Бега Анализ данных наблюдений тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

рт ь . ин .

- С ^

*' СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РАН

На правах рукописи

УДК: 52-353, 520.82, 520.84 524.3-14, 524.3-16

МЕРЕЖИН Виктор Павлович Вега. Анализ данных наблюдений.

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Веяний Архыз. - 1095

Работа выполнена в НПО ГИПО

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Харитонов А. В.

доктор физико-математических наук Леушин В. В. !

доктор физико-математических наук Комаров Е С.

Ведущее учреждение - Главная астрономическая обсерватория РАН

Защита состоится часов на заседании Специализированного Совета по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора физико-математических наук при Специальной астрофизической обсерватории РАН по адресу: 357147, Ставропольский край, "Карачаево-Черкесская Республика, пос. Нижний Архыз, CAO С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН

Автореферат разослан

0-w> 19з> г.

Ученый секретарь Специализированного 'Совета, кандидат физико-математических наук

Е. К. Майорова

ОБЩАЯ ХАРАКТЁРИаТ'ИКА РАБОТЫ'

Актуальность работы. Распределение анергии в спектре звезды-вал-нейшая характеристика-звездного излучения. По известному распределению определяются такие, фундаментальные характеристики звезды как эффективная температура, радиус и масса. Шкалы различных-фундаментальных астрофизических величин в значительной степени опираются на фотометрические и спектрофотометрические измерения. В то ке время спектроэнергетическая кривая позволяет судить о физическом состоянии внешних слоев звезды и используется для решения различных астрофизических задач. Спектроэнергетические кривые также находят свое применение в'прикладных исследованиях. Получение надешых распределений энергии в спектрах звезд - одна из сажи главных задач наблюдательной астрофизики.

В этих исследованиях особая роль отводится Вэге. Практически но всех известки спектрофотометрических каталогах в качестве первичного стандарта используется абсолютное распределение энергии в спектра Пэги. То есть,ока является астрофизическим эталоном для построения абсолютных распределений энергии в спектрах звезд. От точности определения спектроэнергетической кривой первичного стандарта зависит надежность нахождения спектроэнергетических кривых нсследуекых звезд.

Первичный спектрофотометричэский стандарт должен строго соответствовать. определенным требованиям. Основные требования,предъявляемые к стандартам,-это стабильность излучения во времени, таг; как,если переменность звезд-стандартов не известка или не учитывается при-обработке результатов наблюдений,то она неизбежно приводит к увеличения погрешзсти каталогов и копкретник измерений. Кроме того,спектр звезды-стандарта дояхен быть сугубо звевдшл:.

Однако анализ многочисленных данных наблюдений; охватывающих значительный интервал времени,полученных исследователями в разные годы и. различными астрофизическими методами,дают основания утверждать,что не все эти требования у Беги выполняются. Особое

- положение Беги требует, детального рассмотрения этого вопроса,что и является целью настоящих"исследований. Необходимость проведения

- этих -исследований пЬдкрепляется следующим обстоятельством. Использование более совершенных-приемников излучения, имеющих весьма высокое спектральное разрешение приводит к увеличению точности ивме-

. рения спектроанергетичёских;кривых иеследуем&х ЗЕевд. Однако' для прикладных з'адач достигаемая точность оказывается яено недоста-. точной. В рамках существующих Технических возможностей имеет смысл строже подойти к проблеме Еыбора первичного спектрофогометричес-кого.стандарта,от которог-о зависят результаты измерения звезд в будущих исследованиях. Именно этим обстоятельством определяется а-ктуа'льность диссертационной работы.

Исходный материал для исследования. Для достижения намеченной

дели-были привлечены данные астрометрических,фотометрических,

• спектрофотометрических и спектральных измерений. Кроме того,были собраны многочисленные эпизодические,нередко противоречащие друг другу,наблюдательные данные,полученные различными астрофизическими методами. С Следует отметить,что за исключением фотометричест щх и спектрофотометрических измерений систематических наблюдений (службы) -первичного стандарта не имеется). Была привлечена вся'имеющаяся в литературе информация,относящаяся к-Беге. Собранная информация включает не*только данные,относящиеся к видимой области спектра звезды,она также содержит все сведения и факты по исследованиям в различных спектральных диапазонах.

При сборе информации принципиальными для нас являлись два фак-

тора: точность измерения характеристик первичного стандарта и время, когда эти измерения были выполнены. Первый фактор служит гарантией достоверности полученных нами результатов и выводов,а тагле позволяет предвосхитить некоторые проблемы будущих исследований, так как погрешности намерения различных характеристик у Беги ниже, чем у других звезд. Второй- обеспечивает систематизацию наблюдений по временной шкале.

Объект исследования. Прежде всего - это внешние елок первичного спектрофотометрического стандарта,где происходит формирование непрерывного и линейчатого спектров. Для апробации новых подходов и методов исследования,предложенных в диссертационной работе,использовалась не только Вега, привлекались и друтие звезды. Методы исследования. Систематизирована вся имеющаяся информация

о первичном стандарте,проведен детальный анализ этой информации с привлечением различных астрофизических методов и подходов. При интерпретации данных наблюдений и событий,зафиксированных во Енешних наблюдаемых слоях Беги,привлечены теории:

- епектрофотометрии и многоцветной фотометрии;

- моделей звездных атмосфер;

- вращающдося звезд;

- меридиональной циркуляции;

- астроспектроскопии.

Такой всесторонний анализ дает возможность более полного иву-, чения природы звезды,выявления различных особенностей,сказьшакЕдх влияние на структуру ее внешних слоев,на формирование непрерывного и .линейчатого спектров,а так же судить о возможности использования Беги в качестве первичного спектрофотометрического стандарта.

Научная нозиана работы определяется тем,что впервые первичный спектрофотометрический стандарт подвергся столь детальному и (¿но-

- 6 - ' гостороннему анализу, для этой цели применены специальные подходы, обеспечивающие более тщательное изучение Беги. Впервые предложены способы нахождения самосогласованных характеристик исследуемой звезды и 1&тоды уточнения значений некоторых, характеристик, определяемых на практике с. большими погрешностями. Так впервые предложен -новый подход для решения ряда астрофизических задач с использованием такой Характеристики как' эффективное ускорение си-да тядасти. ■ ,

Новыми, впервые полученными,'результатами являются следующие:

1) гест контроля надежности оценки значения углового диаметра звезда

2) определение е-полосы внутри каждого спектрального подкласса для каждого класса светимости,характеризующей изменений эффективного ускорения вдоль спектральной последовательности с учетом действия вращения;

3). слособ оценки значений экваториальной скорости врапрния V и угла наклона оси вращения к лучу зрения I для одиночных звезд с ■умеренным и быстрым вращением) .

4) существование в лучистых зонах вращающихся звезд меридиональной циркуляции как реального физического процесса.показано на примере Беги; '

5) оценка скорости турбулентных течений в следствие распада меридиональной циркуляции вблизи поверхности вращаюадзйся звезды;

6) способ уточнения.значений эффективного ускорения и массы и получение .самосогласованных значений характеристик одиночной вращающейся айезды; ,■ ■ .

7), способ оценки масс''невидимых кошонент тесных двойных 'систем. Научно-практическая ценность исследований выполненных в диссертационной работе заключается в следующем. Высокая степень досто-

верности результатов,благодаря использованию большого ооъема. информации о первичном спектрофотоштрическом стандарте,позволяет использовать их в'решение ряда прикладных задач в качестве обязательных* рекомендаций. Например при подборе звезд на роль первичного спектрофотометрического стандарта. Кроме того,результаты исследований выявляют возможные причины возникновения нестандартных, часто противоречащих друг другу,данных наблюдений Беги. Используемые в работе методу исследования' могут применяться в практических цэ£ях для получения дополнительной информации об исследуемом * ' - • -

объекте. .,.. ' '

Апробация работа Результаты работы докладывались и обсуждались на семинарах в' Казанской, Мэсгавском, Ростовской и .Шнинградском государственных университетах, в Астрономическом' Совете "АН СССР, на всесоюзных совещаниях " Фотометрия и ее' метрологическое обеспечение"" (Госстандарт СССР, г. Москва, 1988г.,1990г.) , на совещаниях рабочей "группы Астросовета " Фотометрия, звезд" (Вильнюс, 1987г.; КРАО,1988г.) и на совепрниях рабочей группы Астросовета "Звезд-нш атмосферы" (Казань, 1979г. ,1989г. ;Тадту,1983,1991;КРА0,1982г.)..

