Довготривала змінність емісійних спектрів Ве зірок різних типів

Размещено на http://www.allbest.ru/

Міністерство освіти і науки України

Одеський національний університет імені І.І. Мечнікова

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

01.03.02 - Астрофізика, радіоастрономія

Довготривала змінність емісійних спектрів Ве зірок різних типів

Панько Олена Олексіївна

Одеса 2001

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в Миколаївському державному педагогічному університеті.

Науковий керівник:

Кандидат фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Кримської астрофізичної обсерваторії Тарасов Анатолій Євгенович.

Офіційні опоненти:

Доктор фізико-математичних наук, професор, завідуючий лабораторією теоретичної астрофізики і гравітації Уманського педагогічного університету Железняк Олег Олександрович.

Кандидат фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Астрономічної обсерваторії Одеського національного університету Ковтюх Валерій Володимирович.

Провідна установа: Астрономічна обсерваторія Харківського національного університету.

Захист відбудеться 22.06.2001р. о 14 годині на засіданні Спеціалізованої Вченої Ради К41.051.04 при Одеському національному університеті імені І.І.Мечнікова за адресою: 65000, м. Одеса, вул. Дворянська, 2.

З дисертацією можна ознайомитись у бібліотеці Одеського національного університету за адресою: 65000, м. Одеса, вул. Преображенська, 24.

Автореферат розісланий 21.05.2001 р.

Вчений секретар С.Д. Каім Спеціалізованої Вченої Ради доктор фіз.-мат. наук

1. Загальна характеристика роботи

емісійний зірка супутник

Сучасний стан уявлень про Ве зорі.

Серед В зір III - IV класів світності є об'єкти, що подеколи показують в своїх спектрах емісійні лінії водню та іонізованих металів. Такі зорі в МК класифікації позначаються суфіксом "е". У найбільш загальному формулюванні термін Ве використовується для зір, у спектрах яких хоча б одноразово спостерігалася в емісії принаймні одна лінія водню. Емісія може бути слабкою і з'являтися тільки у перших членах бальмеровскої серії, зокрема, тільки в лінії Нб. Частка Ве зір серед всіх В зір в Галактиці складає близько 17%.

Першу Ве зорю - г Cas - відкрив у 1866 році Анджело Секки. До нашого часу їх вже знайдено більш, ніж 3000. Завдяки високій світності і великій поширеності, Ве зорі спостерігалися досить часто. Це надало можливість виділити основні властивості цих об'єктів і пояснити умови виникнення емісії. Для Ве зір характерні:

- Велика швидкість обертання. Середнє значення проекції швидкості обертання на промінь зору (Vsini) дорівнює 265 км/с для Ве зір, тобто близько 0.7 критичної швидкості обертання, в той час як для більшості В зір значення Vsini знаходиться у межах 0-50 км/с;

- Різноманітна спектральна змінність на інтервалах часу від кількох годин до десятиріч;

- Наявність (і змінність) інфрачервоного надлишку;

- Наявність в далекій ультрафіолетової області спектральних ліній елементів у високих ступенях іонізації.

Останнім часом для позначення об'єктів з цими властивостями також використовують вираз “Ве феномен”.

Основна увага в сучасних дослідженнях Ве зір приділяється явищам, пов'язаним з формуванням і змінністю екваторіальних дисків. У теперішній час вважається, що Ве зорі мають велику двокомпонентну зовнішню атмосферу: полярні області гарячого зоряного вітру, які випромінюють в ультрафіолетової області спектра, і відносно холодний (~104К) тонкий екваторіальний диск, в якому виникають емісійні лінії видимої області спектру та інфрачервоний надлишок. Рух газу та структура навколополярних областей визначаються світловим тиском. Густина газу в навколополярних областях в 103 разів менша, ніж густина газу в екваторіальному диску. Швидкість радіального руху газу у диску не перевищує швидкості теплового руху, тобто декількох кілометрів за секунду, принаймні, до відстані в 10 R¬ від зорі, тобто диск є стійким у радіальному напрямі (як R¬ позначено радіус зорі). Швидкість обертання диска близька до кеплеровської. З кореляції між напівшириною профілів емісійних ліній та Vsini зорі слідує, що вісь обертання навколозоряного диску співпадає з віссю обертання зорі.

У спектрах зір з великими значеннями Vsini та дисками, що мають велику протяжність, можуть спостерігатися вузькі абсорбційні лінії металів у низьких стадіях іонізації, які відповідають більш пізньому спектральному класу, ніж В. Такі лінії одержали назву ”shell-лінії”. Назви ”shell-лінії” та ”shell-спектр” у теперішній час використовують для зір з добре розвинутим спектром оболонки.

