Будова взаемодiючоi системи Бета Лiри на основi спектральних дослiджень тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГ6 од

ГОЛОВНА АСТРОНОМ1ЧНА ОБСЕРВАТОР1Я '. АКАДЕМП НАУК УКРАГНИ

На правах рукопису

УДК 524.3

михайло юлшнович скульський

будова вза6м0д1юч01 системи бета л1ри на основ1 спектральних дослщжень

Спец]'аяьн1сть 01.03.02- астрофзика, радюастрономгя

АВТОРЕФЕРАТ дисерташ! на здобуття вченого ступеня доктора ф1аико-математичних наук У форМ1 НауКОВО! ДОПОВ1Д1

кшв-1993

ГОЛОВНА. АСТРОНОМ1ЧНА ОБСЕРВАТОР1Я АКАДЕМП НАУК УКРА1НИ

михайло юл1ян01шч скульський

будова вза6м0д1юч01 системи бета л1ри на основ1 спектральних дослщжень

Спец!альтсть 01.03.02- астрофизика, рад1оастроном1я

АВТОРЕФЕРАТ дпсертацц на здобуття вченого ступеня доктора фшико-математнчних наук у форм] науково! допов!д1

На правах рукопису

УДК 524.3

Ки1в-1993

РОБОТА ВИКОНАНА У ЛЬВ1ВСЬКОМУ ПОЛГГЕХН1ЧНОМУ 1НСТИТУТ1

Оф1ц1йн1 опоненти:

доктор ф1зико-математичних наук, професор В1ТАЛ1И ГЕРАСИМОВИЧ ГОРБАЦШШ Санкт-ПетерСургський ун!верситет

- доктор ф1зико-математичлих наук, професор 1ВАН АНТОНОВИЧ КЛММИШМН " Прикарпатський ун1верситет

доктор ф!зико-математйчних наук, професор В1КТ0Р МИХАИЛОВИЧ ЖГИИ Кримська лабдратор!я ДА1Ш Московського ун!верситету

Ведуча "установа '- КРИМСЬКА АСТР0Ф13КЧНА 0БСЕРВЛТ0Р1Я

Захист в1д0удетъся 3 червня 1993'року на зас!дапн1 Спец1ал1зовано1 ради Д 016Л4.01 при ГоловнШ астроном!чн1й обсерваторП АН УкраХни за адресою-. к. КиХв - 252127, ГолосПвський л!с; зас1дання почииаеться о 12-й годин!.

3 дисертац!ею можна ознайомитися в б1бл!отеЦ1 Головно" астроном!чно1 обсерватори АН УкраТяя.

■ Дисертац!ю розЮлано ^Чсв1тня 1993 року. Вчений секретар Спец1ал!зовано1 ради кандидат ф!зико-математичних наук Н.Г. ГУС6ВА

3MICT

1. Загальна характеристика роботи................................5

1.1. Актуальн!сть 1 мета роботи.......................■.............Ъ

1.2. Наукова новизна та практична ц1нн!сть...:.....................6

1.3. Достов!рн!сть результата та висновк!в........................9

1.4. Вклад автора..................................____'........Э

1.5. АпробаЩя роботи...................................'..........10

1.6. Основн! результата-, що виносяться на захист дйсертацп.......II

2. Отримання спектрального матер!алу: телескопи, апаратура......14

3. Абсолютна спектрофотометр^ 1 моделювання континууму ß Л!ри.Л6

4. Виявлення л!н1й вторинного компонента у спектрах ß Л!ри й

RY Щита та визначення мае ...................................19

4-1. Досл!дження спектру ß Л1ри та перш! ототокнення л!н!й

поглинання вторинного компонента.............................19

4.2. Розрахунок синтетичного спектру системи ß Л1ри: п!дтверд-ження присутност! л!н!й вторинного компонента................21

4.3. Параметри орб!т обох компонента системи ß Л1ри й остаточне визначення Ix мае...........................:................23

4.4. Ототожнення л!н!й поглинання вторинного компонента в спектр! . RY Щита й параметри орб!ти системи...........................26