Структура н объем диссертации. Работа состоит из Введения ,5 глав и Заключения. Общий объем диссертации-343с.траницы. Она включает 30 таблиц и 19 рисунков. Список цитируемой литературы представлен в конце диссертации и содержит 597 наименований. На залзггу, выносятся следующие положения:

1)' Ее га является переменной' звездой. В видимой области спектра амплитуда изшнения ее блеска оказывается равной Б.%, а период - 23-25 лет; •

2) способ оценки экваториальной скорости йрашэния и угла наклона оси вращзния к лучу зрения., для одиночных ротаторов (г-метод);

3) переменность континуума первичного стандарта и наличие у него

инфракрасного избытка излучения оказывают существенное влияние на абсолютные распределения анергии в спектрах других исследуемых звезд;

4) Бега обладает значительны}«! угловым моментом и ориентирована по отношению к наблюдателю полюсом:

5) слабая почти правильная переменность блеска звезды обусловлена периодическим или квазипериодическим выходом во внешние наблюдаемые слои атмосферы меридиональной циркуляции,которая приводит, во-первых,к дополнительному расширению профилей спектральных линий, и, во-вторых, к дополнительному разогреванию ее внешних слоев;

6) Еега - звезда с МК-характеристиками 69. 5 и погругкена в гаэопылевую оболочку. Это приводит к тому,что спектр первичного стандарта по своей форме оказывается отличным от звездного;

7) использование Езги в качестве первичного спектрофотометричес-кого стандарта Еряд ли можно считать оправданным.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Введение. Ео введении дано обоснование теш,определена ее актуальность и практическая значимость,определена основная научная проблематика,сформированы цель и задачи проводимых исследований.

Глава Анализ фотометрических, и спектрофотометрических данных наблюдений. Б начале главы дана информации о тех спектральных диапазонах спектра Беги, которые оказываются доступны:« для измерений и в которых осуществляется абсолетнзация ее спектра с поверхности Земли.

Бг*)1 представлена вся имеющаяся информация об абсолютно-абсолют-

Ъ

н'лх к относителыго-абсолютних измерений для первичного стандарта, которые выполнены исследователями в разные годы в интервале длин волн от 0.116 до 100 мюд. Особое внимание уделено спектральному ди-

- э -

апазону от и. 32 до 1.08 мкм,так как абсолютный измерения,полученные по назешым наблюдениям, считаются наиболее" надежными и слу.тат основой для нахождения внеатмосферных квазимонохроматических ос-вещенностей Е^в других спектральных диапазонах. Анализ этих данных показывает,что разные варианты абсолютного распределения энергии в спектре Беги существенно отличаются друг от друга (максимальное различие на длине волны 0.5556, мкм оказывается порядка 10%). Кроме того,эти спектроэнергетические кривые существенно различаются значениями бальмеровского стачка и наклона пашеновского континуума. В связи с этим предложен тест выбора оптимального варианта абсолютного распределения энергии в спектре Беги,основанного на анализе значений разности абсолютных звездных величин, найденных двумя независимыми способами. Для получения статистически значимого результата привлечено большое число звезд,каждая из которых имеет несколько спектроэнергетических кривых,построенных по разным вариантам'абсолютного распределения энергии в спектре Беги. Найдено,что измерения первичного стандарта,выполненные з Пул)

ковской обсерватории в 1985 году,оказываются наиболее оптимальным.

В ^2 проведено сравнение Пулковской спектроэнергетической кривой Беги с моделями звездных атмосфер Куруца и определены основные характеристики звезды. Показано,что одной моделью звездной атмосферы весь рассматриваемый диапазон длин волн от_ 0.138 до 1.03 мкм описать не удается. Выявлен ,10-2йХ дефицит потока излучения в дальней и ближней ультрафиолетовой областях спектра Беги и 7 -- 157. избыток потока излучения в 'ближней инфракрасной области ее спектра. Обсудцается природа этого избытка излучения. .

Найдено, что по. данным Пулковских измерений первичный стандарт

' < о

имеет следукщие значения основных характеристик: Т =9850 + 200 К,

е

7У1 =2. 49 + 0. 087П , =1. 70 +- 0.07,е =3. ЭЗ + 0. Об, м =

ш т- о о - дн - V

=0.60 + 0.16.

До настоящего Еремени вопрос о переменности Беги оставался не-опреленным. В |з приводятся многочисленные данные наблюдений как подтверждающие,так и отрицающие переменность блеска этой звезды.

Чтобы разобраться в этом Еопросе,проведен анализ оригинальных измерений спектральной плотности энергетической освещенности Ед на длине волны Д =0. 5556 мкм,создаваемые Вегой иа внешней границе атмосферы Беату за период 1960-1987 г. г.. Измерения на длине волны /4=0.5556 мкм использованы в связи с тем, что они наиболее многочисленны и чаще всего, именно эта длина волны служит для проверки и сравнения измерений различных авторов. Кроме того,погрешности измерения величин Е^в видимой области спектра не превышают + 1-2%,так как-в этом спектральном диапазоне учет экстинкции атмосферы Земли выполняется -наиболее корректно по сравнению с другими участками спектра.

Исследования показывают,что разность между наибольшей и наименьшей значениями Е составляет интервал (5-6)<Г, где {Г- пог-5556 '

ревность измерения характеристики Е ,а все эти данные измере-

5556

ний (за 1960-1987 г. г.) без усилий можно апроксимировать косинусоидой. Учитывая высокую точность измерения значений Е (+1.5£)

5556 -

и их широкий (5-6) б"' интервал изменения в видимой области спектра, можро утверждать,что Бега - переменная звезда: ее континуум на длине волны А =0.5555 мкм испытывает периодические подъемы и опускания (с 5% амплитудой изменения блеска) с периодом 23-25 лет. Кривая изменения блеска показывает максимумы в 1958-1960 г. г., 1981-1982 г. г. и минимум в 1969-1970 г. г;.

На других длинах волн из-за более низкой точности измерения "величин Е 1 такая правильная периодичность не обнаруживается, хотя

- и -

переменность блеска выявляется.

В £4 дано сравнение экспериментальных абсолютных распределений энергии в спектрах одних и тех же звезд, взятых из двух спектрофо-тсметрических каталогов,друг с другом,а также с моделями звездных атмосфер в диапазоне от 0. 32 до 1.08 мкм. В обоих каталогах используются разные варианты абсолютного распределения энергии в спектре Беги, а исследуемые звезды являются вторичными спектрофо-тометрическими стандартами. Показано,что переменность континуума у первичного стандарта и наличие у него избытка излучения в инфракрасной области оказывают существенное влияние на распределения энергии в спектрах 'других звезд. Исследования показывают, что: •

- наличие нескольких вариантов абсолютного распределения энергии

в спектре Беги усложняют поиск истинных значений Е . Эти значения

Л

у одних и тех же звезд зависят от используемого- варианта измерения первичного стандарта,к которому привязываются измерения этих звезд,то есть отличаются друг от друга. Как следствие этого значения Т этих звезд,определяемые-по-разным вариантам спектроэнерге-е

тических кривых,не совпадают. Например, согласно данным таблицы 2

1 главы I диссертации, для Беги Т (Пулково) > Т (Хайес и Лете е

хэм). Тогда совершенно естественно,что шкала Т по варианту иэмере-

е

ний Пулкова систематически будет давать значения Т звезд выше,

е

чем по шкале Т .построенной по варианту измерений }(айеса и Летхэ-ма;

- как и в случае с Бегой,одной моделью ЭЕездной атмосферы весь изучаемый интервал длин ваш (0.32-1.08 мкм),для любой из исследуемых звезд,описать не удается ни в одном из рассматриваемых каталогов. Если б видимой части спектра согласие теории с экспериментом хорошее,то в ближнем инфракрасном диапазоне спектра наблюден-

ные значения потоков постоянно превосходят теоретические. ЬЬино констатировать,что все исследуемые звезды имеют ощутимые избытки излучения в ближней инфракрасной области спектра. При анализе этих избытков можно отметить ряд особенностей. Так независимо от используемого каталога,начало отклонения экспериментальной кривой от те-

