Спектральная микропеременность горячих звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Бурлакова, Татьяна Евгеньевна

• Бурлакова, Татьяна Евгеньевна
• кандидат физико-математических наук
• 2011

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Бурлакова, Татьяна Евгеньевна

Оглавление

Введение

1 Методы получения и обработки звездных эшелле-спектров

1.1 Эшелле-спектрометр НЭС БТА

1.2 Спектрограф BOES Бонхыонсанской астрофизической обсерватории

1.3 Обработка спектров

1.3.1 Первичная редукция данных

1.3.2 Калибровка по длинам волн эителле-спсктров

1.3.3 Проведение континуума и процедура стыковки спектральных порядков

1.4 Исследование стабильности метода панорамного восстановления континуума спектров звезд

1.5 Анализ переменности в спектрах

1.5.1 Фурье-Анализ

1.5.2 Вейв лет-анализ

1.6 Выводы

2 Переменость профилей линий, связанная с нерадиальными пульсациями в звездах ранних спектральных классов

2.1 Медленно пульсирующая звезда ¿Her

2.1.1 Наблюдения и обработка спектров

2.1.2 Обсуждение результатов

2.2 Тройная система 5 Ori

2.2.1 Наблюдения и обработка спектров

2.2.2 Вклады различных компонент системы в профили линий

2.2.3 Вариации средних профилей. Разностные профили

2.2.4 Анализ спектра временных вариаций разностных профилей линий

2.2.5 Всйвлет-анализ вариаций профилей линий

2.2.6 Поиск регулярной переменности

2.2.7 Обсуждение результатов

2.3 Выводы

3 Переменость профилей линий, связанная с вращением звезд ранних спектральных классов

3.1 Вариации профилей в спектре звезды р Leo

3.1.1 Фурье-анализ наблюдений pLeo

3.1.2 Обсуждение результатов

3.2 Спектральное исследование переменности Штарковских профилей Бальмеровских линий спектра звезды О Aur

3.2.1 Теоретическое обоснование задачи поиска переменности штарковских профилей спектральных линий в спектрах магнитных звезд спектральных классов

F-B

3.2.2 Наблюдения

3.2.3 Анализ данных

3.3 Выводы

4 Спектральные исследования звезды Feige 34

4.1 Спектральный мониторинг звезды Feige 34

4.2 Вариации лучевых скоростей в спектре Feige 34

4.3 Выводы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Спектральная микропеременность горячих звезд»

Введение

Диссертация посвящена поиску, исследованию и интерпретации быстрых (от нескольких часов до нескольких дней) изменений малой амплитуды в спектрах горячих звезд разных классов светимостей. Несмотря на то, что исследуемые звезды находятся на разных стадиях звездной эволюции от Главной Последовательности (ГП) до звезд-гигантов, или относятся к далеко проэволюционировавшим горячим субкарликам, всех их объединяет принадлежность к группе горячих, конвективно-спокойных звезд, у которых отсутствует конвекция во внешней оболочке, как у более холодных звезд поздних спектральных классов (от поздних Р и холоднее). Однако, это не означает, что конвекционные зоны у горячих звезд вообще отсутствуют. Эти звезды могут иметь конвективные слои и ядра глубоко под фотосферой, но поверхностные слои таких звезд свободны от масштабного конвективного перемешивания. Это обстоятельство делает возможным объединение их в один класс по ряду физических проявлений, являющихся для них общими. Особенностью таких звезд является то, что амплитуды вариаций профилей их спектральных линий малы и не превышают 0.5 - 2% в единицах континуума. По этой причине переменность профилей спектральных линий исследуемых звезд в представляемой работе названа микропеременностыо.

На уровне таких малых амплитуд переменности спектров следует ожидать проявлений целого ряда физических эффектов около звездных поверхностей. Например, из высоких температур О-В звезд следует наличие значительного радиационного давления в их атмосферах, что приводит к генерации заметных ветровых истечений [13]. Относительно спокойные, вследствие отсутствия конвекции, атмосферы таких звезд могут характеризоваться наличием регулярных, крупномасштабных магнитных полей значительных напряженностей и связанных с ними атмосферных химических неоднородностей [51]. Эти неоднородности сохраняют свою структуру неизменной в течение значительных промежутков времени, что, вследствие вращения звезд, вызывает периодические изменения

с

малой амплитуды в их спектрах и что, в свою очередь, дает возможность точно измерять периоды таких изменений. Изменения малой амплитуды в спектрах горячих О-В звезд могут быть вызваны также нерадиальными пульсациями (распространяющиеся волны плотности в атмосферах звезд). Таким образом, физические проявления таких процессов, являющиеся причиной спектральной переменности этих звезд, во многом схожи и разница только во временных шкалах и амплитудах ожидаемых спектральных изменений, что послужило основанием для объединения исследуемых в диссертации звезд разных классов светимостеы по принадлежности их к группе горячих, конвективно-спокойных звезд. В настоящем введении к диссертации приводятся: сведения об изучаемых объектах и обсуждается классификация проявлений нестационарности у этих звезд, н дается общая характеристика объектов исследования. Дается общая характеристика диссертационной работы, обсуждаются цели и задачи исследования, его научная новизна, научная и практическая значимость работы, основные результаты, выносимые на защиту и список публикаций, в которых представлены эти результаты. В необходимых случаях указан личный вклад автора. Указано, на каких отечественных и международных конференциях были доложены результаты работы. Дается краткое содержание диссертации.

Вводные исторические и классификационные замечания по нестационарным проявлениям у звезд

Первые сведения (подробные исторические и обзорные справки см. в [100, 106, 115], о явлении звездной переменности доходят до нас из древности. Эти сведения носят отрывочный характер, зачастую мистифицированы, противоречивы п трудно поддаются, какой-либо систематизации. Систематические же исследования переменных звезд методами рациональной науки берут начало в средневековой Европе. В 1572" г. и затем в 1604 произошли два, сравнительно редких и, в то же время, замечательных астрономических события - вспышки т.н. "сверхновых звезд", которые впервые наблюдались европейскими астрономами Тихо Браге и Иоганном Кеплером В результате таких вспышек, которые являются ничем иным как взрывами звезд, их гибелью на конечной стадии эволюции с образованием вырожденных звезд, яркость звезды увеличивается в тысячи и более раз. Эти два события принято считать началом истории

системного исследования звездной переменности.

В 1596 Давид Фабрициус обнаруживает, что звезда Омикрон в созвездии Кита периодически то появляется на небе, то исчезает. В 1642, Йохапнес Гевелий назвал эту звезду Мирой. Эти открытия, наконец, продемонстрировали миру, что звездное небо не является чем-то вечным и незыблемым, как следовало из ортодоксальных учений Аристотеля и ряда других философов древности. Обнаружение переменных звезд фактически дало старт астрономической революции шестнадцатого и начала семнадцатого веков, в результате которой доминирующий в астрономии метод созерцательного размышления (ныне трансформированный в методы теоретической астрофизики) был серьезно потеснен методом наблюдательной астрономии, основанным на рациональных наблюдениях.

В 1786 было известно, и уже достаточно хорошо изучено, двенадцать переменных звезд. Среди них первая затменно-двойная переменная звезда Алголь, обнаруженная Джеминиано Монтанарри в 1669 г. Джон Гуд-рик в 1784 году дает объяснение переменности этой звезды. И, начиная с 1850, число известных переменных звезд стало увеличиваться лавинообразно, особенно после изобретения фотографии в 1890, когда стало возможным инструментальное исследование переменных звезд. Последнее издание общего каталога переменных звезд [107] содержит списки почти 40000 переменных звезд нашей галактики, а также 10000 звезд в других галактиках, и свыше 10000 звезд, заподозренных в переменности.

После бурного развития исследований звездной переменности ко второй половине XIX столетия и, в особенности, сразу после открытия и введения в наблюдательную астрономическую практику спектрального анализа становится ясно, что нестационарные проявления в мире звезд распространены чрезвычайно широко и речь может идти не о десятках необычных объектов, а о многих тысячах переменных звезд.

Ко второй половине ХХ-го столетия, после введения в астрономическую практику эшелле-спектрографов [30, 103] и их вакуумных разновидностей [57] становится очевидно, что все наблюдаемые звезды так или иначе переменны. Это понимание потребовало от исследователей переменных звезд классифицировать такие звезды по признаку значительности амплитуд наблюдаемых переменностей их физических характеристик, чтобы отсечь от остальных звезд, которые так или иначе также обнаруживают ту или иную переменность малой амплитуды (микропеременность). Согласно выше сказанному, определим переменную звезду как звезду, претерпевающую значительные, или даже катастрофн-

ческне изменения ее наблюдаемых характеристик в короткий (от секунд до нескольких лет) промежуток времени. Остальные же, "стационарные" звезды, если и имеют какие-то изменения в спектрах, вследствие протекания нестационарных процессов в их атмосферах, характеризуются очень малыми вариациями звездных параметров по сравнению с глобальными (сотни н более процентов) изменениями наблюдаемых характеристик у переменных звезд.