Повної теорії, яка описує виникнення та розвиток оболонки, досі не існує. Диск може формуватися внаслідок атмосферних явищ, пов'язаних, ймовірно, з магнітним полем або радіальними/нерадіальними пульсаціями; або при втраті маси зорею, що обертається із швидкістю, близькою до критичної; або при стисненні, внаслідок обертання, зоряного вітру, який має велику швидкість.

У теперішній час найкраще описує рух газу у стаціонарній оболонці Ве зорі модель Бьоркмана-Касінелі (wind-compressed disk, WCD). У зір з великою швидкістю обертання навколополярні області мають більшу температуру, ніж екваторіальні. Згідно з WCD теорією гарячий газ під впливом тиску світла зміщується у напрямку низьких широт. Потоки газу з різних півкуль зорі, зустрічаючись поблизу лінії екватору, різко змінюють напрям руху і утворюють диск, при цьому втрата маси зорею в навколоекваторіальних областях не відіграє вирішальної ролі. Відзначено, що навіть у цій, найбільш детально розробленій моделі не вдається пояснити спостережну густину навколозоряних дисків. Швидкість обертання Ве зорі та тиск світла відіграють важливе, але не вирішальне значення в утворенні оболонки. Розглядають й інші чинники - такі, як температурні ефекти або магнітогідродинамічні явища. Радіальні та нерадіальні пульсації також можуть впливати на швидкість втрати маси зорею.

Спектральна та фотометрична змінність Ве зір спостерігаються у всіх діапазонах спектру від далекого ультрафіолету до радіодіапазону. Основними типами подібної змінності є:

- Змінність найважливішої характеристики Ве зорі - ступеня розвитку емісійного спектру. Періоди активності зорі змінюються тривалим спокійним станом, в якому зоря нічим не вирізняється серед звичайних В зір. Активна станом, в якому зоря нічим не виділяється серед звичайних В зір. Активна фаза може мати тривалість від декількох місяців до десятиріч.

- Деякі Ве зорі в активному стані демонструють квазіперіодичну змінність профілів емісійних ліній, що виявляється як змінність основних параметрів лінії, насамперед відношення інтенсивності синього і червоного емісійних піків ліній водню (V/R), з характерними термінами від 2 до 10 років. Це явище пояснюють прецесією газового диску (кільця) навколо зорі або осциляціями глобально-неоднорідного диска.

- Змінність на часових інтервалах 3 - 200 днів. Якщо ця змінність має періодичний характер і виявляється в зміні променевих швидкостей фотосферних ліній, її звичайно пов'язують з подвійністю Ве зір.

- Фотометрична змінність з амплітудами порядку 0m.01 - 0m.1, характерними термінами 0d.2 - 2d. У цьому випадку криві блиску цих зір звичайно мають два максимуми, що різняться за інтенсивністю. Цю змінність пояснюють низькими модами нерадіальних пульсацій зорі та/або нерівномірним розподілом температури по поверхні зорі.

- Для великої кількості Ве зір знайдено змінність профілів у вигляді ліній хвиль невеликої амплітуди (до 2%), що пересуваються по профілях фотосферних ліній з характерними термінами в декілька годин.

Більшість Ве зір має комплексну змінність, через що буває важко виділити тип змінності, який є домінуючим для конкретної зорі. Істотне підвищення точності спектральних спостережень дозволило знайти багато спільного із змінністю інших типів зір, в тому числі таких, як b Cep, магнітних В зір типу s Ori Е та масивних взаємодіючих подвійних систем.

Профілі емісійних ліній оболонки, і, передусім, лінії водню Нa мають велику різноманітність форм, які розподіляють на дві групи. До першої групи профілів, які спостерігають приблизно у 75% Ве зір, відносять симетричні профілі, що мало змінюються протягом часу. Вони можуть мати два емісійні піки приблизно однакової інтенсивності та абсорбційний компонент. До цієї ж групи відносять профілі з одним порівняно широким емісійним піком з додатковим більш вузьким та високим компонентом, без абсорбції або з дуже невеликою абсорбцією (т. з. “vinebottle”-профілі). Навколозоряні диски в цьому випадку не мають значних перепадів густини.

До другої групи відносять асиметричні профілі та профілі, що показують квазіперіодичну змінність на шкалі часу близько років та десятиріч. Значне місце у цій групі займають профілі, у яких змінюється відношення інтенсивності синього і червоного емісійних піків (V/R-змінні профілі). V/R-змінність не залежить від значення Vsini та спектрального класу зорі, тобто ця змінність визначається властивостями оболонки. Для пояснення V/R-змінності висувалися різноманітні теорії. Найбільш перспективними серед них виявилися геометрична модель Хуанга, що пояснює V/R-змінність повільною прецесією невісесиметричного еліптичного газового диску (кільця) навколо зорі, та динамічна модель Оказакі, де V/R-змінність виникає внаслідок осциляцій глобально-неоднорідного диску з кеплерівським рухом (т. з. теорія “one-armed global disk oscillations”, OAGDO)

Слід відзначити, що деякі Ве зорі можуть змінювати характер профілів від першої групи до другої та навпаки. Причини цих спонтанних переходів поки що невідомі. Жодна із сучасних теорій не може описати умови в навколозоряному диску при зміні типу профілів емісійних ліній.