о

оретической (НОЭКТ) у горячих звезд (с Т > 7000 К) не зависит от

е

спектрального подкласса и класса светимости. НОЭКТы появляются примерно на тех участках длин волн,где начинается"НОЭКТ у Беги для варианта абсолютного распределения в ее спектре,используемого в данном каталоге. Далее,нет идентичности в поведении экспериментальных потоков излучения в инфракрасной области с длиной волны и количественного согласия в значениях избытка излучения дхя каждой из исследуемых звезд,взятых из разных каталогов.Б среднем величины значения избытка для любой из этих звезд,в каждом из рассматриваемых каталогов,оказываются того же порядка,что и значение избытка у Беги в соответствии с вариантом абсолютного распределения энергии в ее спектре. Если проследить поведение ИК избытка излучения вдоль спектральной последовательности от горячих звезд к холодным,

то наблюдаются следующие изменения. После спектрального класса Е иа-

о

быток убывает. В районе температур .Т ~7000 К теоретические и эксе

периментальные распределения совпадают на всем исследуемом интер-

о

вале длин волн. Для значений Т < 7000 К теоретические потоки излу-

е

чения в инфракрасном диапазоне существенно превосходят экспериментальные потоки излучения. Причина такого странного поведения потоков излучения исследуемых звезд следуюшдя. Наблюдаемый избыток излучения в ближней инфракрасной области спектра Беги приво-

о

дит к искусственному завышению (при Т > 7000 К) или занижению

о е

(при Т <7000 К) у звезд монохроматически потоков излучения в в

ближней инфракрасной области спектра.

Глава П. Бега - умеренный ротатор. В начале главы проводится сравнение ряда характеристик Беги с аналогичными характеристиками стандартной звезды с Ш-характеристиками АО V. Их значения существенно отличаются от стандартных и з ряде случаев эти различия можно объяснить присутствием у Беги значительного количества углового момента.

В дан краткий обзор методов определения скорости вращения звезд:Найдено,что существующие методы позволяют находить не экваториальную скорость вращения звезды ч,а. ее проекцию на луч зрения узШ1,а методы,непосредственно определяющие значения V,оказываются ненадежными. Последнее обстоятельство дало повод диссертанту предложить приближенный способ нахождения значений V и I для одиночных звезд.

В следующих четырех параграфах развивается этот способ,суть которого заключается в следующем. В настоящзе время супэствуют два независимых подхода для определения ускорения. Один, спектроскопический, включает-в себя методы,использующие различные детали спектра исследуемой звезды. Обозначим это. ускорение через е . Другой -

н

- базируется на исследовании положения одиночной-звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. По положению звезды на диаграмме,используя эволюционные треки, можно определить массу.-При известном

значении радиуса несложно найти ускорение. Обозначим его через ё .

дн

Полученные двумя независимыми подходами значения е и в для

н дн

одной и той же звезды, как правило,не согласуются друг с другом даже в пределах погрешностей их измерения. Такое расхождение нельзя объяснить только несовершенством используемой теории и большими погрезшостями измерения этих величин на практике. Следует также принять во внимание некоторые физические факторы, действующи? ео внешних слоях звезды. При спектроскопическом способе,оцениваемое

значение ускорения оказывается в прямой зависимости от физических условий во внешних слоях атмосферы,где происходит формирование различных деталей спектра звезды. Найденное таким образом.ускорение является аффективным. То'есть,при спектроскопическом способе измерения исследователь находит эффективное ускорение,лишь имитирующее действие гравитационной силы.

При определении ускорения по эволюционным трекам его. значение зависит только от точности нахождения фундаментальных характеристик исследуемой звезды,таких,как масса,радиус и эффективная температура. Следовательно, при этом способе измерения исследователь находит динамическое ускорение силы тяжести,которое,б принципе,не зависит от физических условий во внешних слоях звезды.

Примем теперь ео внимание центробежную силу. Тогда,если взять две звезды с равными массами,первая иэ. которых'вращается, а Еторая нот,то размеры первой должны несколько превосходить размеры второй, так как вращение приводит к общему расширению газовой конфигурации. В поверхностных слоях этих звезд сила тяжести окажется неодинаковой. Для вращающейся конфигурации она будет несколько меньше. Ослабление силы тяжести внутри такой звезды обусловлено тем,что наряду с ней присутствует и центробежная сила,направление действия которой противоположно действию силы тяжести. В центральных областях врашэюшэйся звезды,где сосредоточена большая часть ее массы, влиянием центробежной, силы можно пренебречь. Однако во внешних слоях влияние этой силы оказывается существенным. Таким образом,вследствии общего расширения вращающейся конфигурации, которое характеризуется ускорением £ .разность е - е

ц. б. дн .. ц. б. -

не должна зависеть от утла наклона оси вращения к лучу зрения (в

¿4 это доказано) и должно выполняться неравенство е > к . г- ' дн н . .

В ак найдено приближенное аналитическое выражение для эффектив-

ного ускорения силы тяжести' £ »а именно

и

-Зь * (1)

где г , £ иг,- соответственно динамическое, центроОек-

дн ц. б. гаД t '

ное, радиационное, и турбулентное ускорения. Каждое из них имеет соответствующее аналитическое выражение.

С привлечением обширного наблюдательного материала и большого * . ' числа зв'езд докааана справедливость выполнения на практике неравенства £ > § (§3).При'этом чем точнее выполнены измерения этих

дн н 5 . ■

характеристик для исследуемого ротатора,тем очевидней становится

выполнение этого неравенства.

Исследования показывают,что для каждого спектрального подкласса' внутри данного- класса светимости эффективное ускорение во внеп-

них слоях звезд,тлеющих скорости вращения от О до \'=7 .имеет сде-

■ . ■ ' кр

дующе границы изменения

где V • и Г? - соответственно критические скорость вращения и радиус .конфигурации,а 772-' ее масса.'

■ .Соотношение (2) следует рассматривать в качестве критерия, указывающего допустимые пределы значения е звезды с известными ЫК-

' н

-характеристикам.'Оно по- сути есть уравнение ¡»-полосы, ширина которой, то есть разность £ - е ),в среднем для кадцо-

■ • 'ДН . н- ' кр • го класса- светимости в логарифмической шкале оказывается равной

0.-55. Шрина полосы вполне' достаточна- и, при имеющейся в настоя' *

щее"время точности измерения характеристики е (+0.10 в логариф-. ' ' ' н -

иичес'кой шкале),,ее можно вйявить и построить для каждого масса

светимости. Ширина полосы вдоль спектральной последовательности

оказывается неодйнаковой. Для горячих звезд наблюденное значение

ускорения в - зависимости от изменения скорости вращения V может меняться в пределах одного спектрального подкласса не более чем в 2-3 раза, а для холодных - в 4-4.5 раза. Звезды с наибольшими значениями У31ги или имеющие значительный угловой момент, должны располагаться в нижней части е-полосы для каждого класса светимости. При этом не имеет значение ориентация оси вращения ротатора к лучу зрения. Для звезды с низким значением уз1гц трудно выяснить каким.ротатором,быстрым или медленным, она является из-за незнания угла наклона оси вращения к лучу зрения. Б-иолосы могут оказать помощь в этом вопросе. Так объект,имеющий небольшое значение характеристики уз1ш.располагается в нижней части £-подо-сы - это верный, признак того,что он является быстрым ротатором. Известно,что эквивалентная ширина линий водорода или гелия У

явно зависит от ускорения е ,то есть .Исследования показыва-

н н

ют, что вращение, также приводит к изменению величины V. Однако это воздействие однозначно определить трудно. Значение V зависит ке только от скорости V,но и от угла наклона оси вращения к лучу зре-■ ния Г,то есть имеет место зависимость \|М/(у,1).В ^>4 проведен анализ на примере линии водорода Н^.,чащэ всего используемой для оценки ускорения £ .Исследования показывают,что изменения величины V н

в большей степени зависят от присутствия внутри звезды углового момента (от скорости у) и почти не зависят от ориентации оси вращения ротатора к лучу зрения (от угла О. Зависимость v,;) на практике вполне можно ^расформировать в зависимость У=\/(у).Так

как ,то изменения, вносимые в характеристику ц врашэнием, так-

н , н

же зависят от изменения скорости V и совсем слабо (пренебрежимо

мало) от изменения угла I. Следовательно,эффективное ускорение,оцениваемое по профилям и эквивалентным ширинам линий водорода или гелия,меняется внутри данного спектрального подкласса главным

образом за счет изменения экваториальной скорости вращения.