В связи с таким историческим разделением звезд на группы переменных и стационарных, исследования микроперемениости у звезд и, в особенности, их .быстрой микропеременности (переменности малой амплитуды на временных масштабах от секунд до дней) в настоящее время являются самостоятельным разделом астрофизики. Этот раздел, хотя и тесно связан с классическими исследованиями переменных звезд, все же является существенно новым. Одним из наиболее важных направлений в исследованиях микропеременности стала астросейсмологня - исследование внутреннего строения звезд по анализу частот их собственных пуль-сационных мод (см., например, [7]).

Другой важный раздел, где понятие быстрая микропеременность играет особую роль, является исследование звездных ветров [13]. Наконец, вращательная микропеременность (фотометрическая и спектральная переменность малой амплитуды, вследствие модуляции собственным вращением звезды) играет определяющую роль в изучении пятенных и магнитных структур на звездах [44]. В данной диссертации представлены спектральные исследования звезд в рамках этих трех разделов. Далее мы приводим классификацию по тем типам звездной переменности, которые в той или иной степени являются предметом настоящего исследования (классификация приводится согласно [100, 106, 115]).

Коротко-периодические радиальные звездные пульсации

Большинство пульсирующих звезд демонстрируют периодически повторяющийся цикл расширения и сжатия тела звезды (т.н. радиальные пульсации). Эти звезды делятся на два основных, наиболее важных подкласса, - короткопериодические звезды типа звезды 5 Сер (цефеиды) с периодами пульсаций от дней до месяцев, и долгопериодические пульсирующие звезды с периодами более одного года. Обе эти группы звезд показывают регулярную переменность без каких-либо существенных сбоев периодичности

Цефеиды и им подобные звезды Эта группа звезд состоит из нескольких родов пульсирующих звезд, циклы расширения и сжатия которых происходят в высшей степени регулярно. Замечательным является факт наличия у этих звезд связи между периодом их пульсаций и их абсолютной звездной величиной. Эта важная особенность позволяет легко и с высокой точностью измерять расстояние до цефеид, определяя всего лишь период их пульсаций. Такая особенность играет неоценимую роль в космологических исследованиях. Эти звезды получили название "Маяки Вселенной". Так же у них установлено наличие связи период - средняя плотность звезды. К цефеидам обычно относятся звезды спектральных классов F-K.

Пульсирующие звезды типа 5 Сер представлены желтыми звездами-гигантами, которые пульсируют с очень регулярными периодами. Обычно эти звезды так же причисляют к классу классических Цефеид, имеющих периоды пульсаций от одного дня до нескольких недель.

Пульсирующие звезды типа WVir - похожи.на классические цефеиды с той лишь разницей, что они принадлежат к старейшим звездам нашей галактики, имеющим низкое содержание тяжелых элементов. Для этих звезд зависимость период-светимость слегка отличается от аналогичной для классических цефеид.

Пульсирующие звезды типа RRLyr - Подобно звездам типа WVir, это старые звезды с низким содержанием тяжелых элементов. Кроме того, они имеют относительно низкую светимость и температуры, характерные температурам звезд спектрального класса А. Периоды пульсаций изменяются от нескольких часов до дней с амплитудами от 0.2 до 2-х звездных величин.

Звезды типа 5 Set - звезды с очень короткими периодами от 0.01 до 0.2 дня и амплитудами переменности ниже 0.9 звездной величины.

Звезды типа SX Phoenix Это звезды спектральных классов от А2 до F5 (очень сходны по свойствам звезд типа 6 Set). Флуктуации их блеска происходят с амплитудами порядка 0.7 зв. величины и с периодами 1-2 часа.

Горячие, бело-голубые звезды ранних спектральных классов (О и В) —

гигантские, очень горячие звезды, демонстрирующие пульсации малой амплитуды на коротких периодах.

Пульсирующие звезды типа /3 Сер - также пульсирующие звезды, с короткими (менее дня) периодами пульсаций и малыми (< 0.3 зв. величины) амплитудами изменения блеска.

Радиальные пульсации с большими периодами и квазирегулярные пульсации

Кроме описанных выше короткопериодических пульсирующих звезд, демонстрирующих, как правило, регулярные изменения блеска, существует многочисленная группа красных (холодных) гигантских звезд, пульсирующих с периодами от нескольких недель до нескольких лет. Их периоды далеко не всегда постоянны и могут изменять их длительность от цикла к циклу.

Мприды - звезды типа о Cet, названной Мирой, (см. историческую справку выше). Эти звезды представлены очень холодными сверхгигантами, демонстрирующими исполинские радиальные пульсации с амплитудами от 2.5 до 11 звездных величин. Периоды пульсаций порядка одного года.

Полурегулярные переменные звезды обычно красные сверхгиганты. Иногда они могут показывать почти регулярные вариации со случайными изменениями периодов, но в целом их цикличность не является строго периодической. Наиболее ярким представителем этой группы звезд является одна из ближайших к нам звезда Бетельгейзе, которая меняет свой блеск с амплитудой в одну звездную величину.

Переменные звезды типа RVTau - яркие желтые сверхгиганты, чередующие глубокие и пологие минимумы на их кривых блеска. Эта бимодальная периодичность имеет периоды от 30 до 100 дней с амплитудами в 3-4 звездной величины. Эти переменные звезды иногда демонстрируют интерференцию с долгопериодическими пульсациями на характеристических временах до нескольких лет. В максимуме блеска это все желтые

звезды спектральных классов Р и С. В минимуме блеска они красные спектральных классов К-М.

Нерегулярные переменные В основном это красные сверхгиганты с очень небольшой или вообще отсутствующей периодичностью. Обычно в этот класс звезд включают просто слабо классифицированные оставшиеся звезды с плохо изученной переменностью.

Нерадиальные пульсации

В отличие от классических радиально пульсирующих цефеид и других звезд, изменяющих радиус в процессе пульсаций, не радиально пульсирующие звезды являются физически-переменными звездами, переменность которых вызвана не радиально распространяющимися волнами плотности в звездных недрах и внешних оболочках. В большинстве случаев такие переменные звезды не являются регулярными переменными и физика их пульсаций отлична'от физики механизма радиальных пульсаций (см. ниже). Также, в силу того, что в отличие от изученного в целом механизма радиальных пульсаций, нерадиальные пульсации могут вызываться различными причинами, некоторые из которых не поняты до сих пор, классификация не радиально пульсирующих звезд сложна и неоднозначна. В этой связи здесь мы перечислим только основные, наиболее характерные примеры нерадиальных пульсаторов.

Переменные звезды типа аС;^ классические, не радиально пульсирующие звезды-сверхгиганты спектральных классов Ае/Ве, периоды пульсаций которых находятся в пределах от нескольких дней до нескольких недель, и амплитуды пульсаций обычно не превышают порядка 0.1 зв. величины. Изменения блеска у звезд этого класса, главным образом, нерегулярны и могут быть разложены на суперпозицию нескольких нерегулярных/квазирегулярных гармоник разных частот. Наиболее типичным представителем такого рода пульсирующих звезд является а Cyg.

Быстро осциллирующие го Ар звезды - сравнительно недавно открытые пульсирующие звезды спектрального класса Ар с короткими (десятки минут) периодами пульсаций. Механизмы таких быстрых пульсаций до сих пор достаточно не изучены. Принято считать, что причинами этих пульсаций является взаимодействие глобальных магнитных полей

этих звезд с веществом в условиях быстрого вращения, что возмущает продольные автоколебания на акустических частотах этих звезд.

Пульсирующие белые карлики типа ZZ Cet Это особый класс пульсирующих карликовых звезд. Белые карлики представляют класс далеко проэволюционпровавших остывающих ядер обычных звезд умеренных масс. Это финальный этап жизни звезды перед тем, как она превратиться в остывшую кристаллическую межзвездную скалу размером с Землю. Белые карлики ZZCet также относятся к классу очень быстро неради-ально пульсирующих звезд с периодами пульсаций от сотен до тысяч секунд и малыми амплитудами от 0.001 до 0.2 зв. величин.

Вращательно-модулированная переменность

Такой тип переменности охватывает практически все звезды, имеющие неоднородное поверхностное распределение их физических характеристик, таких как температура, химический состав, глобальное магнитное поле значительных напряженностей. В результате вращения такой звезды, присутствие неоднородностей в ее атмосфере создаст регулярные, малой амплитуды вариации ее блеска и спектра. Строго говоря, такой тип переменности присутствует у всех звезд. Однако эффективное конвективное перемешивание вещества у холодных звезд поздних спектральных классов в большинстве случаев приводит к тому, что амплитуды таких вариаций оказываются ниже порога детектирования даже с современными приборами. По-видимому, только у конвективно-спокойных звезд от ранних подклассов спектрального класса F до поздних подтипов О звезд может быть уверенно обнаружена такую переменность. Особый интерес представляют магнитные Ар/Вр звезды [44, 51].

Спектральная переменность горячих звезд, вызванная радиационно-индуцированным ветром

Наличие радиальных истечений вещества (звездных ветров) является распространенным явлением у массивных, горячих звезд, хотя конкретные физические процессы, приводящие к истечению, зависят от эффективной температуры звезды. Спектральные исследования таких звезд чрезвычайно важны, поскольку потеря массы массивной звездой критически сказывается на ее эволюции и конечной судьбе [58].

