Astronomy ReportsAstronomy ReportsАстрономический журнал0004-62993034-5170The Russian Academy of Sciences64763410.31857/S0004629924060044JMKSFGArticlesСТАТЬИResearch ArticleLong-term optical spectroscopy of B[e] star CI Cam in a quiet stateМноголетняя оптическая спектроскопия B[e]-звезды CI Cam в спокойном состоянииKlochkovaV. G.КлочковаВ. Г.
Russian Federation
Valentina.R11@yandex.ruMiroshnichenkoA. S.МирошниченкоА. С.
United States
Valentina.R11@yandex.ruPanchukV. E.ПанчукВ. Е.
Russian Federation
Valentina.R11@yandex.ruSpecial Astrophysical Observatory RASСпециальная астрофизическая обсерватория Российской академии наукUniversity of North Carolina at GreensboroУниверситет в ГринсбороFesenkov Astrophysical Institute, ObservatoryАстрофизический институт им. В. Г. Фесенкова15062024101653654928012025Copyright ©; 2024, The Russian Academy of SciencesCopyright ©; 2024, Российская академия наук2024The Russian Academy of SciencesРоссийская академия наукhttps://journals.eco-vector.com/0004-6299/article/view/647634

High-resolution optical spectra of the B[e] star CI Cam were obtained on arbitrary dates 2002–2023 using the 6-meter BTA telescope with the echelle spectrograph NES. The variability over time of the powerful emissions of Hα and He I profiles is found. For two-peaked emissions with «rectangular» profiles, the intensity ratio of blue-shifted and red-shifted peaks is V / R ≥ 1 , except one date. A decrease in the intensity of all two-peak emissions with «rectangular» profiles was revealed as they moved away in time from the 1998 outburst. The average radial velocity for emissions of this type for all observation dates varies in the range Vr(emis – d ) = –(50.8 – 55.7) + 0.2 km/s. The half-amplitude of the change (standard deviation) is equal to ∆Vr= 2.5 km/s. The velocity for single-peaked ion emissions (Si III, Al III, Fe III) differs little from the values of Vr(emis – d ) , but the measurement accuracy for these emissions is worse: the average error for different dates ranges from 0.4 to 1.3 km/s. The systemic velocity is assumed to be Vsys = –55.4 + 0.6 km/s according to the stable position of the forbidden emission [N II] 5754 Å. The position of single-peak emissions [O III] 4959 and 5007 Å is also stable: Vr([O III]) = –54.2 + 0.4 km/s. Emissions [O I] 5577, 6300, 6363 Å, [Ca II] 7291 and 7324 Å are absent from the spectra. Appearance of the emission near 4686 Å is an infrequent event, its intensity rarely exceeds the noise level. Only a wide asymmetric emission with an intensity of about 16% above the continuum was registered in the spectrum for 03.09.2015. Questions arise about the use of this emission to estimate the period of variability of the star and about localization of this feature in the CI Cam system. The photospheric absorptions of N II, S II, and Fe III with a variable position are identified.

Оптические спектры высокого разрешения B[e]-звезды CI Cam получены в разные даты 2002–2023 гг. на 6-метровом телескопе БТА с эшелле спектрографом НЭС. Найдена переменность во времени мощных эмиссионных профилей Hα и He I. У двухпиковых эмиссий с «прямоугольными» профилями отношение интенсивности коротковолнового и длинноволнового пиков V / R ≥ 1 , за исключением одной даты. Выявлено снижение интенсивностей всех двухпиковых эмиссий с «прямоугольными» профилями по мере удаления во времени от вспышки 1998 г. Средняя лучевая скорость по эмиссиям этого типа для всех дат наблюдений изменяется в интервале Vr(emis – d ) = –(50.8 ÷ 55.7) + 0.2 км/с. Полуамплитуда изменения скорости (среднеквадратичное уклонение) составляет ∆Vr = 2.5 км/с. Скорость по однопиковым эмиссиям ионов (Si III, Al III, Fe III) мало отличается от значений Vr(emis – d ), но точность измерений по этим эмиссиям хуже: ошибка среднего для разных дат меняется от 0.4 до 1.3 км/с. В качестве системной скорости принято значение Vsys = –55.4 + 0.6 км/с по стабильному положению запрещенной эмиссии [N II] 5754 Å. Стабильно и положение однопиковых эмиссий [O III] 4959 и 5007 Å, Vr(emis – d ) Vr([O III]) = –54.2 + 0.4 км/с. Запрещенные эмиссии [O I] 5577, 6300, 6363 Å, [Ca II] 7291 и 7324 Å в спектрах отсутствуют. Эмиссия вблизи 4686 Å — нечастое событие, ее интенсивность редко превышает уровень шумов. Лишь в спектре, полученном 03.09.2015, зарегистрирована широкая асимметричная эмиссия с интенсивностью около 16٪ выше континуума. Возникают вопросы об использовании этой эмиссии для оценки периода переменности звезды и о локализации этой детали в системе CI Cam. Отождествлены фотосферные абсорбции N II, S II, Fe III с переменным положением.