Останнім часом активно обговорюється також еволюційний статут Ве зір. Основні питання, на які поки що немає відповіді, це: чи всі В зорі проходять стадію Ве та який перелік факторів є вирішальним для виникнення Ве феномена?

Багато фактів свідчить, що Ве-феномен може виникати в процесі еволюції тісних подвійних систем. Внаслідок переносу маси та кутового моменту, одна із зір пари може набути високу кутову швидкість обертання. Більш того, частина Ве зір, безперечно, входить в пари, які пройшли стадію обміну масами. Це Ве/рентгенівскі системи, які складаються з ранньої Ве та нейтронної зір. Як приклад такої системи можна навести X Per або V725 Tau. Властивості Ве зір, що входять в такі системи, не відрізняються від властивостей інших Ве зір. Але модельні розрахунки показують, що не більш 20% Ве зір виникають у процесі еволюції тісних подвійних систем.

Дослідження Ве зір в розсіяних скупченнях підтверджують, що Ве зорі - це не дуже молоді об'єкти, вони зустрічаються головним чином в скупченнях віком від 14 до 25ґ106 років. Ве зорі не зустрічаються в скупченнях віком менш, ніж 3ґ106 років. Еволюційний вік Ве зір оцінюють, як t і 0.5 tГП, де через tГП позначено термін часу, який зоря проводить на головній послідовності.

Таким чином, як видно з цього короткого огляду, Ве зорі демонструють змінність різних типів та з різними характерними термінами. Ве феномен може виникати на деякій визначеній стадії зоряної еволюції - при віці зорі не менш, ніж 3ґ106 років. Оболонки, в яких виникає емісія, можуть мати складну структуру, що змінюється на різних часових термінах, внаслідок чого ми спостерігаємо змінність параметрів спектральних ліній та одержуємо інформацію, необхідну для створення моделі оболонки зір.

Актуальність теми.

Природа Ве феномена в цілому все ще залишається нерозв'язаною задачею. Досі залишається відкритим основне питання: який саме з механізмів - нерадіальні пульсації, магнітогідродинамічні ефекти, вплив супутника або щось інше - несе відповідальність за виникаючу в атмосфері зорі нестабільність, що веде до виникнення Ве феномену. Детальне вивчення довготривалої змінності параметрів оболонок, передусім на початкових стадіях їх існування та на стадіях зміни рівню активності, є принципово важливим для створення як моделей оболонок окремих зір, так і для загальної теорії Ве феномену. Тому дослідження пошукувача були спрямовані на визначення основних параметрів спектральних ліній обраних зір та характеру змінності емісії протягом часу.

Зв'язок роботи з науковими програмами АОК МДПУ.

Відображені в дисертації результати досліджень пошукувача є продовженням на сучасному рівні спектральних досліджень, які проводилися в Астрономічній обсерваторії МДПІ-МДПУ, починаючи з 1975 року. Тематика дослідження близька до теми 1.8.5.1.2. “Зорі з оболонками, виникнення емісійних ліній в атмосферах зір”, 01.87.0003059.

Мета та задачі дослідження:

Загальною метою дослідження було визначення по спектрограмах з високими роздільною здатністю та відношенням сигналу до шуму властивостей довготривалих варіацій параметрів спектральних ліній для Ве зір з різними домінуючими типами змінності, а саме:

1. Визначення параметрів змінності емісії в Cep.

b Cep є складним об'єктом, що показує фізичну змінність різного походження, в тому числі варіації блиску, інтенсивності та форми спектральних ліній, магнітного поля, променевої швидкості на різних часових інтервалах. Емісія в лініях у цієї зорі відзначалася різними авторами, але до цього часу b Cep як Ве зоря не вивчалася.

2. Детальне вивчення и визначення параметрів довготрівалї змінності емісійного спектру Ве зорі пізнього спектрального підкласу п And при переході від В до Ве/shell фази (по лінії Нб). Визначення розмірів області формування лінії Нб для п And на різних стадіях існування її оболонки.

3. Визначення основних характеристик емісійної лінії Нб і лінії HeI l6678 в спокійній та активній стадіях існування оболонки зорі ж Tau.

4. Уточнення фізичних характеристик невидимого супутника ж Tau по спостереженнях у ближньому інфрачервоному діапазоні.

5. Визначення діапазону змінності основних параметрів лінії Нб, що пов'язано з емісійною активністю ЕМ Cep, зорі, яка, можливо, належить до змінних зір типу l Eri.

Наукова новизна отриманих результатів.