Подробный анализ проблем, связанных с наличием звездных ветров у горячих звезд представлен в монографии [50] и обзоре [47]. По общепринятым представлениям спектральная и фотометрическая переменность горячих звезд с расширяющимися атмосферами вызывается наличием в них клочковатых неоднородностей (крупно и мелкомасштабных структур). Как правило, эта переменность не строго периодическая. Этот тип переменности у обычных горячих звезд регистрируется, главным образом, спектроскопически.

Вот очень краткий обзор основных физических переменностей в той или иной степени являющихся предметом представляемой диссертации. Мы не рассматривали взрывающиеся новые, сверхновые звезды и звезды типа Вольфа-Райе (WR), переменность которых обусловлена катастрофическими, взрывными изменениями, выбросами масс и т.д. Мы также не рассматриваем переменность протозвездных образований (молодых рождающихся звезд), затмепно/спектрально-переменных двойных/кратных звезд и т.д. Все эти звезды имеют свою собственную внутреннюю классификацию и представляют другие области исследования, не затрагиваемые диссертацией.

Общая характеристика объектов исследований

В диссертации приводятся результаты исследований следующих звезд. Звезда ¿Her (85Her,.HR6588, HD 160762)

Переменные звезды верхней части главной последовательности делятся на две большие группы: звезды типа ß Сер и медленно пульсирующие B-звезды (SPB), выделенные как отдельная группа переменных звезд в работе [92]. В группу SPB-звезд входят звезды спектральных классов В2-В5, обладающие мультипериодическими фотометрическими вариациями на временных шкалах от нескольких часов до ~ 2 сут. Обычно эти вариации приписываются g-модам (связанными с силой Архимеда, действующей на сгустки звездного вещества в атмосферах звезд) нерадиальных пульсаций (НРП) высокого порядка (см., например, [65]). Особый интерес представляет подгруппа звезд, находящихся на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (ГР) в промежуточной области между звездами типа ß Сер и SPB-звездами. Предполагается, что звезды в этой подгруппе обладают характеристиками обеих групп звезд.

Звезда ¿Her (V = 3.80m, спектральный класс B3IV-V) является одним из наиболее интересных представителей подгруппы SPB медленно пульсирующих горячих B-звезд звезд верхней части главной последовательности. За более чем 80-летний'период исследования этой звезды было найдено несколько десятков периодов регулярных спектральных и фотометрических вариаций в промежутке от и 1 ч до 113 сут. Также, в ранней работе [24] в спектре ¿Her были обнаружены изменения профилей линий MgII(A4481 А) и Hei (Л 4388 А) с характерным временем 0.14 сут. В работах [1, 45] было установлено, что ¿Her является спектрально-двойной звездой с орбитальным периодом 113 дней и наличием маломассивного (М < 0.4М 0) спутника. В работе [77] сообщается об обнаружении вариаций профилей линий с периодами от 10 ч до 14 ч, которые были приписаны g-модам нерадиальных пульсаций (НРП).

Короткопериодическне вариации профилей слабых линий в спектре ¿Hei на временных шкалах около 2 ч были найдены Смитом [78]. Шапе-лье и др. [10] обнаружили вариации блеска в фильтре V с амплитудой' около 0 01™ и периодами 0.12 сут и 0.14 сут. Такие же периоды получены для вариаций лучевых скоростей ¿Her, определенных по линиям

о

в области АЛ 3850-4750 А. Наиболее полные фотометрические и спектральные исследования двойной системы ¿Her были выполнены Шапе-лье и др. [11]. Были проанализированы фотометрические и спектральные наблюдения других авторов за десятилетний период, начиная с 1985 г, а также фотометрические данные, полученные на спутнике Hipparcos (1990-1993 гг.) [83], и все, опубликованные ранее, измерения лучевых скоростей. Несмотря на весьма большой объем использованных данных, удалось уверенно выделить только один регулярный компонент с частотой = 0.28671 сут"1. Отмечена возможность присутствия вариаций лучевых скоростей с частотами 0.43, 0.77 и 0.2483 сут-1.

Обнаружение очень большого числа периодов регулярных изменений блеска и лучевых скоростей звезды ¿Her наводит на мысль, что далеко не все из найденных вариаций реальны, а их обнаружение может быть связано как с погрешностями в обработке используемых данных, так и с наложением (интерференцией) различных регулярных компонентов. Возможен транзиентный характер вариаций, которые, существуя в одну эпоху наблюдений, исчезают или становятся нерегулярными в другую.

Для лучшего понимания природы звезды ¿Her и выяснения того, какие из частот фотометрических и спектральных вариаций звезды являются реальными, нами выполнены спектральные наблюдения этой звез-

ды с высоким спектральным разрешением. Звезда р Leo

Спектральные наблюдения горячих звезд в УФ- [38, 39], видимом [?, ?, 38, 39, 40, 52] и рентгеновском [37, 59] диапазонах свидетельствуют о присутствии в атмосферах этих звезд структур разных размеров и плотностей с временами жизни от долей часа до нескольких дней. Изменения профилей линий в спектрах ОВ-звезд являются, главным образом, регулярными или квазирегулярными. В профилях линий в спектрах многих B-звезд и нескольких звезд спектрального класса О обнаружены регулярные короткопериодические (3-12 ч) изменения профилей линий Hei, SilII и других ионов, связываемые с нерадиальными пульсациями (НРП) этих звезд [?].

В отличие от звезд спектрального класса В, амплитуда вариаций профилей линий в спектрах звезд спектрального класса О и ранних (В1-ВЗ) подклассов звезд спектрального класса В относительно мала (1%-3%, см., например, [119]), так что следует говорить скорее о микропеременности профилей линий в спектрах этих звезд. Обнаружение и, тем более, выяснение природы переменности требует проведения наблюдений с высоким временным и спектральным разрешениями и отношением сигнал/шум > 300.

Одним из факторов, способствующим образованию крупномасштабных структур в атмосферах ОВ-звезд, возможно, является магнитное поле (несколько сотен Гс на поверхности звезды) [21]. В настоящее время магнитное поле обнаружено у, примерно, десяти звезд спектрального класса О [19, 20] и у ряда звезд ранних подклассов спектрального класса В [62]. В работе [41] предложена программа исследования переменности и поиска свидетельств наличия магнитного поля у звезд поздних подклассов спектрального класса О и ранних подклассов спектрального класса В, которая является продолжением исследования микроперемен-ностн профилей линий в спектрах горячих звезд, изложенного нами в статьях [117, 118, 119].

В настоящей диссертации описаны наблюдения программной звезды /5 Leo - сверхгиганта спектрального класса Bllab, выполненные в 2004 г., и представлены результаты исследования микропеременности профилей линий в ее спектре.

Тройная система 5 Оп.

Звезда 6 Оп является широкой визуальной тройной системой, состоящей из трех компонентов: А (НБ 36486), В (Вс1 00°983В) и С (ГО 36485) с видимыми звездными величинами 2.23771, 14.0т и 6.85т соответственно. Выполненные нами исследования этой звезды относятся к ярчайшему компоненту (ЮпА, который, в свою очередь, является тесной кратной системой [32] с основным компонентом 50пАа - затменной двойной с периодом обращения 5.73 дней [27] и вторичным компонентом <ЮпАЬ с периодом обращения 224.5 дня. Более яркий компонент <ЮпАа является массивной звездой спектрального класса 0911 с мощным звездным ветром и, возможно, демонстрирующей нерадиальные пульсации. Ввиду сложности системы <Юп, в соответствующей главе диссертации, приведен специальный обзор, где эта система описана в деталях. Здесь же заметим, что спектральные исследования микропеременности этой звезды были также выполнены нами в рамках программы исследования ветровой переменности и нерадиальных пульсаций горячих звезд.

Звезда © Аиг

Как уже говорилось выше, магнитные, химически-пекулярные звезды демонстрируют регулярную, модулированную вращением, спектральную и фотометрическую переменность их физических свойств. Как правило, эта переменность вызвана наличием на поверхностях этих звезд регулярных (стабильных на больших временных интервалах) химических и температурных неоднородностей, связанных со значительными глобальными магнитными полями. Среди различных типов переменностей этих звезд, особую роль играет вращательная переменность Бальмеровских профилей, впервые обнаруженная фотометрически польскими астрономами [61]. До сих пор эта переменность (ее источники) исследована слабо.

Считается [46], что переменность Бальмеровских линий вызывается как температурными, так и химическими неоднородностями в атмосферах этих звезд с той лишь разницей, что температурные неоднородности проявляются, главным образом, в ядрах линий, в то время как химические неоднородности влияют и на ядра, и на штарковские профили линий. Кроме того, рядом авторов [46, 61, 79] впервые высказано предположение, и приведено первое спектроскопическое наблюдательное свидетельство (для звезды 56 Ап [46]) о существовании независимого ти-

па переменности профилей Бальмеровских линий, вследствие влияния электромагнитной силы (силы Лоренца) со стороны эволюционирующего глобального магнитного поля звезды на ее атмосферу.