massive starsbinary systemsCI Camoptical spectravariabilityмассивные звездыдвойные системыCI Camоптические спектрыпеременностьРоссийский научный фондRussian Science Foundation22-12-00069P. W. Merrill and C. G. Burwell, 78, 87 (1933).J. S. Clark, A. S. Miroshnichenko, V. M. Larionov, V. M. Lyuty, et al., Astron. and Astrophys. 356, 50 (2000).E. S. Bartlett, J. S. Clark, and I. Negueruela, Astron. and Astrophys. 622, id. A93 (2019).H. J. G. L. M. Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, and J. Zorec, Astron. and Astrophys. 340, 117 (1998).S. Miroshnichenko, V. G. Klochkova, K. S. Bjorkman, and V. E. Panchuk, Astron. and Astrophys. 390, 627 (2002).S. Beals, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 91, 966 (1931).F.-J. Zickgraf, Astron. and Astrophys. 408, 257 (2003).R. I. Hynes, J. S. Clark, E. A. Barsukova, P. J. Callanan, et al., Astron. and Astrophys. 392, 991 (2002).M. Kraus, Galaxies 7(4), id 83 (2019).G. Maravelias, M. Kraus, L. S. Cidale, M. Borges Fernandes, M. L. Arias, M. Curé, and G. Vasilopoulos, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 480(1), 320 (2018).E. L. Robinson, I. I. Ivans, and W. F. Welsh, 565(2), 1169 (2002).J. Yan, Q. Liu, and H. Hang, Astron. J. 133(4), 1478 (2007).N. D. Thureau, J. D. Monnier, W. A. Traub, R. Millan-Gabet, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 398(3), 1309 (2009).V. P. Goranskij, E. A. Barsukova, K. S. Bjorkman, A. N. Burenkov, et al., in The B[e] Phenomenon: Forty Years of Studies, Proc. of a Conf. held at Charles University, Prague, Czech Republic 27 June–1 July 2016; edited by A. Miroshnichenko, S. Zharikov, D. Kor č aková, and M. Wolf; ASP Conf. Ser. 508 (San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2017), p. 307.C. S. Kochanek, B. J. Shappee, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 129(980), 104502 (2017).V. E. Panchuk, I. D. Najdenov, V. G. Klochkova, A. B. Ivanchik, S. V. Yermakov, and V. A. Murzin, Bull. Spec. Astrophys. Observ. 44, 127 (1997).В. Е. Панчук, В. Г. Клочкова, М. В. Юшкин, Астрон. журн. 94(9), 808 (2017).М. В. Юшкин, В. Г. Клочкова, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв. No. 206 (2005).G. A. Galazutdinov, Astrophys. Bull. 77(4), 519 (2022).E. L. Chentsov, V. G. Klochkova, and A. S. Miroshnichenko, Astrophys. Bull. 65(2), 150 (2010).V. G. Klochkova, E. L. Chentsov, Astrophys. Bull. 71(1), 33 (2016).S. Miroshnichenko, V. G. Klochkova, E. L. Chentsov, V. E. Panchuk, M. V. Yushkin, and N. Manset, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 507(1), 879 (2021).F. Kupka, N. Piskunov, T. A. Raybchikova, H. C. Stempels, and W. W. Weiss, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119 (1999).S. Miroshnichenko, E. L. Chentsov, V. G. Klochkova, S. V. Zharikov, et al., 700(1), 209 (2009).V. G. Klochkova, A. S. Miroshnichenko, V. E. Panchuk, N. S. Tavolzhanskaya, and M. V. Yushkin, Astron. Rep. 66(5), 429 (2022).J. P. Vallée, Astron. J. 135(4), 1301 (2008).J. Kos and T. Zwitter, 774(1), id. 72 (2013).Aret, M. Kraus, and M. Šlechta, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 456(2), 1424 (2016).E. A. Barsukova, N. V. Borisov, A. N. Burenkov, V. P. Goranskii, V. G. Klochkova, and N. V. Metlova, Astron. Rep. 50(8), 664 (2006).E. A. Barsukova, A. N. Burenkov, V. P. Goranskij, S. V. Zharikov, et al., Astrophys. Bull. 78(1), 1 (2023).Aret, M. L. Arias, A. Torres, L. S. Cidale, and T. Eenmäe, Boletin de la Asociacion Argentina de Astronomia 61B, 99 (2020).P. Marston and B. McCollum, Astron. and Astrophys. 477(1), 193 (2008).M. Kraus, T. Liimets, C. E. Cappa, L. S Cidale, et al., Astron. J. 154(5), id. 186 (2017).