменности связанной с эффектом пекулярности. Методом сопоставления фазовых кривых магнитного поля (В_е), блеска (V), эквивалентных ширин (W_λ) и лучевых скоростей (v_r) пекулярных элементов (Si, Sr) определены фазы соответствующие (φ=0.20-0.30) наиболее пекулярной Р (пятнистой) и (φ=0.95-1.00) относительно нормальной (N) области на поверхности звезды.                 Величины Т_eff и log g определялись по профилям водородных линий (Н_γ и Н_δ ) и по разным многоцветным фотометрическим системам. Получено, что в максимально пекулярной области (φ=0.20-0.30) эффективная температура примерно на 1000К меньше чем в относительно нормальной области звезды. Значения Тeff и log g определенные по профилям водородных линий (Н_γ и Н_δ ) для Т_eff (Р) =12300К и log g= 4.0, для Т_eff (N)= 13000К и log g=3.8 для пекулярной (Р) и относительно нормальной (N) области. Эффективная температура звезды также была определена по параметрам трех фотометрических систем (Джонсона, Стремгрена и Женевская) - Т_eff(Дж)=13300К;  Т_eff(Ст)=12300К;  Т_eff(Ж)=12200К.

         Анализ спектральной и фотометрической переменности показывает, что в максимуме блеска звезды  56 Ari интенсивности линий водорода и гелия достигают минимальных значений, т.е. интенсивности этих линий и блеск изменяются в противофазе. Наибольшую амплитуду изменений показывают Н-линии с высокими номерами (n≥10) Бальмеровской серии, которые формируются в верхних слоях атмосферы (τ<0,15) [1].

         Чтобы получить информацию о физических условиях и о структуре атмосферы по глубине атмосферы звезды были вычислены амплитуды изменения относительных значений интенсивностей  

δА=(W_λ⁄W_λ (сред))_{max ¯} (W_λ⁄W_λ (сред))_min  для каждой Н-линии (Н_α –Н₁₅).  Далее были построены зависимости амплитуды (δА) от длины волны. Получено, что величина δА уменьшается с длиной волны, причем наибольшие изменения показывают коротковолновые (высокие - n≥10) члены серии Бальмера, которые образуются в верхних слоях атмосферы.

          Аналогичные процедуры были выполнены для фотометрических данных звезды  56 Ari, наблюдения которой были проведены  в 10-и цветной Потсдамской фотометрической системе [2]. Были вычислены амплитуды изменений блеска δm для каждого фильтра от U= λ3400 Å до МR = λ8000 Å. Самой интересной чертой зависимости «амплитуда-длина волны» является резкий спад амплитуды в коротковолновой области длин волн (λ≤3900 Å), где эффективно формируются высокие члены серии Бальмера.  

          В области длин волн λ>4200 Å, где формируются низкие члены (Н_α – Н_δ) серии Бальмера, почти не наблюдаются изменения величины  δА. По-видимому изменения величины  δА с длиной волны связано с неравномерным распределением пекулярных элементов по глубине атмосферы звезды, т.е. имеет место вертикальная стратификация [3] пекулярных элементов (Si, Sr, возможно и  Mn) в атмосфере 56 Ari.                    

          Подобные зависимости «амплитуда-длина волны» получены и для звезд НD40312, НD112185 и НD124224. Для получения более точных сведений в дальнейшем намечается проведение стратификационного анализа [3] для этих звезд.

                                                                                Литература

[1] И.М. Копылов, Изв. Кр.АО, 35 (1966) 21.

[2] B. Musielok, D. Lange, et al., Astron. Nachr., 301, H2, (1980) 71. 

[3] T.A. Рябчикова, кандидатская диссертация, Москва 2014.