Если существует зависимость g (v),to разность g - z

н н дн ц. 5.

- S -S при фиксированных значениях Т ид , также должна быть

rad t - е t „

функцией скорости v. На основе этого заключения в ¿5 предлагается

простой способ оценки значений v и i для одиночных _вращашл>:ся

звезд (о--метод). Формула для оценки величины v-имеет вид

^ -y^^i^H-Sn (3)

Дня исследуемой звезды должно выполняться условие lgg - l^u <

дн н '

<0.55,а найденное значение у обязательно должно находиться внутри интервала vsini < v < v .При известном значении vsini для

кр '

этой звезды нетрудно оценить значение угла наклона, i.

Предлагаемый способ является естественным приложением к проце- ■ дуре поиска ochqbhüx характеристик звезды, таких kb.k1?1,R и Т ,и позволяет контролировать и корректировать выбор не только ускорения й ,но и всех основных характеристик звезды в пределах погрел-

11 • 1 ностей их измерения. Используя найденные из' наблюдений значения

Vsini и s ,из® получить гораздо больший обгем информации об ис-н 1

следуемом объекте. Метод непосредственно учитывает то'обстоятельство, что исследуемая звезда является ротатором и косвено отличи ее структуры от структуры неврапдкзщейся звезды с там г,е значением массы. Для-быстрых ротаторов,какнки являются,например,звезды Еэ.та-кой подход может дать весьма уверенные'оценки значений v и í. Эти объекты,как известно, имеют высокие значения наблюденных скоростзй вращения vai ni,близкие по своим значениям к критическим скоростям вращзния. В этой случае значениэ разности lg г - г окзгыза-

ется существенно Согьсэ погрещностзГ! ипмэреиия характеристик *

" , W

и и . Каде.глость расскютроиного способа опрэделекил значений v и i н

для ударэнвых ротаторов шжно уведичита, повисни точнрсть измерения

эффективного ускорения примерно в два рава. Это требование указывает на то,что для получения уверенных значений V и 1 ,особенно для звезд с умеренным вращением (уз1т < 200км/сек),необходимо измерять значение £ с той же точностью,с какой измеряются значения

Т иШ Н

е

Метод апробирован на большом числе объектов (в таблице 13 диссертации представлены результаты для 20 звезд). Исследования показывают, что такой подход дает разумные оценки значений V и 1 для умеренных и быстрых ротаторов. Вданы оценки значений V и 1 .для Беги,найденные с помощью е-

метода. Для этой звезды неравенство е > & выполняется,и экваго-

дн н

риальная скорость вращения оказывается равной 230-255 км/сек. Это значение V составляет 0.70-0." 75 доли от критической скорости вращения конфигурации.Судя по значению й .звезда располагается

н _

в верхней части е-полосы для класса светимости V. Следовательно>

Вега,несмотря на значительный угловой момент, является умеренным

ротатором. Так как наблюденное значение узки звезды равно ~

17-19 км/сек,то угол наклона оси вращения к лучу зрения оказыва-о о

ется равным- 7 .То есть,Вега обращена к наблюдателю полюсом.

Глава .Ш. Крупномасштабные течения вещества во внешних слоях атмосферы Беги. Б лучистых зонах■врапрющихся звезд из-за локальных нарушений условия лучистого равновесия должны возникнуть крупномасштабные течения вешэства. Для объяснения слабой почти правильной переменности блеска Беги мы•обратились к изучению именно этих течений.

В <£1 главы Ш дан краткий обзрр классической теории меридиональной циркуляции,где рассматривается поведение циркуляции в различных областях лучистой зоны ротатора. Из-за больших значений скоростей циркуляции во внешних слоях лучистых зон горячих звезд те-

ченкя вещества не являются ламинарными, а распадаются на вихри различных масштабов. Однако способа оценки скоростей турбулентности для внешних слоев,предложенные различными исследователями,очень неудобны для практического применения. Кроме того,интерпретация механизма выхода циркуляции в атмосферу в ряде работ выглядит не очень убедительно. Поэтому в <£й предложено иное решение проблемы с использованием уравнений гидродинамики.

Наш подход к существованию меридиональной циркуляции внутри лучистой зоны вращающейся звезды базируется на предположении,что внутри этой конфигурации поверхности равного потенциала,давления, плотности и температуры не совпадают друг с другом. Тогда для решения задачи имеем систему уравнений,аналогичную системе уравнений динамической задачи приливов,но с другими граничными условиями. При этом мы имеем дело с двумерной задачей гидродинамики,которую с помощью искусственных преобразований можно свести к одномерной. Подобная процедура перехода часто используется при решении динамической задачи приливов.

Для формулировки граничных условий на поверхности вращающейся конфигурации,в частности для вертикальной составляющей скорости циркуляции,мы поступили следующим образом. Из классической теории меридиональной циркуляции известно,что вблизи поверхности скорости течений' оказываются очень большими.Тогда можно ожидать,что поток вещества из-за эффекта переменности плотности по высоте должен испытывать непрерывное ускорение,то есть он должен быстро турбулизоваться. В этом случае значение вертикальной составляющей скорости меридиональной циркуляции (фактически скорость ее турбулентности) можно оценить,применив закон сопротивления среды Ньютона. Так как циркуляция.вызывается вращением,то подъемная сила долина быть пропорциональна'величине деформации поверхности рав-

ного потенциала,а .при своем движении вверх вихрь теряет часть своего импульса из-за сопротивления среды. Тогда формула для оценки скорости турбулентных течений во внешних слоях вращзтацэйся звезды принимает вид i

где ^-отношение центробежной силы к силе гравитации, XI- угловая скорость вращения звезды, ¿4 длина свободного пробега турбулентного вихря.

Найденное решение дало возможность изучить поведение меридиональной циркуляции во внешних слоях звезды,имею^зй массу S05?2yн е оболочке Роша для конфигурации с кассой равной &1U.

О

Е формуле (4) неизвестным параметром является длина свободного пробега турбулентного гихря £. В расчетах рассматривался как свободный параметр. Тогда любое завышение или занижение значения £. приводит к изменении значения скорости í¿.3to позволяет сделать следующие вшодьи

- если параметр £ равен размерил семой стшсфзры (вихрь должен Сыть достаточно протякэнным),в атмосфере эзевды наблюдаются крупномасштабные течения вещества или ыакротурбулентность;

- если длина свободного пробега вихря ме-ньсе высоты однородной атмосферы Н,то в этом случае должна наблюдаться микротурбулентность.

Если природа турбулентных течений в атмосферах срасранцихся звезд обусловлена меридиональной циркуляцией, тс нЕпраЕивзется следующий ■• вывод.

Ео-первых,чем выше скорость вращения звезды, тем больше величина tu А так как скорость te велика, то поток циркуляции,испытывая eosрос-u;e¿- сопротивление среды, разбивается на больше число небольших по

сгонм размерам, турбулентных вихрей, имеющих малую длину свободного пробега Это-шкротурбулентность (вдесь ё-< Н). Ео-вторых,чем меньше старость вращения звезды,тем меньше величина* и. .В этом случае циркуляция претерпевает меньпие разрушения,и

Ч .1

размеры вихрей долины быть селики,сравнимые с размерами самой атмосферы, и велика длина свободного пробега турбулентного вихря. Это-макротурОулентность (здесь Н).

Таким образом,микро- и макротурбулентность - это разные степени разрушения выходявей во внешне слои врацаи^йся звезды меридиональной циркуляции. Если природа турбулентных течений в атмосферах горячих зиезд обусловлена циркуляцией,то у сверхгигантов, вредшщтася медленнее чем звезды главной последовательности,по-- гладимому, большее право на существование имеет макротурбулент-нссть. В атмосферах горячих звезд класса светимости V,из-за высоких скоростей вращения,степень разрушения выходящей во виегние слон циркуляции велика,с этой точки зрения,с большей долей вероятности должна наблюдаться развитая микротурбулентность.

1гсслздоезш:я показывают,что теоретические значения скоростей турбулентных течений оказываются близкими к наблюдаемым значением скоростей микро и ыакротурбулентности.