4.5. Розробка незалежного способу визначення мае компонент!в у взаемод!юч!й систем! по спектру TT розвинутих навколозоря-

них структур та його апробац!я...............................28

5. В!дкриття та вивчення магн!тного поля в систем! ß Л!ри.......32

5.1. Отримання зееман1вських спектрограм на 6-м телескоп! та ви-

явлення магн!тного поля в атмосфер! яскраЕого компонента.....32

5.2. Результата вивчення магн!тного поля фотограф!чним способом...33

5.3. Пошуки незалекних аргумент!в п!дтвердження магн!тного поля:

а) виявлення депресИ континуума на Л5200 та П зм!нн!сть;

б) спостереження за допомоГою фотоелектричного магнетометра

э еталоном Фабр!-Перо.......................:.............36

5.4. Вивчення магн!тного поля в л!н!ях Б ШАЛ 6347,6371 за допо-могою зееман!вських 113С-спектрограм: пезалежне п!дтвердження й особливост! поЕед!нки поля яскравого компонента

I перше його виявлення у вторинного..........................38

6. Результата досл1дження ем!с1йного спектру системи ß -'При.....41

6.1. Вивчення ем1с!йних л!н!й спектрофотограф!чним способом.......41

6.2. Спектроскоп1я високо! часово! розд!льност! в окол! На........43

6.3. Абсолютна спектрофотометр!« в облает! ем!с!йно1 л!н!! На:

а) ква'з!пер1одичн1 процеси за спостереженнями 1978-1979 рр.;

б) пофазна кореляц!я зм!нност! в абсолютному потоц! випром!-нювання в На-ем!с!1 та у магн!тному пол!..................45

6.4. Спектроскоп!я в околГ ем!с!йних л!н!й з ПЗС-детектором: а) каталог На-ем!с!й, 1хн! енергетика та динам!ка,

кореляц!я з! зм!нн!стю магн!тного поля;

б) зм!нн!сть ем!с!1 л!н!й НеШ.6678,7065, siim.6347.637I____49

6.5. Особливост! ем!с!йного спектру системи НУ Щита (небулярн!

' л!н!1) та його под!бн!сть з! спектром р Л!ри.................ЬЬ

7. Характерн! особливост! абсорбц!йного спектру розвшених нав-колозоряних газових структур у системах р Л!ри й НУ Щита.....59

7.1. Створення в!ялопод!бно! системи га'зоЕих поток!в п!д впливом магн!тного поля яскравого компонента ß Л1ри..................ЬЭ

7.2. ПеремЬцення газових мае всередин! системи RY Щита............ЬУ,

7-3- К!нематичн! характеристики стацЮнарних газових оболонок

поза межами взаемод!ючих систем р Л!ри й RY Щита.............63 -

7.4. Л!н11-сател!ти спектра ß Л1ри як в!добразкення обертання

сател!т-диска довкола акрец!юючого вторинного компонента.....66

7-5. Шжсезонна зм!нн!сть в л!н!ях SiAA6347,637I й ознаки

прецес!йного руху сател!т-диска..............................70.

8. Деяк! нов! явища й еволюц!йний статус ß Л!ри й ry Щита......75

8.1. Феномен цикл!чних зм!н екв!валентних ширин л!н1й поглинакня атмосфери яскрввого компонента ß Л1ри........................75

8.2. ОсциляцИ та, резонанси в систем! ß Л!ри 1 мовдиве збудяення нерзд!альних коливань яскравого компонента...................80

8.3. Х!м!чний склад 1 еволюцШшй стан систем р Л!ри й ИУ Щита: - а) 'особливост! вивчення Им1чного складу яскравого компо-" нента р Л1ри ! будови Його атмосфери; б) х!м!чний склад небулярних структур системи КУ Щита як

в!дображення втрати.речовини яскравад компонентом......-...849. Узагальшоюч!. п!дсумки'; ..*.'....................................90

Цитована л!тература 1 список публ!кац!й,.по тем! дисертац!!...93

I.ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОГИ.

1.1. Актуальн!сть 1 мета росоти.