В-результате этого влияния баланс сил в атмосфере магнитной звезды в области магнитного экватора значительно изменяется, по сравнению с балансом сил в области ее магнитных полюсов. В" зависимости от направления эволюции глобального магнитного поля звезды (вырождение или генерация), атмосфера на экваторе сжимается, либо уширяется. Это сказывается на условиях формирования Штарковских профилей линий (главным образом водородных) и, если магнитная звезда в процессе вращения демонстрирует наблюдателю как полярные, так и экваториальные зоны ее магнитосферы, это приводит к появлению временной периодичности профилей в крыльях водородных линий [87].

Исследование этого типа переменности чрезвычайно важно, поскольку ведет к ответу на фундаментальные вопросы, связанные с происхождением и эволюцией глобальных магнитных полей звезд [87]. К сожалению, единственное, идентифицированное спектроскопически свидетельство о существовании такого типа переменности профилей водородных линий на основе наблюдений звезды 56 Ali [46] крайне не надежно и необходимо проведение более детального спектроскопического анализа этой и других звезд.

Как следует из [46], вывод о существовании у 56 Ari вращательной переменности видимых геометрических свойств атмосферы сделан на основе наблюдаемой дисперсии профиля Бальмеровской линии Н^ в разных фазах вращения звезды: дисперсия профиля максимальна в области максимального градиента профиля линии и минимальна (около нуля) в ядре и вне линии. Причина таких свойств в переменном эффективном ускорении свободного падения (видимых из спектроскопии суммарных ускорений сил гравитации и электромагнитных сил). В работах [46, 75, 79, 87] показано, что это, действительно, является признаком присутствия обсуждаемого эффекта. Однако, это может являться также и признаком плохой стабильности спектрографа, или наличия систематического, модулированного вращением Доплеровского сдвига линии, что даст в точности такую же наблюдаемую дисперсионную картину. Для уверенного обнаружения обсуждаемого эффекта, и отделения его от других возможных типов переменностей, связанных, к примеру, с вариациями содержаний элементов в атмосфере, необходимы детальные модельные тесты разностных спектров, как описано в [75, 87]. В представляемой диссер-

тацин мы приводим эти тесты на основе наблюдений слабомагпптной звезды GAur - одного из наиболее ярких кандидатов в списки звезд, способных продемонстрировать обуждаемый эффект.

Звезда GAur (HD40312) - это классическая А0-В9 химически-пекулярная звезда с относительно слабым 1 кГс) дипольным [91] или диполь+квадрупольным [75] глобальным магнитным полем. В процессе вращения эта звезда демонстрирует наблюдателю как экваториальные, так и полярные зоны своей магнитосферы. Кроме того, ее экваториальное магнитное поле 500 Гс) и высокая поверхностная температура 10000 К) обеспечивают максимальные ожидаемые амплитуды переменности ее эффективного ускорения силы тяжести и, соответственно, водородных профилей в ее спектре [87]. И, наконец, GAur одна из наиболее ярких магнитных звезд северного неба, для которой можно получать высокодисперсные спектры высочайшего качества на сравнительно небольших телескопах двухметрового класса. В силу этих причин, звезда GAur была выбрана нами как тест. (Забегая вперед отметим, что обсуждаемый эффект переменного эффективного ускорения силы тяжести нами был открыт на этой звезде, и этому посвящен специальный пункт из результатов, выносимых на защиту, см. ниже.)

Горячий субкарлик Feige 34

Эга звезда относится к классу далеко проэволюционировавших горячих звезд-субкарликов, находящихся на диаграмме Герцшпрунга-Рессела ниже Главной Последовательности, являющихся предшественниками па пути к последовательности белых карликов. Главная интрига, связанная с изучением этого класса звезд состоит в том, что их точный эволюционный статус до сих пор до конца не ясен.

Согласно статье [29],* горячие субкарлики спектральных классов SdO и SdB находятся на голубом конце горизонтальной ветви (Horizontal Branch (HB)) под Главной Последовательностью, формируя выделенную, т.н. Продолженную Горизонтальную Ветвь (Extended Horizontal Branch (ЕНВ), [29]) горячих карликовых звезд спектральных классов О и В. Эги звёзды не похожи на классические холодные субкарлики. По всей видимости, согласно [72], они представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звёзд промежуточных и малых масс. Горячий субкарлик образуется, когда красный гигант теряет водород из его внешних слоёв, прежде чем в ядре начинаются реакции с участием гелия. Причи-

на того, почему звезда начинает терять вещество внешппх слоёв, неясна, но есгь предположение [72, 84, 85], что это произошло в результате взаимодействия двух звёзд в тесной двойной системе (например, массивный белый карлйк стягивает на себя вещество с соседнего красного гиганта). Горячие одиночные субкарлики могут образовываться в результате слияния двух белых карликов [72].

В связи с вышесказанным, для выяснения точного эволюционного статуса горячих субкарликов, весьма перспективным является поиск темных компаньонов у этих звезд По ряду прямых измерений периодических вариаций лучевых скоростей этих звезд [56] и косвенных признаков связанных с наличием в их спектрах избытков в красной области спектра [84, 85] был сделан вывод [85], что значительная (до 60%) часть наблюдаемых горячих субкарликов могут быть тесными двойными звездами. Кроме всего прочего, часть наиболее горячих субкарликов класса SdO демонстрирует в их спектрах центральные эмиссии в водородных линиях, которые могут быть результатом двойственности этих звезд [12, 84, 85]

И, кроме того, эти звезды часто обнаруживают наличие у них значительных магнитных полей с напряженностью в несколько кплогаусс [25, 63, 86], что, косвенно, также может быть результатом двойственности этих звезд. Магнитные поля у звезд в двойных системах могут генерироваться в результате процессов аккреции и влияния приливных сил периодически возмущающих атмосферы звезд в двойных системах с периодом их вращения друг относительно друга.

Исследуемый в диссертации горячий субкарлик Feige 34 принадлежит к последовательности наиболее горячих SdO субкарликов с температурой ог 50000К до 80000К [84]. Его спектр [84] демонстрирует наличие водородных линий Бальмера и линий ионизованного гелия, что является результатом его очень высокой температуры. В профиле линии На наблюдается эмиссия, причиной которой является либо вклад в спектр звезды излучения от околозвездной туманности, либо не-JITP эффекты в атмосфере звезды, либо хромосферная эмиссия от возможного карликового компаньона звезды, имеющего спектральный класс К - М [84]. Также обсуждается [12] возможная природа эмиссии, вследствие отражения от гигантской холодной планеты, массой в несколько масс Юпитера, вращающейся вокруг Feige 34. В качестве одного из аргументов в пользу двойственности звезды указан [84] наблюдательный факт, что эта эмиссия расположена несимметрично относительно основной абсорбции. Это

же обстоятельство может указывать и на наличие оболочки/туманности вокруг Feige 34, формируемой ее звездным ветром. Поиск быстрой переменности профилей линий в спектре Feige 34, и регулярной переменности лучевых скоростей в абсорбции и эмиссии для обнаружения двойственности звезды и выяснения ее природы в целом, также являются одними нз целей данной диссертации.

Общая характеристика диссертации Цели и задачи диссертации

Основной целью настоящей работы является детектирование и анализ переменности профилей спектральных линий малой амплитуды упомянутых выше звезд и их лучевых скоростей. Требования к пределам детектирования эффектов переменностей амплитуд профилей линий (включая широкие Бальмеровские профили) не хуже 0.2% на один элемент спектрального разрешения. Требования к пределам детектирования переменности лучевых скоростей звезд стандартные. Анализ зарегистрированной переменности традиционными методами Фурье- вэйвлет-анализа и интерпретация результатов в рамках моделей звездных пульсаций, модуляции вращением и фрагментарной структуры звездных ветров являются важными задачами, решаемыми в диссертации.

Научная новизна

Новизна работы заключется в следующем:

1. Впервые продемонстрирована возможность стабильного построения континуумов спектров горячих звезд с точностью до 0.2% во всем наблюдаемом спектральном диапазоне, включая широкие спектральные особенности, такие как Бальмеровские линии.

2. На основе такой методики построения континуумов впервые обнаружены: пульсации малой амплитуды у звезды ¿Her на характерных временах от 7-ми часов до 3-х дней;

быстрая (^4ч) переменность малой амплитуды профилей спектра звезды 60riA, вызванная нерадиальными пульсациями или наличием ветровых неоднородностей.

3. Впервые обнаружена регулярная (по всей видимости, вращатель-пая) переменность профилей спектральных линий р Leo с характерными временами 0.6^ - 1.8d.

4. На примере звезды Э Aur впервые получено прямое доказательство наличия у магнитных Ар/Вр- звезд переменных эффективных значений их ускорений силы тяжести, вследствие модуляции глобальными магнитными полями.

5. Детально исследован горячий субкарлик Feige 34. Получено первое свидетельство о том, что это не тесная, взаимодействующая система. Этот факт находится в противоречии с некоторыми идеями относительно природы возникновения горячих SdO-субкарликов [72, 84, 85], что накладывает существенное ограничение на дальнейшее построение модели этого класса звезд.