Наукова новизна роботи полягає в отриманні нових спостережних результатів та їх інтерпретації, а саме:

1. Автором дисертації в ряді робіт, виконаних самостійно або у співпраці з науковим керівником, вперше проведено дослідження довготривалої змінності емісії в лінії Нб для в Cep. Аналіз історичного спостережного матеріалу показав, що в Cep на протязі ХХ сторіччя декілька разів показувала ознаки емісії в лінії Нб, однак довготермінова змінність емісії не досліджувалась. Вперше знайдені: тривалість емісійного епізоду в Cep та діапазон зміни еквівалентної ширини лінії Нб внаслідок емісії, описані особливості V/R варіацій цієї зорі. Показано, що V/R варіації в Cep не є звичайними для Ве зірок; надано інтерпретацію цієї V/R змінності. Знайдено променеву швидкість оболонки. Отримано оцінку маси близького супутника в Cep.

2. По спостереженнях Ве зірки п And вперше детально досліджено особливості початкової стадії розвитку оболонки, які, найбільш імовірно, пов'язані з відносно низькою температурою зірки, та трансформацію спектру В®Ве®Ве/shell. Визначено розміри області формування емісійної лінії Нб на різних стадіях розвитку оболонки.

3. По спостереженнях лінії Нб і лінії HeI l6678 автор простежив перехід до фази високої активності і розвиток V/R змінності Ве/shell зорі ж Tau. Одержано тривалість циклу V/R змінності цієї зорі, яка підтверджує теорію осциляцій глобально-неоднорідного навколокеплерівського диску.

4. По спостереженнях у ближньому інфрачервоному діапазоні (область лінії водню Р13 л8502) уточнено фізичні характеристики супутника ж Tau та показано, що у подвійній системі ж Tau, найбільш імовірно, супутником є гарячий гелієвий субкарлик, а не холодна зоря, як вважалось раніше.

5. Вперше знайдено характеристики змінності основних параметрів емісії в лінії Нб для зорі ЕМ Cep. Це одна з небагатьох Ве зір, достатньо яскравих для спостережень з високою спектральною роздільною здатністю, точно визначеними віком та еволюційним статутом. Показано, що ця зоря, найвірогідніше, є змінною зорею типу l Eri.

Особистий внесок пошукувача.

Використані в роботі спектрограми були отримані пошукувачем особисто або у співпраці з науковим керівником. Подальша робота виконана пошукувачем самостійно, у тому числі опрацювання всіх спостережень, їх подальший аналіз та оцінка точності, розрахунки по моделюванню профілів спектральних ліній та порівняння модельних профілів із спостереженнями. Інтерпретація одержаних результатів та формулювання остаточних висновків також виконані особисто пошукувачем.

Достовірність основних результатів роботи забезпечується повнотою та якістю спостережного матеріалу, коректністю використаних допущень, а також добрим узгодженням отриманих результатів з результатами, отриманими раніше або іншими авторами.

Апробація результатів.

Основні результати дисертаційної роботи доповідались на наукових семінарах Кримської астрофізичної обсерваторії та 12-х міжнародних наукових конференціях, а саме:

міжнародна наукова конференція "Наша Галактика" (Москва, Росія 1996);

міжнародна наукова конференція "Современные проблемы астрономии", (Одеса, Україна, 1996);

міжнародна наукова конференція "Переменные звезды" (Одеса, Україна, 1997);

IV з'їзд Української Астрономічної Асоціації (Київ, Україна, 1997);

IV з'їзд Євро-Азійського астрономічного товариства (Москва, Росія, 1997);

JENAM-98, 7th European & Annual Czech Astronomical Society Conference "Prospects of Astronomy and Astrophysics for The New Millennium" (Prague, Czechia, 1998);

міжнародний колоквіум "Разработка наблюдательных программ к наземным исследованиям для действующих и планируемых космических экспериментов" (Миколаїв, Україна, 1998);

IAU Colloquium 175 "The Be-Phenomenon in Early-Type Stars" (Alicante, Spain, 1999);

"The Universe of Gamov: Original Ideas in Astrophysics and Cosmology" (Odessa, Ukraine, 1999);

Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-2000. (Moscow, Russia, 2000);

International Conference “UKRASTRO-2000. Astronomy in Ukraine - 2000 and Beyond” (Київ, Україна, 2000);

міжнародна меморіальна конференція “Астрономія 2000” (Одеса, Україна, 2000).

Публікації.

Матеріалі дисертації опубліковано у 5-х статтях обсягом від 4 до 7 сторінок та в тезах конференцій. Перелік публікацій наведено нижче. Загальна кількість публікацій за темою дисертації - 13. Електронні версії опублікованих таблиць параметрів спектральних ліній, розміщуються у базі даних Астрономічного Центру Даних РАН - філії Страсбурзького Центру Даних (CDS).

