Всероссийская Астрономическая Конференция Казань, 17-22 Сентября 2007 г .

1. Всероссийская Астрономическая Конференция Казань, 17-22 Сентября 2007 г. Холтыгин А.Ф.1, Фабрика С .Н.2, Бычков В.Д.2, Бычкова Л.В.2, Галазутдинов Г.3, Драке Н.А.1, Чунтонов Г.А.,2Валявин Г.Г.4, Бурлакова Т.Е.2 , Саркисян А.2 1Астрономический институт Санкт-Петербургского университета, 2САО РАН, 3Korea Astronomy and Space Science Institute, Optical Astronomy Division, Korea 4Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, Korea Микропеременность профилей линий в спектрах и магнитные поля OB звезд

2. ПРОЕКТ Быстрая микропеременность, структура атмосфер и магнитные поляOB звезд Участники проекта СAO • С.Н.Фабрика • В.Д.Бычков • Л.В.Бычкова • Т.Е.Бурлакова • Г.А.Чунтонов • BOAO • Г.Галазутдинов • Г.Г.Валявин • Byeong-Cheol Lee • Dong-il Kang • Inwoo Han • АИ СПбГУ • А.Ф.Холтыгин • А.Б.Шнейвайс • Драке Н.А.

3. Исследуемые объекты: OB звезды • Основная задача • - поиск • микропеременности • (микроLPV) • профилей, связанной с: • Не-радиальными пульсациям (НРП) • Вращательной модуляцией • Стохастической переменностью Что такое быстрая микропеременность? Характерное время переменности:1мин – 1день Амплитуда микроLPV: 0.5-1% (в единицах потока в соседнем с линией континууме) Кроме того, в рамках проекта производится поиск магнитного поля программных звезд

4. Список программных звезд (наблюдения 2001-2007) САО 1-м телескоп, R=450000 3780 –9800Å,ПЗС 2K*2K, CEGS: R=45000, S/N300 САО, БТА, НЭС +ОЗСП,R=60000,15000, CCD2K*2K, S/N=500-2000,  4500 –6000 Å BOAO, 1.8-m telescope, BOES, R=44000  4520 –6000 Å CCD2K*4K, S/N 300 Красным цветом выделены объекты, для которых выполнены наблюдения в САО или BOAO(Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, Korea)

5. 4  Cep  Cam 19 Cep 10 Lac  Leo  Ori  Ori  Ori  Per  Cep HD 93521  Her Положения звезд, для которых выполнены наблюдения, на диаграмме Г-Р Г-Р диаграмма: Pamyatnykh, ActaAstr, 49, 119 (1999)

6. Микропеременность профилей Представление вариаций профилялинии в виде графика плотности 19 Cep, САО, 1-м,CEGS, 6/7.09.2001 Представление вариаций профиляв виде последовательности разностных спектров Tvar=5h

7.  Her Параметры двойной системы Her: B3IV(V=3.79m) Главная ЗвездаСпутник Расстояние до звезды 200 пк - Расстояние до компонента, R - >>11 Спектральной класс B3IV WD Орбитальный период- 112.8 d Радиус,R4.7 Масса, M7-8 <0.4 Светимость, lg(L/L)3.26 - Teff , K 16500 - Vsin i, км/с 10±10 - Ссылки:Chapellier et al., A&A, 362, 189-198 (2000)

8.   HeI 4438 SiIII4553 SiIII4568 Динамические спектры вариаций профилей линий в спектре  Her 2 июня 2004 г. Интервал между последовательными спектрами - 7 мин. HeI4713 HeI5876 H • Her • SPB star • НРП: l=4-8 • Безразмерные частоты пульсаци1

9.  Leo Параметры Leo,B1Ib(V=3.84m) Параметр Значение Ссылки Teff, К 20260 Morel, 2004 Teff, К 24200 stelib M/M22 Morel, 2004 lg(g) 3.09 Underhill, 1987 V, km/s 1110 Howarth, 1997 Lg(dM/dt), M-6.2Morel, 2004 lg{L/L)5.18 Morel, 2004 Vsini, km/s 75 Howarth, 1997 Наблюдения: Янв-Фев 2004, BOAO- 17 сп. Янв 2004, САО, БТА- 30 сп. Янв-Фев 2005, БТА- 16 сп.* Янв 2006, БТА - 10 сп.* ССЫЛКИ: Stelib, http:,webast.ast.obs-mip.fr/stelib/ Morel T, et al. , MNRAS, 351, 552(2004) Underhill A.B. , Ap.J., 168, 283 (1987) Howarth I.D., et al., MNRAS, 351, 552 (1997) *Наблюдения с анализатором циркулярной поляризации