Достоверность результатов

Достоверность результатов, полученных в настоящей работе, подтверждается следующим:

• Результаты исследования позиционных и фотометрических характеристик спектрографов высокого разрешения НЭС, установленного в фокусе Нэсмита б-метрового телескопа CAO РАН и BOES, установленного на 1.8-м телескопе ВОАО (Южная Корея) - неоднократным выполнением соответствующих программ, включающих и наблюдения звезд-стандартов.

• Исследования стабильности применяемых нами методов обработки спектров апробировались на звездах-стандартах.

• В ходе спектральных исследований микропеременности и проведенного частотного анализа звезды ¿Her были получены частоты с характерными временами, совпадающими с найденными периодами других авторов, например, Шапелье и др. [10].

• Обнаруженные нами свидетельства присутствия крупномасштабных структур в ветре звезды 5 Ori А подтверждаются исследованиями методом доплеровской томографии [31, 8], что характеризует достоверность применяемых нами методов исследования спектральной переменности малых амплитуд и их интерпретации.

• Достоверность обнаруженной регулярной переменности профилей спектральных линий в спектре звезды р Leo подтверждается сравнениями с независимыми результатами других авторов (см., например [69]), применяющих методы, отличные от используемых нами.

• Доказательство наличия у звезды В Aur переменного значения эффективного ускорения силы тяжести [46, 61, 79] не вызывает сомнения, поскольку изменения штарковских профилей бальмеровских линий в ее спектре достигают амплитуды 5<т и более, где и — точность проведения уровня континуума. Этот вывод подтверждается также мониторинговыми наблюдениями стандартной звезды Беги и других звезд с использованием того же спектрографа.

• Достоверность результатов исследования вариаций лучевых скоростей горячего субкарлика Feige 34 основана на исследовании стабильности измерения лучевых скоростей спектров. В исследовании использовался оптоволоконный спектрограф БОЕС Института Космических Исследований (Южная Корея), обеспечивающий точность измерения лучевых скоростей звезд, вплоть до 1 м/сек, и подвесной эшелле-спектрограф Национальной Обсерватории Сан Педро Мартир, обеспечивающий стандартную точность измерения лучевых скоростей звезд 100-200 м/сек. Этих точностей вполне достаточно для выводов, сделанных по Feige 34.

Научная и практическая ценность работы

1. Улучшенная методика построения континуумов спектров звезд, полученных с эшелле-спектрографами, позволит проводить исследование тонких нестационарных эффектов в профилях широких спектральных особенностей звездных спектров на уровнях точности до 0.2% от интенсивности соседнего с линией континуума.

2. Полученные результаты переменности спектров звезд ¿Her, ÖOri и р Leo могут быть использованы для построения моделей звезд подобных спектральных классов и классов светимостей.

3. Доказательство наличия переменного, вращательно - модулированного эффективного ускорения свободного падения у звезды 0 Aur потребует введения новых поправок в теорию атмосфер магнитных

звезд. Одна из таких возможных поправок в рамках существования значительных возмущений газостатических структур атмосфер магнитных звезд со стороны их глобальных магнитных полей уже сделана в работе [75] при непосредственном участии автора диссертации. Мы ожидаем, что это стимулирует к обсуждению альтернативных моделей.

4. Вывод об отсутствии тесной двойственности горячего субкарлика Feige 34 может использоваться в построении моделей SdO-субкарликов.

Основные результаты, выносимые на защиту

На защиту выносятся:

1. Вывод о наличии переменности профилей линий в спектрах звезд ¿Her и 5Ori, связанной с нерадиальными пульсациями этих звезд. Амплитуда переменности составляет 0.5-2%, характерные времена этих вариаций от 7h до 2.9 d для ¿Her и 4-5 часов для 5 Ori.

2. Обнаружение в спектре звезды pLeo регулярной переменности профилей линий на уровне 0.5-1 %. Регулярная переменность с характерными временами 3.8 - 6.1 часа вызвана нерадиальпыми пульсациями звезды, а от 0.6 до 1.8 дня - вращательной модуляцией профилей спектральных линий.

3. Обнаружение вращательной модуляции штарковских крыльев профилей бальмеровских линий химически-пекулярной звезды ÖAur. Переменность профилей, зарегистрированная с характерной точностью 0.2%, достигает максимальных значений 1-1.3% на рассто-

о

янии 5-7А от ядер линий. Наблюдаемые проявления модуляции связаны с переменным эффективным ускорением силы тяжести в атмосфере звезды.

4. Вывод об отсутствии тесной двойственности горячего субкарлика Feige 34.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих

работах:

1. Холтыгин А. Ф., Галазутдипов Г. А., Бурлакова Т. Е., Валявин Г. Г., Фабрика С. Н., Lee В.-С., 2006, "Микроперемснность профилей ли-

пий в спектре звезды ¿Her", Астрон. Журн. 83, 252-264

2. Холтыгин А. Ф., Бурлакова Т. Е., Фабрика С. Н., Валявин Г. Г., Юпткии М. В., 2006, "Микропеременность профилей линий в спектре ОВ-звезд II: 5Ori А", Астрон. Журн., 83, 990-1005

3. Холтыгин А. Ф., Шнейвайс А. В., Бурлакова Т. Е., Миланова Ю. В., 2007, "Стохастические данные в астрономии II: поиск гармонических компонентов временных рядов с очень большими пропусками", Астрофизика, 50, 281-297

4. Холтыгин А. Ф., Фабрика С. Н., Бурлакова Т. Е., Валявин Г. Г., Чунтонов Г. А., Кудрявцев Д. О., Канг Д., Юшкин М. В., Галазут-динов Г. А., 2007, "Микропеременность профилей линий в спектрах ОВ-звезд III: сверхгигант pLeo", Астрон. Журн., 84, 016-1028

5. Холтыгин А. Ф., Фабрика С. Н., Бычков В. Д., Бычкова JI. В., Га-лазутдинов Г. А., Драке Н. А., Валявин Г. Г., Бурлакова Т. Е., Саркисян А., 2007, "Микропеременность профилей линий в спектрах и магнитные поля ОВ звезд", Труды Веер. Астрон. конф. ВАК-2007, 17-22 сентября 2007 г., Казань (2007)

6. Холтыгин А. Ф., Фабрика С. Н., Чунтонов Г. А., Бурлакова Т. Е., Валявин Г. Г., Kang Dong-il, 2007, "Магнитное поле pLeo", Труды Веер. Астрон. конф. ВАК-2007,17- 22 сентября 2007 г., Казань (2007)

7. Kholtygin A. F., Fabrika S. N., Chountonov G. A., Burlakova Т. Е., Valyavin G. G., Kang Dong-il, 2007, "Line profile variability of OB stars: Pulsation, rotation, clumps and magnetic fields", Astron. Nachr., 328, N10, 170-172

8. Shulyak D., Valyavin G., Kochukhov O., Lee B.-C., Galazutdinov G., Kim K.-M., Hau I., Burlakova Т., Tsymbal V., Lyashko D., 2007, "The Lorentz force in atmospheres of CP stars: © Aurigae", A&A, 464, 1089

9. Han Inwoo, Burlakova Т., Valyavin G., Kim Hyun Sook, Galazutdinov G, Zharikov S.V, Lee B.-C., Kim K.-M, Kholtygin A.F., "High resolution multiepoch spectroscopy of the star Feige 34: tests for radial velocity variation", "Magnetic Stars", Proceedings of the International Conference, Nizlmy Arkhyz, 27 August - 1 September 2010, Eds: D.O. Kudryavtsev and I.I. Romanyuk, 2011, Nizhny Arkhyz, SAO RAS publ., p.415

Личный вклад автора

В перечисленных выше работах автору принадлежат:

В работе 1 - обработка данных. Обсуждение результатов наравне с другими соавторами.

В работе 2 - обработка и выполнение частотного анализа данных (совместно с А. Холтыгиным). Обсуждение результатов наравне с другими соавторами.

В работах 3,5,6,7 - участие в описании применяемых автором техник получения и обработки спектров.

В работе 4 - обработка данных. Обсуждение результатов наравне с другими соавторами.

В работе 8 - участие автора в наблюдениях, обработке данных и анализе стабильности спектрографа на основе тестовых наблюдений Веги. Обсуждение результатов наравне с другими соавторами.

В работе 9 автор принимает участие в наблюдениях, обработке данных, выполнил измерение лучевых скоростей Feige 34. Обсуждение результатов наравне с другими соавторами.

Апробация результатов

Основные результаты диссертации докладывались на на семинарах кафедры астрофизики Санкт-Петербургского университета, С АО РАН, Института Астрономии и Космических Исследований Ю.Кореи (KASI, Daejeon, Rep. of Korea), а также на всероссийских и международных конференциях:

1. The Seventh Pacific Rim Conference on Stellar Astrophysics, 1-5 November, 2005 in Sejong University, Seoul, Korea.

2. Конференция Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее, Санкт-Петербург, Россия, 26-29 июня 2006 г.