2. Структура та обсяг дисертаційної роботи

Дисертація складається із вступу, п'яти розділів, висновків, списку використаних літературних джерел, що містить 165 найменувань, та додатків Загальний обсяг дисертаційної роботи - 139 сторінок, у тому числі 105 сторінок тексту, 29 малюнків, 3 таблиці та 6 додатків.

У Вступі наведено опис основних властивостей Ве зір, сучасного стану проблеми вивчення Ве зір та Ве феномену, обґрунтовано актуальність теми, вказано зв'язок з науковими програмами організації, де виконувалася робота, визначено мету роботи, відображено новизну та особистий внесок пошукувача, а також викладено структуру дисертації.

У Першому розділі подано основи методики спостережень та обробки високодисперсійних спектрограм, описано процедури визначення основних параметрів спектральних ліній, змінність яких використовувалася для подальшого аналізу. Усі спостереження були одержані у Кримській астрофізичній обсерваторії з спектрографом, встановленим у фокусі куде 2.6-метрового телескопу ім. академіка Г.А. Шайна з ПЗЗ приймачами випромінювання. В роботі використані спостереження області лінії водню Нб л6563 для зір b Cep (62 спектрограми, одержано за 41 ніч спостережень), o And, (145 спектрограм, одержано за 101 ніч спостережень), z Tau (35 ночей та спектрограм), і EM Cep (41 спектрограма, одержано за 27 ночей спостережень), а також спостереження області лінії HeI л4471 - Mg II л 4481 (17 спектрограм) для зорі b Cep та HeI л6678 (14 спектрограм) і області лінії водню Р13 л8502 для зорі z Tau (9 спектрограм), які проводилися із зворотною лінійною дисперсією 6 або 3 Е/мм (реєструвалась ділянка спектру довжиною близько 30 або 60 Е).

Другий розділ присвячений дослідженню змінності емісійного спектру в Cep у 1990 - 2000 рр. У розділі показано, що активність в Cep як Ве зорі проявляється в епізодичних появах емісії у лінії водню Нa. Активність оболонки у b Сер може продовжуватися біля 10 років, та спокійна фаза може мати тривалість 10 - 15 років.

Повний профіль лінії Нa на протязі емісійного епізоду має виражену двокомпонентну структуру, але зміни відношення інтенсивності синього і червоного емісійних піків профілю (V/R) не пов'язані з активністю оболонки. Еквівалентна ширина повного профілю лінії змінюється від -0.6 до 2.5 Е. Відношення V/R змінюється від 1.01 до 0.95 з періодом, якій дорівнює періоду основної моди пульсації b Сер, що пов'язано з суперпозицією профілю оболонки та фотосферного профілю зорі.

Зміщення ядра повного профілю лінії ha, як і зміщення ліній дублету вуглецю C II, пов'язано с фазою пульсаційного періоду. Профіль емісійної компоненти лінії ha, одержаний після урахування фотосферного профілю зорі, в основному має достатньо плоску вершину з невеликим абсорбційним компонентом, таким чином, оболонка b Сep спостерігається у проміжному положенні, але ближче до випадку, коли вісь обертання близька до променя зору (pol-on). Інтенсивність емісії зменшується при практично незмінній формі повного профілю лінії Нa та при майже постійному значенні ширини емісійного компоненту лінії на половинній інтенсивності. Кореляції еквівалентної ширини лінії з періодом змінності магнітного поля не знайдено.

Променева швидкість емісійного компоненту значуще відрізняється від променевої швидкості самої зорі. Це можна вважати наслідком того, що оболонка утворюється навколо супутника в Cep.

Отримано оцінку маси близького супутника в Cep, яка відповідає відношенню променевих швидкостей: 7 - 8 M¤. При такому значенні маси та віці системи b Сep від 9.2Ч106 років до 9.6Ч106 років супутником є зоря спектрального типу В3-В6 V. Проте, при спостереженнях в області лінії HeI л4471 - Mg II л 4481 спектральних ліній супутника не знайдено, що може бути зв'язано з великою швидкістю його обертання, характерною для Ве зір. Таким чином, Ве феномен у випадку в Cep, може бути пов'язаним із супутником, а не з головним компонентом системи.