Е Л-3 этой г/зеы дзна интерпретация гидродинамической природы п:геЕних слоен грагдащихся звезд, если появление динамических тече-н::й в апветрах этих объектов обусловлено меридиональной циркуляцией. Приводятся сценки влияния микро-и ьакротурбулентности на

ускорение в и на протяженность звездной атмосферы. Рассматривают-t

ся п другие вопросы. Как показывают исследования,в целом динамически» течения пе оказывают существенного влияния на структуру атмосферы ссезды за исключением сверхгигантов. При больших скоростях сращения мзкрстурбулеитность моиет привести к значительному

возрастанию протяженности сверхгиганта.

Анализ измерений характеристики уз1гп Беги,выполненный в показывает, что ее значение меняется со временем. Значения уэт^измеренные по спектрограммам,полученным до 1978 года,оказываются существенно ниже измерений значений уб^ш.выполненных по спектрограммам, полученным после 1979-1982 годов. Скорость вращения с 17--18км/сек за этот промеж^ок времени возросла до 28. 6-33. 9 км/сек, то есть увеличение составило 11.6-14.9 км/сек,а к 1990 году значение узШ1 уменьшилось до 22 км/сек. По данным исследований ^3 главы _1, максимальное увеличение блеска у Беги приходится на 1981-1982 годы.

Ясно,что за такой короткий срок скорость вращения не могла так быстро возрасти. Ситуацию проясняет следующее предположение,что в атмосфере Беги в 1976-1983 г.г. происходили какие-то события,пик которых пришелся на 1981-1982 годы,их развитие зафиксировано исследователями в 1976-1980 г. г. ,а их следствия еще были ощутимы в 1983-1986 г. г.. Затухание событий пришлось примерно на 1990 год. В результатет этого цикла во внешних слоях Беги " заработал " некий физический механизм,действие которого на атмосферу проявилось в следующем. Ео-первых,произошел дополнительный разогрев атмосферы и это.привело к небольшому подъему континуума звезды.Во-вторых, возникла дополнительная деформация профилей' спектральных линий. Если принять за реальное значение убии Беги значение равное 17-19 км/сек,то на долю предположительного физического процесса,приведшего к дополнительной деформации профилей спектральных линий,в максимуме будет приходиться значение равное 11.6-14.9 км/сек.

Анализ подобных изменений характеристики У31ги привел нас к вы-■ воду,что причина слабой и почти правильной переменности блеска -Беги - быстрое вращение. Вращение приводит к появлению меридиональ-

ной циркуляции в ее лучистой зоне. Последняя периодически или ква-зипериодически,разрушаясь сама,разрушает слабую,находящуюся в глубоких ненаблюдаемых слоях атмосферы,водородную конвективную зону и прорывается наружу как турбулентное течение с вихрями различных масштабов. Появление во внешних наблюдаемых слоях Беги турбулентных вихрей приводит к двум следствиям. Во-первых,так гак вихри переносят энергию,происходит небольшое нагревание внешних слоев атмосферы и наблюдатель фиксирует незначительное (~5%) повышение уровня континуума звезды. Во-вторых,появление в наблюдаемых слоях звезды вихрей большогб масштаба приводит к дополнительной деформации профилей спектральных линий. Вследствие чего изме^.. мое в этот период времени значение уэип! возрастает.

Из-за несовершенства теории меридиональной циркуляции сложно дать полное количественное описание этого физического процесса. Тем не менее,по налим грубым оценкам глубина, на которой происходит переход течения из ламинарного состояния в хаотическое,у Беги оказывается равной (6-8) Н. Кроме того, оценки показывают высокую степень развитости и разрушенности меридиональной циркуляции во внешних слоях Беги. Разрушение циркуляции у звезды происходит, по крайней мере, до вихрей масштабов 0.1Н.

Так как возрастание блеска Беги происходит с периодом 23^25 лет, то перестройка структуры глубоких слоев атмосферы,в результате которой становится возможным выход во внешние наблюдаемые слои меридиональной циркуляции,повторяется,по-видимому,с тем же периодом. Можно понять почему эти события происходят периодически или квази-периодически,если вспомнить,что у звезд спектральных классов А имеются небольшие водородные конвективные зоны с турбулентными скоростями, которые оказываются существенно меньше скорости звука. Хотя влияние конвекции на поле излучения звезды невелико,но с ее

помощью,по крайней мере качественно,можно объяснить появление циркуляции во внешних слоях атмосферы звезды.

Согласно теории,скорости меридиональной циркуляции при приближении к границе конвективной зоны становятся очень болышми. Следовательно, вблизи внутренней границы конвективной зоны Беги циркуляция самотурбулизуется и диссипирует энергию £ по порядку величины равнуюгДе коэффициент вязкости. За счет поступления этой дополнительной энергии £ водородная конвективная зона постепенно разогревается в областях наиболее активной диссипации энергии. В результате в них увеличивается степень ионизации атомов водорода,толщина зоны убывает и наконец возникает "сквагки-на",через которую начинают прорываться сначала наиболее,а затем и менее энергичные вихри уже разрушенной меридиональной циркуляции. По мере роста размеров "скважины" процесс выхода наружу турбулентных вихрей различных масштабов постепенно нарастает и продолжается до тех пор,пока не иссякнет вся накопленная циркуляцией энергия Е . В этот период времени в "скважине" устанавливается лучистый перенос энергии и циркуляция беспрепятственно устремляется нарушу. Местоположение "сквакины" зависит от закона вращэнш внутренних слоев лучистой зоны ротатора.

Параллельно с этим процессом происходит другой. В тех областях конвективной зоны (в."скважине"),где ранее происходила шгтивкая диссипация энергии,вновь все постепенно успокаивается и на эткх глубинах течения из хаотического состояния переводят в ламинарное. Разрушение выходящзй наружу циркуляции происходит значительно выше,вблизи поверхности звезды. Гак как на эти глубинах исчезает дополнительный источник энергии,то доля ионизованных атомов Еодородз постепенно убывает и в "скважине" происходит медленное восстановление конвективной зоны. С ее восстановлзнием ьсо-

растает сопротивление выходу во внешние наблюдаемые слои циркуляции. Этот процесс продолжается до тех пор,пока толщина конвективной зоны в "скважине" не станет равной исходной и циркуляция вновь окажется не в состоянии прорваться во внешние слои атмосферы. Затем весь описзнный цикл повторяется.

Описанный здесь процесс выхода во внешние слои меридиональной циркуляции довольно схематичен. В дествительности процесс может сопровождаться пульсациями в периоды максимального прорыва. Намеки на появление пульсаций вблизи пиков блеска 1958-1960 г. г. и 1981-1932 г. г. имеются.

На примере Беги видим, что меридиональная циркуляция не является каким-то абстрактным изобретением теоретиков,а является вполне реальным физическим процесса).!, протекающим в лучистых зонах и в атмосферах вращающихся звезд. Этот процесс действует в основном во внешних слоях звезды и эти изменения не носят катастрофического хзрактера. С точки зрения теории,и это подтверждается наблюдениями меридиональная циркуляция в состоянии прорваться через слабую конвективную зону, расположенную в очень глубоких ненаблюдаемых слоях атмосферы,наружу. Однако для корректного описания этого процесса необходимо значительно улучшить теорию меридиональной циркуляции. А также необходимо провести дополнительные и тщательные наблюдения.

Глава Г/. Самосогласованные характеристики звезд. Эффективное ускорение силы тяжести. В этой главе предложены приемы и способы нахождения надежных и самосогласованных значений характеристик исследуемых звезд,благодаря которым,используя известные из наблюдений характеристики, можно:

- восстановить другие необходимые исследователю величины;

- составить тесты для контроля измеренных характеристик;

■ - 26 -

- сформулировать критерии,позволяющие существенно повысить точность измерения тех наблюдаемых характеристик,которые определяются весьма неуверенно.

В конечном итоге получить значения самосогласованных характеристик исследуемой звезды,и тем самым обеспечить надежную базу для нахождения других необходимых величин.

В сформулирован тест контроля надежности оценки экспериментального значения углового диаметра звезды,суть которого заключается в следующем. С наибольшей точностью наблюдатели определяют цвета и показатели цвета. Погрешности их измерения в видимой области спектра (для любой из известных в астрофизике фотометрических систем) звезды составляют±0.5-1. 0%. Отсюда- целесообразность осуществления контроля надежности измерения углового диаметра О, опираясь именно на эти характеристики.

Пусть для исследуемой звезды уверенно определены такие характеристики как видимая звездная величина V,колор-эксцесс ЕС В-V) и параллакс ЭТ. В этом случае с помощью формулы М =У+5+5*1£-л—К*Е(В--У)

■Ы. V .