Досл!дження взаемод!ючих подв!йних систем е одним 1з" пр!оритетних. напрямк!в у сучасн!й астроф!зиц1. ' 1з " в!дкриттям реляткв!стських кошонент!в най1нтенсиЕн1ше спостер!гаються взаемод!юч! системи на еволюц!йному етап! зворотнього переносу речовини на акрец!юючий супутник, що е, скаж!мо, нейтронной зорею. Вт!м, не- менш актуальная повинно бу-ти ■ досл1дяення взаемод1ючих систем, особливо масивних, до момента колапсу одного 1з компонент1в. В основному це е системи типу и Зм!Т, оО'еднан! як так!,' що спостер1гаються. наприк!нц! етапу першого переносу маси яскравого компонента на супутник, який ще не проеволюц!онував 1 звичайно е невидимим у спектр! системи [I]. При швидкоплинност! процесу обм!ну речовиною (1бу-1Й* рок!в) число таких об'екг1в е' малим [2]. Р1знор1дн1сть та малочисельн!сть систем типу и?ч3м!1 дос! не дозволяв над+йко встановити 1х характеристики як певного класу об'ект!в. Мае сенс сконцентрувати- спостереження на окремих системах 1з подалыпим виясненням 1х генетичного взаемозв'язку, позаяк серед них' е дуже ориг1нальн1. Перш за все це стосуеться масивних та гарячих систем р Л1ри й иу 14ита: серед подв!йних з!р типу и Зм11 Гх мояна вид1лиги в окрему п!дгрупу завдяки розвинутим навколозоряним газовим структурам, що виникли'при крупномасштабно взаемодИ компонента.

Щодо систем 0 Л1ри, то вонз заЕше ввакалась ун!кальною подв1йною [3-5] 1 при в!дносно висок1й яскравост! 1нтенсивно спостер!галась: п!сля Сонця у не1 найдовший ряд публ!кац!й [6] з регулярними 1х оглядами, скаж!мо, [7,8]. Активн1сть II вивчення дещо згасла всередан! 1970-х рок!в при зм1щзнн! 1нтересу до систем !з релятив!стським компонентом 1 вичерпанн! градиЩйних метод 1в 1 аргумент!в для створення узгодаено! картини будови ц!е! системи..У дей час нзйб1льший прогрес в II вивченн! здобутий позаатмосферними методами. Мсжна в!дзначити виявлення л!н!й високого збудження [9], а, в подальшому, 1 надлишок випром!нювання в континуум! далекого ультраф!олета [10]. Вт!м, 1х 1нтерпретац!я неоднозначна: в!д мапосприйнятно! тепер г!потези про чорну д!ру в центр! масивного

вторинного компонента [9,11], до ударних процес!в, що втыкать пом1ж компонентами при Тх крупномаштабн!й взаемодН [12,13}. Штр!бн! були б!лып точн! спос'тереження; в!дчувалось, що в систем! мусять мати м!сце невиявлен! дос! явища. Це вимагало нових п!дход!в до досл!дхення системи ! довготривало! роботи на перспективу.

Введения в д!ю 6-м телескопа, зад!яння на ньому та !ншх потужних телескопах як!сно ново! апаратури, зродило над!ю на вяр!шення давно назр!лих завдань у досл!дкенн! системи р Л1ри та можливого виявлення нових явшц. Скак!мо, використання ПЗС-детектор!в при високих .спектральному розд!ленн! та в!дноиенн! сигнал/шум забезпечувало водночас високу точн!сть вим!р!в дсплер1всышх змЩень. ПередОачалось впевнене „тотожнення слабких л!н!й вторинного компонента, вперше виявлених нами [14], й довгоздане визначення мае компонент!^ 1 розм!р!в системи. Використання детектор!в низького шуму могло мати кардинальне значения у вивченн! складаих ем1с1йяо-абсорбцШшх л!н1й, а, в!дтак, у створенн! картнйз навколозорянкх газових утворень. Нов! аспекта розум!ння природа цього об'екту з*Явились, коли при спостереженнях на 6-м телескоп! ми бнявилн-[15] поверхневе магн!тне поле яскравого компонента р Л!ри. Первочерговим завданцям стало досл!даення характеру зм!нност! магн!тного поля впродовж орб!тального циклу, а, в подальшому, 1 його впливу на формування картини переносу речовини з цього компонента.