3. Международная конференция Magnetic stars, 28 - 31 августа 2006 г., С АО РАН, Нижний Архыз, КЧР

4. Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, International Astronomical Union. Symposium, 22-25 August, 2006 in Prague, Czech Republic

5. Всероссийская Астрономическая Конференция ВАК-2007, 17-22 сентября 2007 г., Казань

6. Международная конференция, Физика, звёздных атмосфер: химический состав, магнетизм v поверхностные неоднородности, 17-23 июня 2007 г., КрАО, Украина

7. Международная конференция, 5th POTSDAM THINKSHOP: Meridional flow, differential rotatlon, solar and stellar activity, 24 - 29 June 2007, Potsdam, Germany

8. Международная конференция Хилш,ческая и динамическая эволго-ция звезд и ?алактик, 25 - 29 Августа 2008, Одесса, Украина

9. Международная конференция 150 лет спектральным исследованиям в астрофизике: от Кирхгофа до наших дней (Kirchhoff-1507-13 июня 2009 г., КрАО, Украина

10. 27-я Генеральная Ассамблея Международного Астрономического Союза, 3-14 августа 2009 г. Рио де Жансйро, Бразилия

11. Международная конференция Magnetic stars, 27 августа - 1 сентября, 2006 CAO РАН, Нижний Архыз, КЧР

Краткое содержание диссертации

Во Введении приводятся вводные исторические и классификационные замечания по нестационарным проявлениям у звезд, дается общая характеристика объектов исследований, общая характеристика диссертационной работы: цели и задачи исследования, научная новизна, научная и практическая значимость работы, основные результаты выносимые на защиту и список публикаций этих результатов, а также представлены личный вклад автора, и апробация результатов на отечественных и международных конференциях.

В Первой Главе диссертации описываются инструменты, на которых выполнялись спектральные исследования представленных в работе звезд, методики обработки и анализа данных и результаты тестирования этих методик.

В разделе 1.1 приводятся общие сведения и технические возможности эшелле-спектрографа высокого разрешения НЭС БТА, установленного в фокусе Нэсмит 6-ти метрового телескопа CAO РАН.

В разделе 1.2 пердставлен оптоволоконный спектрограф BOES Бон-хыонсанской астрофизической обсерватории, его технические характеристики и сведения об эффективности.

В разделе 1.3 описывается обработка спектров. Рассматривается первичная обработка эшелле-спектров, полученных на указанных выше приборах, описаны оригинальные решения стабильного проведения конти-нз^ума спектров звезд с высокой точностью (метод панорамного восстановления континуума).

Раздел 1.4 посвящен исследованию стабильности метода панорамного восстановления континуума спектров звезд на основе звезд-стандартов и его согласованию со спектрами исследуемых в работе звезд.

В разделе 1.5 описаны методы анализа-переменности профилей спектральных линий: метод Фурье- и вейвлет-анализа, применяемых для детектирования переменности в рассматриваемых профилях спектральных линий и выяснения механизмов, вызывающих эту переменность.

В разделе 1.6 отмечен вывод об основном результате главы 1 -авторскоАї дополнении к методике реконструирования континуумов звездных спектров в эшелле-спектроскопии, которое дает высочайшую стабильность восстановления континуумов во всем наблюдаемом диапазоне длин волн, включая широкие спектральные особенности такие как, например, линии Бальмера.

Во Второй Главе диссертации приводятся и обсуждаются результаты детектирования спектральной переменности профилей линий у звезд ¿Her и ô Ori.

В разделе 2.1 рассматриваются параметры звезды ¿Her, наблюдения и обработка спектров, анализ переменности профилей спектральных линий этой звезды. Обсуждаются полученные результаты и эволюционный статус і Her.

В разделе 2.2 представлена тройная система <5 Ori. Описываются параметры этой системы, наблюдения и анализ данных. Делается вывод о детектировании быстрой микропсременности профилей линий в спектрах ö Ori, обсуждается связь найденной переменности с нерадиальными пульсациями и ветровыми особенностями. Рассматривается эволюционный статус данной системы.

Третья Глава диссертации, посвящена вращательной модуляции профилей линий в спектрах звезд, приводятся спектральные исследования звезд р Leo и 0 Aur.

В разделе 3.1 рассматриваются вариации профилей в спектре звезды р Leo. Исследуется связь переменности профилей спектральных линий этой звезды с их вращательной модуляцией и ее фотосферными пульсациями.

В разделе 3.2 проводятся спектральное исследование Штарковских профилей Бальмеровских линий спектра звезды 0 Aur, описываются наблюдения и анализ данных. Делается заключение об обнаружении регулярной переменности профилен линий в спектрах звезы 0Aur, связанной с вращательной модуляцией профилей спектральных линий. Обсуждаются физические механизмы найденной переменности и приводятся доказательства существования переменного, вследствие вращения, эффективного ускорения силы тяжести у этой звезды.

В разделе 3.3 приведены выводы, обобщающие полученные результаты, представленные в главе 3.

В Четвертой Главе диссертации описываются мониторинговые спектральные исследования звезды Feige 34, рассматривается эволюционный статус, исследуются лучевые скорости спектральных линий этой звезды на наличие антикорреляции.

В разделе 4.1 приводится мониторинг звезды Feige 34 на разных телескопах для выявления всех возможных особенностей в спектре данной звезды.

В разделе 4.2 исследуются вариации лучевых скоростей в спектре этой звезды. Спектр Feige 34 демонстрирует Бальмеровские и гелиевые линии (Hell). В центре Бальмеровских абсорбций (главным образом в HQ) наблюдаются эмиссионные инверсии, которые могут быть следами от спектра тесно расположенного вторичного компонента этой зведы [72, 84; 85]. Для тестирования модели тесной двойственности горячего субкарлика проводится временной анализ спектра Feige 34 на наличие в нем антикорреляционных периодических допплеровких сдвижек между абсорбционными и эмиссионными спектральными линиями. На основе этого исследования делается вывод об отсутствии антпкорреляции лучевых скоростей звезды, измеренных отдельно по абсорбционным и эмиссионным особенностям на уровне точности в несколько сотен метров в секунду.

Полученные в данной диссертационной работе результаты опровергают возможную тесную двойственность у Feige 34, хотя, они могут быть согласованы с этой моделью, если орбита системы располагается в картинной плоскости. Предполагая в модели тесной двойной системы, что обе звезды имеют массы 0.5 масс Солнца, и диаметр их орбиты меньше или равен одной астрономической единице, оценивается вероятность случайного нахождения такой ориентации орбиты на уровне менее 0.0003.

Исходя из этого, в разделе 4.3 сделан вывод о том, что Feige 34 не является тесной взаимодействующей системой.

В Заключении обобщены основные результаты диссертации.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Бурлакова, Татьяна Евгеньевна

4.3 Выводы

Очевидность отсутствия антикорреляции обсуждаемых спектральных особенностей наглядно представлено на рис. 4.4. Измерение полуширины эмиссионной особенности 70 км/сек) исключает ее межзвездное происхождение. Я этой связи нами делается вывод о том, что обсуждаемая эмиссия в Нп имеет атмосферную природу и является собственным атрибутом спектра горячего субкарлика Feige 34. Либо эта эмиссия происходит от околозвездной оболочки. Либо мы имеем дело с широкой не взаимодействующей двойной системой, переменность лучевых скоростей которой находится ниже предела детектирования. Вероятность того, что Feige 34 является тесной, взаимодействующей парой крайне мала.

1 1 ; *»I j I j 11 и 1 h ] — 1 ; : и 11.

1 l I1 l 1 ■ Г ' 1 1 1 1 1 I 1 "1 Ппшь: I J 1 1 1 1 t 1 1 I 1 t 1 1 1 Till [n.i: i i i i

Заключение

На сегодняшний момент, в числе проблем в исследованиях проявлений звездных нестационарностей остается целый ряд проблем методического характера. В то время как теория дает весьма разнообразные теоретические предсказания и следующие из них наблюдаемые эффекты, практика сталкивается с проблемами детектирования этих эффектов. Представленная диссертация является еще одним шагом к решению обозначенной проблемы. Автором усовершенствована методика обработки данных спектральных наблюдений, применение которой позволило получить новые результаты. Перечислим эти результаты.

1. Обнаружена микропеременность профилей спектральных линий в спектре звезды ¿Her. Амплитуда переменности составляет 0.5-2% в единицах потока в соседнем с линией континууме. В центральных частях профилей всех исследованных линий в спектрах ¿Her обнаружены регулярные вариации профилей с частотами в интервале v = 013-3.4 сут-1, соответствующими характерным временам 7h-2.9d. Данные вариаций могут быть интерпретированы как g-моды. Не найдено свидетельств наличия высокочастотных гармоник v > 4сут-1. Сделан вывод о принадлежности ¿Hei к классу медленно пульсирующих SPB-звезд.