находим значение М (абсолютную звездную величину по известному

V

значению параллакса). Пусть также для этой звезды известно абсолютное распределение энергия в спектре или цвета и показатели- цвета в какой-то фотометрической системе используемой в астрофизике. Если в'- распоряжении исследователя имеются только цвета и показатели цвета,то с помощью известных формул несложно построить абсолютное распределение энергии в спектре звезды. С помощью формулы

<| е^ЩуЕ^ + О. куЕ.С'№)+ олзт~{5)

5

где угловой диаметр 0=2.06265*10 /0.5*(с1/Н), й-расстояние до зезз-

ды.Кд -коэффициент межзвездной экстинкции,переводим значения эмпирических потоков излучения Е^ в шкалу удобную для сравнения с

модельными потоками излучения и оцениваем значения Т , В. С. (боло-

е

метрическая поправка) и одновременно по формуле

М^ HS&-ь-^ Ria0-d0~¿QT^-B.С. (6)

находим характеристику M . Если значения M и M .согласуются друг с другом в пределах пог-

v v

. t.

решностей измерения, то использ'уемо.е в расчетах значение D исследуемой звезды можно считать 'искомым.

Однако на практике значение VT оказывается ненадежны),i особенно для эвезд с расстояниями d>100 пс. Поэтому следует исключить из анализа. Это дает следующее уравнение

/С'К^ ds.iseï- (П vl5 + & C.e + io.eg%o)+Y-

-%E(&~V) + 5~-6>Я)+ ioù).71 + B.C. P (7)

где MjB. Q. Т - соответственно абсолютная звездная величина,боло-

v0 О e<j • •

метрйческая поправка .и эффективная температура Солнца.

Так как величины Т и B.C. фактически являются функциями D и Е., е :

то правая часть соотношения (7) 'зависит только от характеристик наблюдений и не зависит от параллакса 37

Соотношения (Б) я (7) можно, рассматривать как систему уравнений, которая позволяет контролировать надежность оценки значения D и одновременно согласовать наблюденные значения V,E(B-V),E^ и

D с-характеристиками Т , В. С. и Ы . ■

е v -

Согласие между, перечисленными характеристиками должно быть дсс-

- ' £ъ. S/>

тигнуто при минимальном значении- рзгности м - М . з получаемое

v v

- & -

значение Т при имеющемся значении D,должно находиться в Слизком е

соответствии с МК-характеристиками исследуемой звезды. Таким образом, процесс поиска самосогласованных значений величин 7 ,В.С.,

е

М и D в зависимости от экспериментальных значений D,V,E(B-V) и v

Ед (или цветов и показателей цвета используемой фотометрической системы) осуществляется по следующей схеме. С помощью выражения (5) вычисляем величины ^ . Затем путем подбора наиболее подходящей модели звездной атмосферы, адекватно описывающей данные наблюдений, оценивается величина Т ,а по теоретической зависимости В. С. =

е

=f(T ) находится болометрическая поправка. Наконец, с помощью полу-е ¿л.

ченных значений Т и В. С. по формуле (7) оценивается разность М -Sp е v

- М ,а также проверяется соответствие между значением Т и МК-ха-

v е

рактеристиками исследуемой звезды. Когда разность оказывается минимальной, обнаруживается соответствие между значением Т и МК-ха-

е

рактеристиками,то можно считать,что найденное на практике значение D является надежным, а получаемые величины Т , В. С. , М и D буе v

дут самосогласованными.

■in. Sp

Если разность М - М оказывается существенной или нет согла-v v <

'сия между величиной Т и МП-характеристиками исследуемой звезды, е

то с помощью уравнений (5) и (7) следует осуществить процесс итерации для поиска самосогласрванных значений D,T и B.C..

е

После применения теста получаем самосогласованные значения D,

in. Sp

1 и В. С., а также минимальную разность М - М для авезды. Если для

е v v

последней известно значение ЗГ, то можно найти характеристику М .

v

Если величина ЗГоб^кта исследования определена некорректно,то,

используя теретическую зависимость М =f(Г ),по известной величи-

sр v е

не Т оцениваем М и несложно затем найти величину Ж? е v

Тест апробирован на большом числе звезд и найдено,что в пределах ошибок,в которых в настоящее время оцениваются необходимые

для использования в тесте характеристики,он дает устойчивое решение и приводит к.приемлимым результатам. В частности,показано,что

для Беги найденные из наблюдений характеристики Т ,D,E(B-V),V,

е

и R/R хорошо согласуются друг с другом. о

Использование геста,с нашей точки зрения, имеет одно несомненное преимущество: сЕязав измеренную на практике величину D с энергетическими характеристиками исследуемого объекта,мы тем самым эбес-печим надежность определения других характеристик, в том числе таких фундаментальных как масса,светимость и радиус.

Практически все исследуемые звезды являются ротаторами. Если воспользоваться результатами исследований главы П_, то можно сформулировать критерий,позволяющий повысить точность измерения ускорения g и довести эту точность измерения, по порядку величины, н

равной точности измерения массы одиночных звезд по эволюционным

трекам. Кроме'того, найти самосогласованные значения величин Ж, R,

g и vsini,a также одновременно оценить скорость v и угол наклон Р на i исследуемой звезды. Эта задача решена в g2 этой главы.

Исследования показывают,что,если из наблюдений известны значения характеристик g , Т ,R и vsini.to масса исследуемого объекта н е

должна находиться в следующих пределах

Исследуем полученное неравенство. При скорости вращения v=v и о кр

угле наклона 1=90 это неравенство обращается в тождество. Когда

скорость v=Q,правая часть выражения (8) теряет смысл,а g =g +g .

дн н rad

Таким образом,найденное неравенство имеет силу только для ротато-

о

ров. Если звезда обращена к нам полюсом (1=90 ),использование выражения (8) становится спорным,так как при значении vsini=Q трудно утверждать,что звезда является ротатором.

Если и а наблюдений известны значения У^-, 1?Л и \'з1ги,то эффек-

е

тиЕкое ускорение силы тяжести должно находиться ь интервале

Учитывая более высокую точность измерения величин Т ,Я и уэШ!

по сравнению с точностью измерения величинЦ2 и в .можно добить-

н

ся улучшения точности определения двух последних характеристик с

п помощью соотношений (8) и (9). При этом значение е можно оце-

• н

нить с погрешностью,сравнимой по величине с погрешностью оценки массы по эволюционным трекам.

Этот подход,на наш взгляд,дает некоторые гарантии корректной оценки значенийЖи £ для исследуемых звеед.а именно:

- определяет интервалы, в которых следует искать эначеншО^и £ ;

- позволяет осуществить коррекцию значений 7/2 и е и согласовать

н

их значения с другими характеристиками исследуемой звезды.

В этой жэ главе были рассмотрены решения ряда астрофизических задач с использованием эффективного ускорения силы тяжести,а именно:

- получено выражение для оценки максимально возможной скорости вращения горячих звезд С £ 3);

- сформулирована нетрадиционная задача по поиску закона дифференциального вращения во внешних слоях вращающейся конфигурации (^3);

- исследована с помощью ^-метода зависимость "средняя скорость вращения-спекгральный" для звезд поля,принадлежащих главной последовательности (^4);

- предложен способ оценки масс' невидимых компонент тесных деойных систем, если функция масс Т{Ш) < < 1 Б).

Есе предложенное в этой главе подкреплено многочисленными при-

мэрами, демонстрирующими надежность и правомерность их использования на практике.

Глава V. Структура внешних слове Беги. В заключительной главе дан анализ всей полученной нами в предедущих главах и найденной по литературе информации о Беге.

В проведено сравнение Беги со стандартной звездой с МК-характер ис тиками АО V. Выявлено ряд несоответствий между рядом ха-ристик Беги и характеристиками стандартной звезды. Сравнение показывает, что у Беги выявляется несоответствия между:

- значением M и ЫК-характерисгиками,которые приписываются первич-

v"

ному стандарту;

- наблюденным значением радиуса и значением радиуса стандартной звезды;

ti. sP

- значениями M и M .найденных двумя независимыми способами;

v v

- химическим составом атмосферы первичного стандарта по отношению к стандартному химическому составу для химических элементов,начиная с атомного веса больше,чем 22.991; •

- значениями показателей цвета Беги и значениями этих же характеристик для стандартной звезды.