10. Динамические спектры вариаций профилей линий в спектре Leo , БТА 10/11 2004

11. 14 Вращательная модуляция профилей линий в спектре ρ Leo(n= 3-4) Крупномасштабные структуры в атмосферахгорячих звезд No. , d-1 ПериодПричина переменности 1 0.140.1 7 2d Вращение звезды • 0.600.1 1.80.3d Вращательная модуляцияn • 0.940.1 1.10.1d Вращательная модуляцияn • 1.150.1 212hВращательная модуляцияn • 1.740.1 141hВращательная модуляцияn • 3.90.1 6.10.2h НРП • 4.4 0.1 5.30.1h НРП • 6.2 0.1 3.80.1hНРП Модель атмосферы с коротационными струями Kaper et al., AA, 327, 281, 1997 Krtichka J., Barrett R.K., Brown J.C., Owocki S.P., AA, 417, 1039 (2004)

12.  Ori A Параметры тройной системы Ori A, O9.5.II (V=2.23m) Aa1 Aa2Ab Расстояние до звезды 360 пк Расстояние до компонента Aa1, R - 3325000 Спектральной класс 09.5IIB0.5IIIB Орбитальный период- 5.7325d200лет Радиус,R114 - Масса, M10.35.323 Светимость, lg(L/L)5.26 4.08- Teff , K 3300027000- Вклад в оптическое излучение, % 70 723 Vsin i, км/с 157±6 138 ± 16300 V, км/с 2000 1500 - Скорость потери массы, M1.110-6 Harvin et al., ApJ, 565, 1216-1230 (2002)

13. Использование вейвлет-преобразования для анализа вариаций профилей линий • MHAT вейвлет: • Вейвлет Морле: Ew(s,V)=W2(s,V) –плотность энергии сигнала в пространстве (s,V) ≡ (масштаб, скорость). Полная энергия в линии распределена по масштабам в соответствии с глобальным спектром вейвлет-преобразования: Анализируемая функция: r(,T)=I(T)-<I>- разностный профиль линии W(s,V,T)– динамический вейвлет спектр(амплитуда вейвлет-преобразования в зависимости от времени наблюдения T)

14. 16 T Динамический вейвлет-спектрдля вариаций профиля линии H в спектре звездыδOri A S=2.5 km/s Noise contribution

15. T Динамический вейвлет-спектрдля вариаций профиля линии H в спектре звездыδOri A S=10 km/s Stochastic clump contribution

16. T Динамический вейвлет-спектрдля вариаций профиля линии H в спектре звездыδOri A S=50 km/s Regular LPV (rotational modulation of line profiles)

17. HeII4686 HeI4713 CIII5696 T T H S S Динамический вейвлет-спектрдля вариаций профиля линийв спектре звездыδOri A: S =50 км/с (значимые на уровне =0.01 величины). Большие детали вейвлет-спектра Связаны с крупномасштабными структурами в ветре (вращательная модуляция и НРП) Малые детали вейвлет спектра Связаны с крупномасштабными структурами в ветре(неоднородности или облака)

18. Магнитное поле OB звезд Продольный компонент магнитное поля1 Ori С в зависимости от фазы вращения

19.  i Магнитное поле программных звезд в модели наклонного ротатора Параметры дипольного поля Leo • T0=2453377.61 JD • P=7.267 d • Bp=24050 G •  = 59o30o • i= 85o15o • Vsini =95 км/с • T0=2453339.00 JD • P= 15.426 d • Bp=900100 G •  = 52o6o • i=48o10o • Vsini =45 км/с Параметры дипольного поля1Ori С Сравнение параметров дипольной аппроксимации фазовой кривой для магнитного поля 1Ori C, полученных разными авторами

20. Образование магнитного поля • Динамо-механизм • Эволюция первичного поля • Комбинированная модель