2. Обнаружена микроперемеппость профилей спектральных линий в спектре звезды 5 Ori А. Амплитуда переменности составляет 0.5-1%. В исследуемых линиях обнаружены крупномасштабные компоненты в интервале масштабов 25-50 км/с, перемещающиеся в полосе —Vsini 4- Vsini для главного компонента системы Аа1 со временем пересечения полосы 4-5/г. Часть переменных деталей, особенно в эмиссионной линии CIII (Л 5696), выходит за эту полосу, что может быть связано с газовыми неоднородиостями в ветре звезды 5 Ori Аа1. Возможен так же вклад в переменность вне указанной полосы менее ярких компонентов Аа2 или Ab. В вариациях профилей исследованных линий короткопериодические изменения с характерными временами менее A.lh не обнаружены. Приведены свидетельства в пользу того, что эти изменения вызываются нерадиальными пульсациями главного компонента системы ¿OriAa1.

3. Обнаружена микропеременность исследуемых профилей спектральных линий р Leo. Амплитуда переменности составляет 0.5-1%. В вариациях профилей линий возможно присутствуют регулярные компоненты с характерными временами от до 6h. Высказано предположение, что компонент с характерным временем « 2d связан, вероятнее всего, с вращением звезды, регулярные компоненты, соответствующие характерным временам 0.6d-1.8d, возможно, связаны с вращательной модуляцией профилей исследуемых линий, а короткопериодические вариации профилей линий с характерными временами 3.8h-6.1h соответствуют нерадиальным пульсациям.

4. В спектре О Aur обнаружена переменность Штарковских профилей Бальмеровских линий с периодом вращения звезды. Переменность, зарегистрированная с характерной точностью 0.2%, достигает максимальных значений в 1-1.3% на расстоянии 5-7 Ангстрем от ядер линий. Приведены аргументы в пользу электромагнитной природы этой переменности.

5. В спектре Feige 34 не найдено антикорреляции между лучевыми скоростями абсорбционных компонент и эмиссией в центре линии На с точностью до 250 м/сек. Сделан вывод, что в этом случае Feige 34 не может быть тесной, взаимодействующей двойной системой с вероятностью более 99.9. Этот результат обсепечивает принципиальное ограничение для построения модели горячих субкарликов SdO-типа.

Благодарности Хочу выразить благодарность моему научному руководителю А.Ф. Холтыгину за общее руководство, помощь и поддержку в данной работе. Я также очень признательна Г.Г. Валявину за совместную работу, практическую помощь и моральную поддержку в ходе ис следований. Мое искреннее спасибо М.В. Юшкину, Г.А. Галазутдинову за соавторство и консультации по обработке данных наблюдений. Благодарю моих южнокорейских соавторов Инву Хана, Бьенг Чол Ли и Хьюн Сук Ким за совместную работу. Спасибо друзьям и коллегам CAO РАН за практические советы и поддержку. Отдельное спасибо сотрудникам Лаборатории Физики Звезд, А.Ф. Валееву и зав. лабораторией С.Н. Фабрике, СЭК БТА (CAO РАН) и техническому персоналу Бонхьюнсанской Оптической Обсерватории (Южная Корея), без работы которых исследование было бы невозможным.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Бурлакова, Татьяна Евгеньевна, 2011 год

Литература

[1] Abt H. A. and Levy S. G., 1978, Astrophys. J. Suppl. Ser., 36, 241

[2] Abt H. A., Levato H., Grosso M., 2002, Ap.J., 573, 359

[3] "Allen's Astrophysical Quantities", 2000, 4th ed., ed. Cox A. N. (New York: AIP Press, Springer,

[4] Asplund M., Grevesse N., Sauval A. J., 2005, ASPC, 336, 25

[5] Balona L. A. and Dziembowski W. A., 1999, A&A, 309, 221

[6] Barklem P. S., Piskunov N., O'Mara B. J., 2000, A&A, 363, 1091

[7] Bazot Michael, Monteiro Mario J. P. F. G., Straka Christian W., 2008, Journal of Physics: Conference Series, 118, Issue 1, pp. 012008

[8] Bieging J. H., Abbot D. S., Churcwell E. B., 1989, Ap.J., 340, 518 e

[9] Bychkov V. D., Bychkova L. V., and Madej J., 2003, A&A, 407, 631B

[10] Chapellier E., Le Contel J.-M, Valtier J.-C., et al., 1987, Astron. and Astrophys., 176, 255

[11] Chapellier E., Mathias P., Le Contel J.-M., et al., 2000, A&A, 362, 189

[12] Chu You-Hua, Dunne Bryan C., Gründl Robert A., Brandner Wolfgang 2001, ApJ, 546, L61

[13] Crowther P. A., 2001, in "The influence of binaries on stellar population studies", Astrophysics and space science library (ASSL, ISBN 0792371046), 264, p.215

[14] Crowther P.A., Lennon D.J., and Walborn N.R., 2006, Astron. and Astrophys., 446, 279

[15] ] de Jong J. A., Henrichs H. F., Kaper L., et al., 2001, Astron. & Astrophys., 368, 601

[16] de Jong J. A., Henrichs H. F., Schrijvers S., et al., 1999, Astron. & Astrophys., 345, 172

[17] Dekker H., D'Odorrico S., 1992, UVES, the UV-visual echelle spectrograph for the VLT., 70, 13

[18] Delbouille L., Roland G., Neven L., 1973, Atlas photometrique DU spectre solarie de 13000 a 110000, Liege, Université de Leige, Institut dAstrophysique.

[19] Donati J.-F., Babel J., Harries T. J., et al., 2002, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 333, 55

[20] Donati J.-F., Howarth I. J., Bouret J.-C., et al., 2006, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 365, L6

[21] Donati J.-F., Wade G. A., Babel J., et al., 2001, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 326, 1265

[22] Dziembowski W. A., 1995, ASP Conf. Ser., 78, 275

[23] Dziembowski W. A., Moskalik P., and Pamyatnykh A., 1995, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 265, 588

[24] Edwards D.L., 1937, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 97, 99

[25] Elkin V. 1996, Astron. & Astrophys., 312, 5

[26] Fullerton A.W., Gies D.R. Bolton C.T., 1996, ApJ Suppl. Ser., 103, 475

[27] Gies D.R. and Lambert D.L., 1992, Astrophys. J., 387, 67

[28] Grady C. A., Snow T. P., Cash W. C., 1984, Ap.J., 283, 218

[29] Greenstein Jesse L., & Sargent A. 1974, ApJS, 28, 157

[30] Harrison G. R., 1949, J. Opt. Soc. Am., 39, 522

[31] Harvin J. A., Gies D. R., Bagnuolo W. J., Penny L. R., Thaller M. R., 2002, Ap.J., 565, 1216

[32] Hoffleit D., 1996, JAAVSO, 24, 105

[33] Horne J. H. and Baliunas S. L., 1986, Astrophys. J., 302, 757

[34] Howarth I. D., Prinja R. K., Ap.J.., Suppl. Ser., 1989, 69, 527

[35] Howarth I. D., Siebert K. W., Hussain G. A. J., and Prinja R. K., 1997, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 284, 265

[36] Jeffery C. S., Pollacco D. L., 1998, MNRAS, 298, 179

[37] Kahn S'. M., Leutenegger M. A., Cottam J., et al., 2001, Astron. & Astrophys., 365, 365

[38] Kaper L., Henrichs H. F., Fullerton A. W., Ando H., et al., 1997, Astron. & Astrophys., 327, 281

[39] Kaper L., Henrichs H. F., Nichols J. S., Telting J. H., et al., 1999, Astron. & Astrophys., 344, 231

[40] Käufer A., Stahl 0., Wolf B., et al., 1996, Astron. & Astrophys., 305, 887

[41] Kholtygin A. F., Brown J., Fabrika S. N, Surkov A. E., 2003, in: Magnetic Stars, Proc. Intern. Conf., Nizhnij Arkhyz, August 27-31, eds Glagolevskij Yu. V., Kydryavtsev D.O., Romanyuk I. I. (SAORAN, 2004), p. 250.

[42] Kholtygin A. F., Chountonov G. A., Fabrika S. N., Burlakova T. E., Valyavin G. G., Dong-Ii Ivang, Galazutdinov G. A., Yushkin M. V. Line profile variability and the possible magnetic field in the spectra of supergiant p Leo in Proc. Conf. "Physics of Magnetic Stars", held in the SAO Russian AS, August 28-31, 2006, Eds: Romanyuk I. I. and Kudryavtsev D. O., 2007 p. 262-270

[43] Kim K.-M., Han I., Valyavin G., Plachinda S., Jang J.-G, Jang B.-H., Seong H.-C., Lee B.-C, Kang D.-I., Park B.-G., Yoon T.-S., Vogt S., 2007, The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 119, Issue 859, 1052

[44] Kochukhov, O., 2008, Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso, 38, no. 2, p. 191

[45] Kodaira K., 1971, Publ. Astron. Soc. Japan, 23, 129

[46] Kroll R., 1989, Rev. Mex. Astron. Astrofis., 2, 194

[47] Kudritzki R.P. and Puls J., 2000, A&A, 38, 613

[48] Kuschnig R. 1998, Ph.D. Thesis, University of Vienna

[49] Lamers H. J. G. L. M, Leitherer C., 1993, Ap.J., 412, 771

[50] Lamers H.G.J.L.M. and Cassinelli J.P., 1999, CUP, Cambridge

[51] Landstreet J. D. 1992, Lecture Notes in Physics, 401, 170 Le'pine S., Moffat A. F. J., 1999, Astrophys. J., 514, 909

[52] Le'pine S., Moffat A. F. J., 1999, Ap.J., 514, 909

[53] Levine S., Chakrabarty D., 1994, IA-UNAM, Technical Report, N. MU-94-04

[54] Ma'iz-Apel'aniz J., Walborn N. R., 2004, Ap.J., Suppl. Ser., 151, 103

[55] Mathias P. and Waelkens C., 1995, A&A, 300, 200

[56] Maxted P. F. L., Heber U., Marsh T.R., North R.C. 2001, A4NRAS, 326, 1391

[57] Mayor M., Pepe F., Queloz D., Bouchy F., Rupprecht G., Lo Curto G., Aviila G., Benz W., Bertaux J.-L., Bonfiils X., Dali Th., Dekker H., Delabre B., Eckert W., Fleury M., Giilliiotte A., Gojjak D., Guzman J. C., Kohler D., Liizon J.-L., Longiinottii A., Loviis C., Megevand D., Pasquiinii L., Reyes J., Siivan J.-P., Sosnowska D., Soto R., Udry S., Van Kesteren A., Weber L., Weiilenmann U., 2003, The Messenger 114, 20.