Эти несоответствия ставят под сомнение правомерность утверждения, что Бега является нормальной звездой с МК-характеристиками АО V.

Если расстояние до звезды известно с высокой степенью точности (у Беги дело обстоит именно так),то в этом случае классическую процедуру сравнения эмпирического абсолютного распределения энергии в ее спектре с моделями звездных атмосфер можно несколько- модифицировать. При этом /этребуется также знание характеристик V и Е(В-V). Однако здесь важно в первую очередь знание рассто-ния до звезды. В классическом способе сравнения это не требуется,

но должно оыть известно и как можно точнее значение утлового диаметра исследуемой звезды. При использовании модифицированной процедуры получаемые для звезды значения Т и R должны находиться

¿-а. е

в полном согласии с характеристикой M ,которая,как известно,оп-

V

ределяется по известному значению Ж . Поэтому процедура поиска

величин Т и R осуществляется путем итераций, г е

В|2 о помощью модифицированной процедуры сравнения наблюденного распределения звезды с моделями звездных атмосфер,предпринята попытка установить МК-характеристики первичного стандарта,его эффективную температуру и радиус. Исследования показывают,что в действительности Вега является звездой с МК-характеристиками В9.5 _ _ о

IV - V,c температурой Т = 10105 + 230 К и радиусом R/R=2.69+0.25. — - е - © -

Такое неожиданно высокое значение Т• ,найденное нами,подтвержда-

е

ется рядом наблюдений.

Интерпретация столь неожиданного результата дана в J3. Он объясняется тем, что Вега погружена в газопылевую оболочку. Эта оболочка имеет значительную (до~70й) протяженность вдоль плоскости экватора, а толпрша ее над полюсами невелика (->-0. 052R). Оболочка не оказывает существенного влияния на структуру внешних слоев звезды. Однако поток энергии,фиксируемый исследователями,представляет суперпозицию полей излучения самой Беги и окружающей ее туманности, которую она освепрет. В результате прохождения излучения самой звезды через эту туманность поток энергии перераспределяется по частотам. На внешней границе оболочки в найравлении наблюдателя излучается поток энергии с распределением,соответствующим звезде с МК-характеристиками АО V. Звезда уже. покинула полосу главной последовательности, но не достигла еще стадии субгиганта.

*

Из-за отсутствия данных наблюдений детально разобраться в струг

ктуре этой газовопылевой оболочки пока не представляется возмож-

нъш. При найденной наш ориентации оси вращения Беги по отношении к наблюдателю и незначительной толщине оболочки обнаружить ее существование очень сложно. Неудивительно, что многочисленные попыт-1ся исследователей выявить спектральными^методами наличие газовой оболочки вокруг Беги не увенчались успехом. Столь незначительная .толщина оболочки над полюсами не обеспечивает услоеия появления эмиссионных линий,какие имеют место в оболочках звезд Ее. Обычно присутствие таких линий в спектре звезды есть прямое доказательство наличия газовой оболочки.

Тонкая расположенная выше плоскости экватора газопылевая оболочка, несмотря на свою незначительность,помимо уже отмеченной способности перераспределять излучение по частотам,приводит к дополнительному покраснению звезды,которое можно в принципе определять характеристикой Е (В-У).Ее значение не трудно оценить. Оно

м об

разно ~ 0. 04.

Присутствие у Беги газопылевой оболочки дает возможность понять прнро7ду тех несоответствий, которые были найдены нами в этой главы. Например,если предложенная модель оболочки первичного стандарта справедлива,то можно понять природу различия в оценках значений М .получаемых двумя независимыми способами. С одной стороны,

V

незначительная толщина оболочки не может оказать существенного

влияния на величину У,как и слабое межзвездное покраснение. Тогда "¿/г.

значение и .определяемое по известному значению параллакса Беги,

v

зависит только от значения параллакса и с этой точки зг>ения явля-

тЬл

ется корректным. Зто значение М соответствует звезде с Ш-хзрак-____V

териститаш К9. 5 IV,-V. С другой стороны,поток приходящего излучения, регистрируемый спектрофотометрическим приемником, представляет собой суперпозицию поля излучения звезды и поля излучения ок-руааирй С2 оболочку,которую она сама я® разогревает. Иными слова-

- 34 - <

ми,распределение анергии в спектре Беги не является по своей при- . роде сугубо звездным,а.иэ-за: присутствия газопылевой туманности становится деформированным.. Вследствие этой .деформации распределение энергии в спектре Беги в направление, наблюдателя имитирует ' -распределение энергии в спектре звезды с Ш-характеристиками АО V. Поэтому значение М .определяемое- до ¿пектрофотометричёским данным наблюдений, является ошибочным.. . •■''.'

Присутствие газопылевой оболочки'вокруг £еги дает возможность понять те данные наблхщений, в. которых исследователи' иногда фиксируют у нее отрицательные значения-Вероятно, оптическая толща-оболочки является величиной переменной. Можно выплнить следующий дос-

■ ■ " . . • -(оГ •

таточно простой расчет. Допустим, что -характеристика V есть, визуг

альная звёздная величина, Беги при отсутствии вокруг" нее гаэопыле-

вой оболочки. Она "связана с наблюдаемой звездной величиной-V, равной м (о) ' - ш

0. 03, соотношением V =4 - Е (В-У)*1.085*к =-0.027, где к - -

об ' . ; 5550 . -о . 5550

- коэффициент межзвездной экстинкции на длине волны 5550А.То есть,"

когда оптическая толща оболочки Беги выше плоскости экватора й • Чад полюсами достигает минимального значения,яркости беги возрастает, и ее видимая звездная -величина принимает отрицательное зна--

ч -

чение. Следовательно,в какой-то мере небольшие кратковременные увеличения яркости у этой звезды можно объяснить уменьшением толшя имеющейся оболочки.- - •'...•'•

Механизм образования такой оболочки у Беги окончательно неясен. Однако,судя по различиям в химическом составе Беги по. отношению к стайдартному,можно предположить,что она является остаткам"пер* воначального газопылевого облака,из которого образовалась звезда.

Характеристики Беги

Таблица 1

ЛЬуг, ГО 172157 - ВБ 7001, ВЭ.5 IV -V. ' . , -щ т ' ш ш ш ш

М =0.46 + 0.12,Е(В-У) =)0. 007 + 0.003, У=0. 03 + 0.02 V 1.

- т ' т" • ш ш т

(Ц-В) —0.12 + 0.03,(В-У) =-0.05 + 0.01,Е СВ-У) 0.04

о , - о - об

, • о т т

7 »10105 +,230 К, В. С. =-0.37 + 0. 05 ' • е -

рг/й =2. 69 + 0. 25 , 771 =2. 56 + О. 05 7П&

© _ _

" . - ' оо

уэтг =17-19 км/сек, уЛ 286 + 60 км/сек, 1x4 - 7

Оболочка пополняется выбросами вещества,происходящим с поверхности Беги. Эти выбросы не являются мопщыми. Кроме того, они скорее всего непродолжительны по времени. Наблюдения такие события не исключают. Вероятно,часть выброшенного звездой вещества с течением времени под действием светового давления рассеивается в околозвездное пространство. Поэтому можно допустить,что количество газа в оболочке с течением времени меняется и,следовательно,оптическая толщ оболочки является величиной, переменной.

■ В таблице 1 приводим окончательные характеристики первичного стандарта после полного анализа всех данных,которые,на наш взгляд, ■ являются более близкими к реальным.

Предыдущие исследования приводят к мысли о необходимости сравнения Беги с какой-нибудь группой звезд,имеющих аналогичное с Ве-гой поведение,в частности,со звездами Ве. Ш нашему мнению,между Бегой и этой группой звезд имеется много общего. У последних,как известно, также выявляется слабая переменность континуума. Физические механизмы,приводящие к таким изменениям,вероятно,как у Беги,

действуют во внешних слоях и эти изменения не носят катастрофического характера. Возможна,физический процесс,вызывающей слабую почти правильную переменность блеска Беги является универсальным и действует в атмосферах звезд Бе. В дано сравнение Беги со звездами Бе.

Действительно,исследования показывают,что по ряду признаков Вега оказывается схожей с этой группой звезд. Однако процессы,протекающие во внешних слоях Беги,не являются тагами мощными по сравнению с аналогичными процессами,протекающими в атмосферах звезд Ее. Возможно, если бы Вега была обращена к наблюдателю экватором, то ее сходство со звездами Ве было бы более очевидным.