У Третьому розділі аналізується змінність параметрів спектральної лінії Нб пізньої Ве зорі п And при трансформації спектру B®Be®Be/shell, та детально вивчаються початкові фази розвитку оболонки. Виявлено особливості розвитку оболонки, які, ймовірно, пов'язані з відносно низькою температурою зорі. Виявлено також, що у початковій стадії розвитку оболонки o And показує нехарактерну для більшості Ве зір змінність профілю лінії ha, а саме збільшення глибини лінії та зменшення її напівширини. Амплітуда отих змін може сягнути 10%. Розвиток оболонки йде повільно та немонотонно. Типовий емісійний спектр виникає на кілька місяців пізніше, ніж з'являються перші зміни у профілі лінії Hб, а саме тоді, коли оболонка відійде на досить велику відстань від зорі. Типову для shell-фази форму профіль лінії одержує, коли область формування лінії становить більш, ніж 1.8 радіусу зорі. У стаціонарній фазі існування оболонки лінія демонструє характерні для класичних Ве зір неправильні варіації профілю. На початковій стадії скидання оболонки найбільш чутливими параметрами лінії Нб є на півширина лінії на половинній інтенсивності і остаточна інтенсивність у центрі лінії, а для shell-фази більш суттєвими є зміни еквівалентної ширини лінії та різниці швидкостей синього і червоного піків інтенсивності емісійного профілю. У стаціонарній стадії існування оболонки область, у якій формується лінія Нб, має розміри від 2 до 3 радіусів зорі.

У Четвертому розділі виявлено розбіжності в параметрах профілю лінії Нб и HeI l6678 в стадії спокійної оболонки та при розвинутій V/R-змінності для Ве/shell зорі ж Tau.

У фазі низької активності оболонки ж Tau еквівалентна ширина емісійної лінії Нб змінюється від 7 до 12 Е, відношення V/R, зостаючись більше 1, змінюється нерегулярно та в невеликих межах, профіль лінії має двокомпонентну структуру, інтенсивності синього та красного піків відрізняються незначно. Променева швидкість абсорбційного компоненту оболонки близька до променевої швидкості самої зорі та змінюється у межах 40 км/с.

Після переходу оболонки у фазу високої активності еквівалентна ширина емісійної лінії Нб збільшилась до 19-26 Е, виникла циклічна V/R змінність. Профіль емісійної лінії Нб набуває складної форми, у якої просліджуються декілька піків інтенсивності та дуже широкі крила. Розкид значень променевої швидкості абсорбційного компоненту сягає 230 км/с.

Крім того, в активній фазі час, коли V/R >1, приблизно дорівнює часу з V/R <1, а довжина циклу V/R змінності дорівнює приблизно 2.5 роки, що підтверджує теорію осциляцій глобально-неоднорідного диску.

Довготривала змінність форми профілів лінії гелію He I l6678 відображає структуру внутрішніх частин оболонки.

По інфрачервоних спостереженнях проведено оцінку фізичних характеристик супутника ж Tau. У спектрі z Tau в ділянці лл8487 - 8515 Е присутня тільки лінія водню Р13 л8502.49 з невеликою емісією у червоному крилі лінії, яка належить первинному компоненту - гарячій зорі. Лінія Са II л8498 не перевищує рівня шумів спектрограм. Тобто, якщо супутник z Tau - зоря класу пізнішого ніж А9, як то вважалося раніше, то в досліджуваної ділянки спектру він не може мати світність більш, ніж 1% від світності самої z Tau. Таким чином супутник не може бути зорею пізнього спектрального класу. Найбільш імовірно, що подвійна система z Tau пройшла стадію обміну мас та до неї тепер входять Ве зоря та гарячий гелієвий субкарлик, як у системі ц Per.

У П'ятому розділі досліджується змінність емісійної активності ЕМ Cep - зорі, що належить до розсіяного скупчення NGC 7160. Одержано діапазон змін еквівалентної ширини лінії та остаточної інтенсивності у центрі лінії. Форма профілю лінії при виникненні емісії має двокомпонентну структуру, інтенсивності синього та красного піків відрізняються незначно. V/R змінності у ЕМ Cep не знайдено. Розміри частини оболонки, у якій формується лінія Нб, змінюються від 3 до 1 радіусу зорі. Знайдено, що активність оболонки ЕМ Cep має три рівня, які спостерігаємо як відсутність емісії, швидку змінність емісії або стійку емісію у лінії Нa. Показано, що фаза стабільної емісії змінюється фазою, в якій ознаки емісії з'являються та зникають на протязі десятків днів, та що по характеристикам фотометричної та емісійної змінності ця зоря дуже близька до Ве зір типу l Eri.

У Висновках підсумовано одержані пошукувачем результати спостережень та дано їх інтерпретацію для Ве зір в Cep, п And, ж Tau и ЕМ Cep, а також представлено найважливіші висновки роботи.

Основні результати та висновки

1. Визначені: тривалість емісійного епізоду b Cep, діапазон зміни еквівалентної ширини лінії Нa при виникненні та зменшенні емісії, особливості V/R варіацій цієї зорі. Променева швидкість оболонки, знайдена з урахуванням фотосферного профілю b Cep, помітно відрізняється від променевої швидкості зорі. Одержано оцінку маси супутника: 7 - 8 M¤. Дано інтерпретацію особливостей V/R, та показано, що Ве феномен у випадку b Cep може бути пов'язаний із супутником, а не з головним компонентом подвійної системи.