[58] Meynet G., Maeder A., Schaller G., Schaerer D., Charbonnel C., 1994, A&AS, 103, 97

[59] Miller N. A., Cassinelli J. P., MacFarlane J. J., Cohen D. H., 2002, Astroph. J., 499, 195

[60] Morel T., Marchenko S. V., Pati A. K., et al., 2004, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 351, 552

[61] Musielok B., Madej J., 1988, Astron. k Astrophys, 202, 143

[62] Neiner C., Hubert A.-M., Floquet M., et al., 2002, Astron. and Astrophys., 388, 899

[63] O'Toole S. J., Jordan S., Friedrich S., Heber U., 2005, Astron. & Astrophys., 437, 227

[64] Owocki, S. P., Cranmer, S. R., 1988, in "Radial and Nonradial Pulsations as Probes of Stellar Physics", eds. Aerts C., Bedding T.R., Christensen-Dalsgaard J., ASP Conf. Proc., 259, 512

[65 [66 [67

[68

[69 [70 [71 [72 [73 [74

[75

[76

[77 [78 [79 [80 [81 [82

Pamyatnykh A. A., 1999, Acta Astron., 49, 189

Pierce A. K., Breckinridge J. B., 1973, Preprint KPNO., 1063.

Pintado O. I. and Adelman S. I., 1993, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 264, 63

Piskunov N., 1992, in Stellar Magnetism, ed. Glagolevskij Yu. V.', Romanyuk I. I. (St. Petersburg: Nauka), 92

Rivinius Th., Baade D., and Stefl S., 2003, A&A, 411, 229

Roberts D. H., Lehar J., and Dreher J. W.,1987, Astron. J., 93, 968

Rogersou Jr. B., 1984, Astron. J., 89, 1876

Saffer Rex A., Bergeron P., Koester D., Liebert J. 1994, ApJ, 432, 351 Scargle J. D., 1982, AphJ, 263, 835

Shergin V. S., Kniazev A. Yu., Lipovetsky V. A., 1996, Astron. Nachr., 317, 95.

Shulyak D., Valyavin G., Kochukhov O., Lee B.-C., Galazutdinov G., Kim K.-M., Han Inwoo, Burlakova T., Tsymbal V., Lyashko D., 2007, Astron. & Astrophys., 464, 1089

SIMBAD Astronomical Database (Strasbourg Astronomical Data Center), http://simbad.usrrasbg.fr/Simbad/

Smith M. A., 1978, Astrophys. J., 224, 927

Smith M. A., 1981, Astrophys. J., 246, 905

Stepieri K., 1978, Astron. & Astrophys., 70, 509

Tarasov A. E. et al., 1995, A&A, Suppl. Ser., 110, 59

Telting J. H. and Schrijvers C., 1997, A&A Suppl. Ser., 121, 343

Telting J. H. and Schrijvers C., 1997, A&A, 317, 723.

[83] The Hipparcos and Tycho Catalogues, 1997, ESA SP-1200 (Noordwijk: ESA).

[84] Thejll P., MacDonald J., Saffer R. 1991, Astron. & Astrophys. 248, 448

[85] Thejll P., Ulla A., MacDonald J. 1995, Astron. к Astrophys., 303, 773

[86] Valyavin G., Bagnulo S., Fabrika S., Reisenegger A., Wade G. A., Han Inwoo, Monin D. 2006, ApJ, 648, 559

[87] Valyavin G., Kochukhov O., Piskunov N., 2004, Astron. & Astrophys., 420, 993

[88] Valyavin G., Kochukhov O., Shulyak D., Lee B.-C., Galazutdinov G., Kim K.-M., Han I., 2005, JKAS, 38, 283

[89] Vityazev V., 1996, A& A.T., 11, 159

[90] Voels S. A., Bohannan В., Abbot D. С., Hummer D. G., 1989, Ap.J., 340, 1073

[91] Wade G. A., Donati J.-F., Landstreet J. D., к Shorlin S. L. S., 2000, MNRAS, 313, 851

[92] Waelkens C., 1991, Astron. and Astrophys., 305, 887

[93] Wilson I. R G., Dopita M. A., 1985, Ap.J., 149, 295

[94] Астафьева H. M., 1996, "Успехи Физических Наук", 166, 1145

[95] Браидт 3., 1975 "Статистические методы анализа наблюдений", М.: Мир.

[96] Витязев В. В., 2001 "Спектрально-корреляционный анализ равномерных временных рядов", СПб., Изд-во СПбГУ

[97] Витязев В. В., 2001, "Анализ неравномерных временных рядов", СПб., Изд-во СПбГУ

[98] Галазутдииов Г. А., 1992, Препринт CAO, 92.

[99] Глаголевский Ю. В., Рылов В. С., Щеглов П. В., Чунтонов Г. А., 1975, "Новая техника в астрономии", 5, 7

[100] Гофмейстер К., Рихтер Г., Венцель, В. "Переменные звезды", 1991., М., "Наука"

101] Грей Д., 1980, "Наблюдения и анализ звездных фотосфер", М.: Мир

102] Клочкова В. Г., Ермаков С. В., Папчук В. Е., Таволжанская Н. С., Юшкин М. В., 1999, "Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-м телескопа БТА. II. Позиционные и фотометрические характеристики эшелле-спектрографа с большим диаметром коллимированного пучка". Препринт CAO, N.137.

103] Копылов И. М. и Стешенко Н. В., 1965, Бюлл. Крымской Астрофизической Обсерватории, 33, 308.

104] Короновский А. А., Храмов А. Е , 2003, "Непрерывный вейвлетный анализ", М.: Физматлит.

105] Найденов И. Д., Чунтонов Г. А., 1976, Сообщ. CAO, 226, 1

106] "Нестационарные звезды и методы их исследования", серия обзоров 1970-1974, М., "Наука", отв. ред. Кукаркин

107] Общий Каталог Переменных Звезд, 4-е издание, Т.5, 1995, М., "Кос-моеннформ", редактор Самусь

108] Панчук В. Е., 1995, "Основной Звездный Спектрограф, камера Шмидта 1:2.5 с матрицей ПЗС". Оперативная инструкция. Научно-Технический отчет CAO, N245

109] Панчук В. Е., Ермаков С. В., Бондаренко Ю. Н., 1998, Bull Spec. Astrphys. Obs., 44, 132.

110] Панчук В. Е., Клочкова В. Г., Найденов И. Д., Витриченко Э. А., Викульев Н. А., Романенко В. П., 1999, Спектральный Комплекс Фокуса Нэсмита 6-м телескопа БТА. IV. Светосильный эшелле-спектрограф РЫСЬ, Препринт CAO, N.139.

111] Панчук В. Е., Клочкова В. Г., Юшкин М. В., Найденов И. Д. 2009, "Оптический журнал 76, 42

112] Панчук В. Е., Найденов И. Д., Викульев Н. А., 1999, Спектральный Комплекс Фокуса Нэсмита 6-м телескопа БТА. III. Предщелевая часть. Препринт CAO, N.138.

113] Панчук В. Е., Пискунов H. Е., Клочкова В. Г. и др., 2002, Препринт Специальн. астрофиз. обсерв. 169

1141 Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., 2003, CAO РАН, Препринт No. 179.

115] Самуеь, H. Н., 2000 "Переменные Звезды",

http: //heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/index.html

116] Холтыгин А. Ф, Шнейвайс А. В., 2005 "Астрофизика" 48, 87

117] Холтыгин А. Ф., Бурлакова Т. Е., Фабрика С. Н. и др., 2006, Астрой. журн., 83, 990

118] Холтыгин А. Ф., Галазутдинов Г. А., Бурлакова Т. Е. и др., 2006, Астрон. журн., 83, 252

119] Холтыгин А. Ф., Монин Д. Н., Сурков А. Е., Фабрика С. Н., 2003, Письма в Астрон. журн., 29, 208