Как показывают исследования,распределение энергии в спектра первичного стандарта не является сугубо звездным.Насколько значительны эти отклонения в различных спектральных диапазонах моига выяснить путем сравнения наблюденного распределения энергии в спектре Беги со стандартным распределением энергии в спектре звезды с МК-характеристиками В9. 5 П-У. Тем распределением, которое она должна была бы иметь при отсутствии оболочки.

Б проведено сравнение распределения энергии в спектре первичного стандарта по измерениям,выполненным в Пулковской обсерватории, со звездным,соответствующим звезде с МК-характеристиками В9. 5 "V. Исследования показывают, что на всем исследуемом интервале длин волн от 0.32 до 1.08 мкм из-за присутствия оболочки спектр звезды оказывается деформированным. Так, в интервале длин волн 0. 32-0. 47 мкм экспериментальные значения Е^ на 5-10£ ниже звездных значений Е ,а в ближней ИК области (0.70 - 1.03 мкм) экспериментальные А

потоки излучения на 5^10% превышают звездные. В видимой области спектра различия в значениях Е^ не выходят за пределы погрешностей измерения этих величин,но все же наблюдается тенденция к несовпа-

дению экспериментальных и звездных значений Е^. Удобно эти резуль- .

таты выразить через показатели цвета.. Различия в цветах U-В),

S(B-V), Sí V-R) и соответственно оказываются равными:

m m m m m m m m

-0.117 + 0.010,-0.076 + 0.010,-0-042 + 0. 010 и -0.048 + 0.010..

Здесь: 3"(U-B)=(U-B) _ - СU-В) и так далее. Таким образом', В9.5V Бега

распределение энергии в спектре Беги в направлении к наблюдателю деформируется не только,как это принято считать,в ближней и дальней инфракрасных областях спектра и в далеком ультрафиолете,но также ■ в ближней и в видимой частях спектра.

Таким образом,у Веги оказываются нарушенными два основных требования, которым должен подчиняться первичный спектрофотометричес-кий стандарт. Первое из них -не соблюдается условие стабильности излучения звезды во времени. Второе - наблюденное распределение стандарта по своей природе не является ЗЕевдным. Исходя из этого сделан вывод,что использование Веги в качестве первичного спек-, трофотометрического стандарта в будущих исследованиях вряд ли можно считать оправданным.

Вданы рекомендации по выбору звезд в первичные спектрофото-метрические стандарты. Замена Беги другой звездой,как нового первичного спектрофотометрического стандарта,у которого отсутствовали бы "особенности, которые выявились у Веги, все же не решат всех проблем до конца. Для повышения надежности измерения значений Ед исследуемых звезд' необходимо модифицировать методику абсолютизации исследуемых зиезд и использовать не один, а несколько, независимых друг от друга первичных спектрофотометрических стандартов.

í .

Заключение. В заключении приведены основные итоги диссертационной работы. Выражена надежда,что разработанные подходы к изучению звезд и полученные диссертантом результаты привлекут внимание ис-

следователей,занимающихся физикой звезд,и найдут практическое применение.

ОСНОВНЫЕ ПУБЛИКАЦИИ, ' Ш теме диссертации опубликовано 34 статьи. Ниже дается перечень только основных публикаций,отражающих главное содержание диссертации:

1. Мережин В.К .Меридиональная циркуляция в атмосферах вращавпщх-ся горячих зЕезд. - Труды городск. астрон. обсерв. КГУ, 1Э78, т. 44,

с. 79 - 95.

2. Мережин В. П.. К вопросу о вращении звезд. -Труды городск. астрон. . • обсерв. КГУ, 1980, т. 45, с. 3-33.

3. Мережпн В. П.. Меридиональная циркуляция в лучистых зонах горячих

звезд. -Труды городск. астрон. обсерв. КГУ, 1980, т. 46, с. 3-54.

4. Мережин В. П..О параметрах системы Лебедь Х-1.-Астрон. циркуляр,

1983, N 1284, с. 3-4. .

5. Мережин В. П.. О максимально возможной скорости вращения горячих

звезд.-Астрон. циркуляр, 1983, N 1287, с. 1-3.

6. Мережин В. П.. О критерии выбора ускорения силы тяжести на повер-

. I ,

хности звезды.-Труды городск. астрон. обсерв. КГУ, 1986, т. 50,

с. 52-62.

7. Мережин В. П.. в-метод определения скорости вращения звевд. -Труды

городск. астрон. обсерв..КГУ,198б,т. 50, с. 63-72. - 8. Мережин В. П. , Маниров Т. К.. Зависимость средняя скорость вращения-■ спектральный класс для звезд поля главной последовательности. -Труды городск. астрон. обсерв. КГУ, 1985, т. 50, с. 73-82.

9. Мережин В. II , Рубан Е. В.. Сравнение наблюденного и теоретического

абсолютных распределений энергии в спектре Беги. -Астрофи-ка, 1988, т. 28, вып. 3, с. 573-585.

10. Мережин В. П.. Построение системы вторичных стандартов спектро-

фотометрических каталогов. -Седьмая Всесоюзная научно-техническая конференция "Фотометрия и ее, метрологическое обеспечение" ,Тезисы докладов,Гос. комитет СССР по стандартам, М. ,1988, с. 136.'

11. Vasil'yev I. A. ,\terezhin V. R,Halimov V. N. .NÓvos'yolov V. A.. On

the.variability of Vega.-IAU-Inf. Bull var. stars, 1989, ■ N 3308. '

12. Васильев.И. А. .Мережин В. IL .Налимов В. Е .Новоселов В. А.. К воп-

росу' о переменности Беги". -Труды городск. астрон. обсерв. КГУ, ' ' 1989, т. 52, с. 25-&3.; •* . '

13. ifepeffiíH В. ÍL , О возможном способе оценки, масс, невидимых компо-

г

нент тесных двойных систем. -Известия астрон. обсерв. ' _ Энгельгардта, 1989, N 54, с. 43-5р.

14. Мережин. В. К . Ыасс.ы невидимых спутников „тесных двойных систем. -

Известия астрон. обсерв. Энгельгардта, 1991, N 56, с. 19-34.

15. Kferezhin V. Р.. Vega: Data analysis of the observations.-Astrophys.

• and Space Sci. , 1990,v. 174,p. 181-193.

16. МереЖин В. П. .Наговицина Л. В.. Возможный, тест по выбору коррект-

ного варианта абсолютного распределения энергии в спектре Беги. -Восьмая Всесоюзная научно-техническая конференция ■"Фотометрия и ее метрологическое обеспечение",Тезисы докладов, Гос. комитет ¿ССР по стандартам, LÍ., 1990, с. 52.

17. Наговицина JL В.", Мэрежин В. П.. Еега:-первичный спектрофотометри-

ческий стандарт?. -Восьмая Всесоюзная научно-техническая конференция "Фотометрия и ее метрологическое обеспечение", Тезисы докладов,Гос. комитет СССР по стандартам,М. ,1990,

с. 80.

18. Мережин В. П.. Сравнение эмпирических абсолютных распределений

энергии в спектрах звезд с моделями звездных атмос-

- 40 -

фер.-Известия астрон. обсерв. Энгельгардта,1991,М 56, с. 35-56.

19. Мережин В. П. , Шаймухаметов Р. Р.. Контроль надежности измерений

угловых диаметров звезд. -Кинематика и физика небес- ' ных тел,1992,т. 8,N 6.C.54-59

20. Nagovitsyna L. V. , K-ferezhin V. Р., The Principal Rezults of

an Analysis of Vega . - Stellar Photometry. Current Techniques and Future Developments, JAU Coll. К 135 on Stellar Photometry, Dublin, 4-7 augusti 1992, eds C.J. Bulter and J.. Elliott, Cambridge Univ. Press", 1992 p. 198-1S9. Личный вклад автора в совместные работы. Из 20 работ приведенного списка 8 статей опубликованы в соавторстве. Во всех этих статьях диссертанту принадлежит постановка задачи,обобщение данных наблюдений, интерпретация и формулировка основных результатов. Исключение составляет работа N 9,в которой постановка задачи принадлежит соавтору.

в

JUjt^cd-^

Заказ №3. Объем 2, 5 п. ¡\. Тираж ЮО Форма* 60x84 1/ 16 Ротапринт КИПКК ° Волгоградская, 49 •