2004
Properties and nature of Be stars XXIII. Long-term variations and physical properties of kappa Dra
SAAD, Somaya M.; Jiří KUBÁT; Pavel KOUBSKÝ; Petr HARMANEC; Petr ŠKODA et. al.Základní údaje
Originální název
Properties and nature of Be stars XXIII. Long-term variations and physical properties of kappa Dra
Název česky
Vlastosti a povaha Be hvězd XXIII. Dlouhodobá proměnnost a fyzikální vlastnosti kapa Dra
Autoři
SAAD, Somaya M.; Jiří KUBÁT; Pavel KOUBSKÝ; Petr HARMANEC; Petr ŠKODA; Daniela KORČÁKOVÁ; Jiří KRTIČKA; Miroslav ŠLECHTA; Hrvoj BOŽIČ; H. AK; Petr HADRAVA a Viktor VOTRUBA
Vydání
Astronomy and Astrophysics, Les Ulis Cedex, France, EDP Sciences, 2004, 0004-6361
Další údaje
Jazyk
angličtina
Typ výsledku
Článek v odborném periodiku
Obor
10308 Astronomy
Stát vydavatele
Francie
Utajení
není předmětem státního či obchodního tajemství
Odkazy
Impakt faktor
Impact factor: 3.694
Kód RIV
RIV/00216224:14310/04:00011414
Organizační jednotka
Přírodovědecká fakulta
UT WoS
000221886800024
Klíčová slova anglicky
stars: emission-line; Be - stars: individual: kappa Dra - line: profiles
Štítky
Příznaky
Mezinárodní význam, Recenzováno
Změněno: 5. 3. 2007 18:07, prof. Mgr. Jiří Krtička, Ph.D.
V originále
We present an analysis of new spectroscopic observations of the bright Be star kappa Dra obtained at the Ondrejov observatory during 1992-2003 and UBV photometric observations secured at several observatories. General characteristics and a line identification of the spectrum of kappa Dra are obtained in the regions 3730-5650 A and 5850-7800 A by a comparison with the theoretical spectrum. The fundamental stellar parameters have been obtained from a comparison with a grid of NLTE model atmospheres. The best fit was found for T_eff =14\ 000 K, log g = 3.5, and v sin i = 170 km/s. These values together with a Hipparcos parallax lead to a stellar mass M= 4.8 +/- 0.8 M_S and radius R=6.4 +/- 0.5 R_S. It is encouraging to see that these values agree well with the expected evolutionary mass and radius for the effective temperature we derived. Long-term variations of kappa Dra were analysed using measurements of equivalent widths, central intensities, peak intensities of emission lines and emission peak velocity differences for H alpha, H beta, H gamma, H delta, and some helium, silicon, and iron lines. The previously reported period of 23 years in the variation of the emission strength is probably a cyclic, not a strictly periodic phenomenon. An attempt to find out a period from all available records of the H beta emission strength led to a value of 8044 +/- 167 days (22.0 years) but the phase plots show that each cycle has a different shape and length. The maximum strength of the emission lags behind the brightness maximum. This is a behaviour usually observed for long-term changes of Be stars with a positive correlation between the brightness and emission strength. Since there are obviously no published speckle observations of the star, we suggest these should be carried out. They could help to deny or confirm the possibility that the emission episodes are triggered by a periastron passage of a putative binary companion moving in an eccentric orbit with a 8044-d period, as it seems to be the case for some Be binaries. For the moment, the nature and origin of the disk around $\varkappa$ Dra remains unknown. From the comparison of the electronic spectra obtained at different phases of the long-term cycle and synthetic spectra it appears that there are no detectable changes in the photospheric part of the Balmer lines related to variations in the Balmer emission strength which could be attributed to an extended photosphere corresponding to inner parts of the disk, optically thick in continuum.
Česky
Analyzujeme nová spektroskopická pozorování jasné Be hvězdy kapa Dra, získaná na Ondřejovské hvězdárně v letech 1992-2003, a UBV fotometrická měření pocházející z několika pozorovacích míst. Obecné charakteristiky hvězdy a identifikace čar byly získány srovnáním s teoretickým spektrem v intervalu vlnových délek 3730-5650 A a 5850-7800 A. Základní hvězdné parametry byly stanoveny porovnáním se sítí NLTE modelů atmosfér. Pozorování nejlépe odpovídají hodnoty T_eff =14\ 000 K, log g = 3.5 a v sin i = 170 km/s. Tyto hodnoty spolu s paralaxou získanou družicí Hipparcos vedou k hodnotě hmotnosti M= 4.8 +/- 0.8 M_S a poloměru R=6.4 +/- 0.5 R_S. Je potěšující, že tyto hodnoty dobře odpovídají očekávané vývojové hmotnosti a poloměru pro zjištěnou efektivní teplotu. Dlouhodobá proměnnost kapy Dra byla analyzována pomocí změřených ekvivalentních šířek čar, jejich centrálních intenzit, intenzit maxima emisních čar a rozdílu maxim emisních čar pro cáry H alfa, H beta, H gama, H delta a některé další čáry helia, křemíku a železa. Udávaná perioda proměnnosti velikosti emisních čar 23 let je spíše cyklyckým než přesně periodickým dějem. Pokus o zjištení periodu pomocí všech dostupných měření emisních čar H beta vedl k hodnotě 8044 +/- 167 dní (22,0 let), ale fázové křivky ukazují, že každý cyklus má jinou délku a tvar. Maximum velikosti emisních čar se opožďuje vzhledem k maximu jasnosti. Tento typ chování se obykle pozoruje u dlouhodobých změn Be hvězd s pozitivní korelací mezi jasností a velikostí emisních čar. Jelikož tato hvězda zřejmě nebyla pozorována pomocí skvrnkové interferometrie, navrhujeme, aby se tak stalo. Tato pozorování mohou napomoci pro potvrzení a nebo odmítnutí možnosti, že emisní čáry jsou důsledkem průchodu periastrem hypotetické dvojhvězdy pohybující se na excentrické dráze s periodou 8044 dní, jak se to zdá pro některé Be dvojhvězdy. V této chvíli ale vysvětlení původu disku v okolí Be hvězdy zůstává nejasné. Ze srovnání pozorovaného spektra získaného během různých fází dlouhodobého cyklu s teoretickým spektrem vyplývá, že žádné změny fotosférické části Balmerových čar spojené se změnami velikosti emisní části Balmerových čar, které by mohly být připsány rozšířené fotosféře, opticky tlusté v kontinuu a odpovídající vnitřní části disku, nejsou pozorovatelné.
Návaznosti
| GA205/01/0656, projekt VaV |
| ||
| GA205/02/0445, projekt VaV |
|