2. Для відносно холодної зорі o And одержано значення розмірів оболонки на початкових стадіях її формування та в shell-фазі. Показано, що на початку існування оболонка тільки змінює форму профілю лінії водню Нa, але як власне оболонка вона починає спостерігатися пізніше, коли відійде на деяку відстань від зорі. Часом у початковій стадії профіль лінії Нa повертається до чисто фотосферного.

3. Для V/R змінної Be/shell зорі z Tau знайдено значення параметрів ліній водню Нa та гелію НеI l6678 при переході оболонки із спокійної стадії до активної.

В активній фазі оболонки z Tau час, коли V/R >1, приблизно дорівнює часу з V/R <1, а довжина циклу V/R змінності дорівнює приблизно 2.5 рокам, що підтверджує модель осциляцій глобально-неоднорідного диску.

4. По інфрачервоних спектрах області лінії водню Р13 л8502 показано, що супутник z Tau не може бути зіркою спектрального класу А9 або холоднішою. Найбільш імовірно, що подвійна система z Tau пройшла стадію обміну маси та до неї тепер входять Ве зоря та гарячий гелієвий субкарлик, як у системі ц Per.

5. Одержано значення параметрів лінії водню та розміри області, в якій виникає емісія Нa, для різних стадій емісійної активності ЕМ Сер. По характеристиках фотометричної та емісійної змінності ЕМ Сер дуже близька до Ве зір типу l Eri.

Одержані результати дозволять деталізувати опис Ве феномену, що є важним для створення детальної теорії Ве феномену в цілому та пояснення ролі Ве стадії в еволюції гарячих зір, що швидко обертаються.

Основні результати дисертації опубліковані в таких статтях

1. Панько Е.А., Таpасов А.Е. Долговременная переменность эмиссионного спектра Be-звезды в Цефея. // Письма в Астрономический Журнал. - 1997.- T.23, № 8. - C. 620 - 625.

2. Panko E.A. The Shell Activity of Be/shell Star ж Tauri in 1985 - 1997. // Odessa Astronomical Publications. - 1997. - V. 10. - P. 72 - 75.

3. Панько Е.А. Вариации лучевой скорости лініи Hб звезды в Cephei в 1994 - 1998 годах. // Кинематика и физика небесных тел. - 1999. - Т. 15, № 6. - С. 509 - 515.

4. Panko E.A., Tarasov A.E. Variations of the в Cephri Hб Line Parameters at 1994 - 1998. // Odessa Astronomical Publications. - 2000. -V. 12. - P. 227 - 230.

5. Panko E.A., Tarasov A.E. Variability of the Ha Emission in the Be Star o Andromedae // Рublications of the Astronomical Society of the Pacific, Conference Series. Ed. by M.A. Smith, H.F. Henrichs and J. Fabregat. - 2000. - V.214. - P.543 - 546.

1. Pan'ko E.A. Activity of the Be/shell star ж Tauri. // Information Bulletin UAA. 1997. № 12. P.80 - 81.

2. Pan'ko E.A. “Research for IR spectrum of a star ж Tauri.” // Information Bulletin UAA. 1997. № 12. P.85.

3. Panko E.A., Tarasov A.E. “Variability of Emission Нб Line of star п Andromedae” // IAU Colloquium 175. "The Be-Phenomenon in Early-Type Stars". Abstracts. Alicante, Spain, 1999. P.144.

4. Panko E.A. “The Parameters Variations of EM Cephei Нб Line at 1986, 1990-93 and 1996-98” / /"The Universe of Gamov: Original Ideas in Astrophysics and Cosmology". Abstracts. Odessa, 1999. P.81.

5. Panko E.A., Tarasov A.E. “Variations в Cephei Нб Line Parameters at 1994 - 1998” // "The Universe of Gamov: Original Ideas in Astrophysics and Cosmology". Abstracts. Odessa, 1999. P.82.

6. Panko E.A. ж Tauri at 1995 - 1999: the variability of hydrogen and helium lines. // Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-2000. Abstracts. Moscow, 2000. P. 85.

7. Panko E.A., Tarasov A.E. o Andromedae - shell outburst 1986 - 1999 // “UKRASTRO-2000. Astronomy in Ukraine - 2000 and Beyond (Impact of International Cooperation)” Abstracts. Kyiv, 2000. P.30. http://www.mao.kiev.ua/mao-2000

8. Панько Е.А., Тарасов А.Е. Особенности начальной стадии развития оболочки o And. // Международная мемориальная конференция “Астрономия 2000”. Тезисы докладов. Одесса, 2000, С. 28.

Summary

Panko E.A Long-term variability of the emission spectra of Be stars of different types. Manuscript. The thesis on search of the scientific degree of candidate of physical and mathematical sciences, specialty 01.03.02 - astrophysics and radio astronomy. Mykolaiv state pedagogical university, Mykolaiv, 2000.