21. Образование магнитного поля OB звезд динамо-механизмом MacGregor K.B., Cassinelli J.B. ApJ, 586, 480-494 (2003)

22. Генерация магнитного поля В модели формирования поля в результате Динамо-механизма более быстро вращающиеся звезды должны обладать более сильным полем: Moss D., 2001,Proc Conf. Magnetic Fields Across the H-R Diagram, pp. 305-314 По измерениям магнитного поля OB звезд – не найдено зависимостиBот периода вращения

23. Измеренные магнитные поля O-B3звезд * - одно измерение, ** - среднее по нескольким измерениям

24. Зависимость усредненного по промежуткам Vsini=80 км/смагнитного поля от Vsini для O-B3 звезд • Ссылки на измерения магнитного поля: • Donati J.F. et al., MNRAS, 333, 55 (2006) • Donati J.F. et al., MNRAS, 365, L6 (2006) • Donati J.F. et al., MNRAS, 370,629 (2006) • Henrichs et al., in Proc. "Intern. Conf. on magn. field in O, B and A stars", ASP Conf. Ser., 305, 301 (2003) • Hubrig et al., Astron. Nachr., 327, 289 (2006) • Hubrig et al., MNRAS, 369, L61 (2006) • Kholtygin et al., Astron Nachr. , in press (2007)

25. РЕЛИКТОВАЯ ПРИРОДА МАГНИТНОГО ПОЛЯ Стабильные конфигурации магнитного поля Чисто дипольная структура неустойчива и Тороидальная структура также неустойчива Стабильной является комбинация полоидальной и тороидальной структур с примерной равной энергией. Такая равновесная структура поля формируется при случайном начальном состоянии поля внутри звезды за несколько альвеновских времен TA=R*/VA= несколько лет для В и A звезд. В такой конфигурации поле существует 108-109 лет Braithwaite J., Nordlund A.: 2006, A\&A, 450, 1077

26. Генерация стабильных конфигураций магнитного поля Braithwaite & Spruit, Nature (2004)

27. Комбинированная модель L. L. Kitchatinov, G. Rudiger,astro-ph/0701847v1 Stability of toroidal magnetic fields in rotating stellar radiation zones Слабое реликтовое квазидипольное поле для звезд солнечного типа (доли гаусса) вызывает формирование тороидального поля в результате действия динамо-механизма в конвективной оболочке звезды. Тороидальное поле ответственно за магнитную активность звезд солнечного типа. Таким образом существует механизм самоподдерживания стабильных конфигураций магнитного поля.

28. Эволюция магнитного поля Реликтовое магнитное поле OB звезд после прекращения действия механизмов генерации полядолжно медленно затухать из-за омических потерь и неустойчивостей магнитного поля. В этом случае бóльшее магнитное поле при реликтовом механизме его формирования будет у более молодых звезд. Обнаружение магнитного поля у молодых О звезд свидетельствует в пользу данного предположения.

29. Выводы • Профили всех исследованных линий в спектрах программных звезд переменны. Амплитуда вариаций профилей составляет0.5-3\% в единицах потока в континууме; • Найденные регулярные компоненты вариаций профилей с периодами 4h- 6hдля OB звезд и с периодами 1-2dдля SPB звезд связаны с НРП; • Вариации профилейлиний в спектре главного компонента Aa1в тройной системыδ Ori Aс периодами P=14h-1.8dмогут быть объяснены вращательноймодуляцией профилей и могут быть объяснены в рамках модели атмосферы с n=3-6 коротационными струями вещества. • В динамическом вейвлет-спектре линийHeI4686, HeI4713, H and CIII5696в спектреδ Ori Aобнаружены стохастические переменные детали малых масштабов (5-15 км/с), связанные с неоднородностями в ветре компонентаAa1; • Обнаружены регулярные компоненты в вариациях профиля линии CIII5696в спектре δ Ori A, формирующейся в ветре звезд.Эти компоненты могут быть объяснены в рамках предположения, чтоНРП могут быть триггером формирования квазирегулярных структур ветрагорячей звезды; • Найдены аргументы в пользу предположения о реликтовой природе магнитного поля OB звезд; • Остался нерешенным вопрос, почему только малая часть O звезд и не более 10% B звезд обладают магнитным полем?

30. СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!