The dissertation contains the results of study of the long-term emission activity of Be stars with different dominating variability types: в Cep, п And, ж Tau, EM Cep. Star variability was analyzed by patrol observations obtained at 1985 - 2000. The characteristics of variability of Нб line basic parameters were studied and interpreted.

All program stars are members of multiple systems, but secondary component have not the direct influence on envelope in all cases. Emission phase of program stars have duration from a few months (EM Cep) to decades (ж Tau). The evaluation of secondary component parameters for в Cep and ж Tau were obtained.

The results, which were obtained for all program stars premise work out in detail Be phenomenon description and define more exactly the role of Be stage in hot fast-rotating stars.

Key words: emission line: profiles: Be-stars: shell stars:

Анотація

Панько О.О. Довготривала змінність емісійних спектрів Ве зірок різних типів. Рукопис. Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.02 - астрофізика, радіоастрономія, Миколаївський державний педагогічний університет, Миколаїв, 2000.

Дисертація містить результати досліджень довготривалих варіацій емісійної активності Ве зір з різними домінуючими типами змінності: в Cep, п And, ж Tau, EM Cep. Аналіз змінності проводився по ряду патрульних спостережень, які були отримані у 1985 - 2000 рр. Одержано та надано інтерпретацію змінності основних параметрів лінії Нб для зір програми.

Всі зорі, що дослідувалися, входять до кратних систем, але безпосереднього впливу супутника на оболонку не знайдено в жодної. Емісійна фаза у зір програми спостерігається на інтервалах часу від кількох місяців (EM Cep) до десятиріч (ж Tau). Одержано також оцінки параметрів супутників в Cep та ж Tau.

Одержані результати дозволять більш деталізувати стан речовини оболонок Ве зір, що є важливим для створення детальної теорії Ве феномену в цілому та для уточнення ролі Ве стадії в еволюції гарячих зір, що швидко обертаються.

Ключові слова: емісійні лінії: профілі: Ве зорі: зорі з оболонками

Аннотация

Панько Е.А. Долговременная переменность эмиссионных спектров Ве звезд различных типов. - Рукопись. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия. Николаевский государственный педагогический университет, Николаев, 2000.

Диссертация содержит результаты исследований долговременной переменности 4-х Ве звезд с различными доминирующими типами переменности. Основной задачей диссертации было исследование изменений параметров оболочек по вариациям эмиссионной линии водорода Нб для в Cep, п And, ж Tau и EM Cep.

Были получены следующие результаты:

1. Активность b Сep как Ве звезды проявляется эпизодическими появлениями эмиссии в линии Нa. Продолжительность активной фазы b Сep - около 10 лет, спокойная фаза может иметь продолжительность около 10-15 лет. Вариации отношения V/R интенсивностей синего и красного пиков полного профиля линии Нa не связаны с активностью оболочки. Профиль эмиссионной составляющей линии ha, в основном, имеет достаточно плоскую вершину с небольшим абсорбционным компонентом, т.е. оболочка b Сep наблюдается в промежуточном положении, но ближе к pol-on. Получена оценка массы спутника b Сep: 7 - 8 M¤.

2. Развитие оболочки п And имеет особенности, связанные с относительно низкой температурой звезды. Развитие типичного эмиссионного спектра происходит только спустя несколько месяцев после возникновения первых изменений в профиле линии Hб, когда оболочка отходит на достаточное расстояние от звезды и высвечивается собственно как оболочка. Типичную для shell-фазы форму профиль линии приобретает, когда область формирования линии становится больше 1.8 R*. Продолжительность shell-фазы п And 11 лет, что превышает длительность существования ранее наблюдавшихся оболочек.

3. Для Ве/shell звезды ж Tau прослежены различия в параметрах профиля линии Нб и HeI l6678 в спокойной стадии оболочки и при развитых V/R переменности отношения интенсивностей синего и красного пиков профиля линии Нa. Полученная продолжительность цикла V/R переменности подтверждает теорию осцилляций глобально-неоднородного диска (one-armed global disk oscillations). Показано, что форму профиля линии гелия HeI l6678 можно объяснить суперпозицией фотосферного и оболочечного профиля, причем основную роль в формировании линии играет оболочка. По инфракрасным наблюдениям уточнена оценка физических характеристик невидимого спутника.

4. Для Ве звезды ЕМ Cep, получен диапазон изменения эквивалентной ширины линии Hб при развитии оболочки и размеры области, в которой возникает эмиссия. Показано, что по характеристикам как фотометрической, так и эмиссионной переменности, ЕМ Cep, вероятнее всего, относится к переменным типа л Eri.

Результаты, полученные для всех звезд программы, позволяют детализировать описание Ве феномена, что важно для создания детальной теории Ве феномена в целом и уточнения роли Ве стадии в эволюции горячих быстровращающихся звезд.

Ключевые слова: эмиссионные линии: профили: Ве звезды

Размещено на Allbest.ru

...