1з врахуванням .езначених вище та 1нших завдань основною метою нашо1 роботи було Тх вир!шення _ за допомогою комплексу спектральних досл!джень та' отримання узгодаено! картини будови й адекватного розумЮТя природа взаемод!ючо1 масивно! системи р Л!рк.

1.2. Наукова новизна ! практична ц!нн!сть роботи.

Наукова новизна роботи полягае в постанови! завдання детального досл!дження взаемод!хяо1 системи Р Л1ри на основ! ряду всеб!чних ! багатосезонних спостережень на крупних телескопах з як!сно новой апаратурою з метою отримання узгодаено! картини II будови, а також у вахливих астроф!зичшх/результатах, отримзних у процес! _таких спостережень ! !х обробки, теоретичного моделювання й анал!зу даних, як! або !стотно розширюють наш! уявлення про процеси, що в!дбуватъся у систем!, або е вперше виявленими явицами, як! внесли

нова розумйшя природа 1 будовя взаемод!ючо1 систем р.Л1ри та, дамояструвчи прахтичну ц!нн!сть, природа ,т!сних подв!йних систем подМних тш1в. В!дзначимо так! основн! моменти.

1. Вперше для системи р Л1ри проведено абсолютну спектрофотометрИо в облает! довжин хеиль ЛАЗЗОО-74СЮА в освоения фазах орб!талыюго пор!оду та теоретичне моделюваннякомпазиц!йного контйнууму системи. Цэ привело до впевненого визначення трьох оснонних складових у ц!й облает! спектра: випром!нвваншгкомпонентов типу Ё8Ш та А5Ш, а таков 1он!зовано! воднево! оболонки з електронноы температурою ^20000К.

2. Вперта. у спектр! системи р Л!ри були ототокнен! неглибок! л!н!1 поглинання вторинного, але б!льш масивного кошюнента, я1сий ще не проеволюц!онував. Спостерехення з використанням ПЗС-детектора забвзпечили одночасне визначення параметр!в орб!ти обох компонент!в та остаточне встановлення величини Тх маси та розм!р!в системи р Л!рп. Застосовуючи под Мну методику, такой впершз ототокнено л!н!1 поглинання вторинного компонента I визначено маси обох компонента у взаемод!юч!й систем! Е1 Щита такого типу.

3. Розроблено, теоретично сбгрунтовано та апробовзно спос!б кезалекного визначення мае компонент 1в взаемод!вчих систем. В1н мае црактичне застосування в рзз! присутност! у спектрах таких систем л!н!й одного з компонентов, але при наявност! певного типу рззвинених газових структур, що в!добракають к!нематику переносу рачовини всередин! системи, а також втрати мзеи позз II мен!. Застосований до систем • р Л1ри та ИУ Щита, в!н, п!сля ототожнення л!н!й вторинного компонента, дав добре узгодження з традшд!йним способом визначення мае при наявност! у спектр! системи л!н!й обох компонент!в, показавши тим самим добр! прогностичн! можливост!.

4. Вперше виявлено та досл!джено (на основ! поставлено! задач! отрвкаиня на 5-м телескоп! зееман!всъких спектрограм) магн!тне поле яскравого компонента, який водночас активно втрачае. масу в процае! свое! оеолецИ в систем! р Л!ри; це е першим виявленням магн!тного поля для подвИйшх взаемод!ючих систем под!бного типу. Незалежно, за допомогою стоксметра та ПЗС-детектора, встановлених на 2.6-м телескоп!, вивчено магн!тне поле в л!н!ях БИ1АЛ:б347,6Э71, як! формувться у "зовн!шн!шп шарах атмосфэри яскравого компонента. I вроблено нисновок, що. поле в ц!й атмосфер! спадае назови!.

5. Виявлено та досл!джено явкце цикл!чно! зм!нност! екв!взлентних ширин л!н!й поглинання яскравого компонента ездовж фази орб!тального пер!оду.' Показано, що ця зм!нн!сть одночасно модулюсться грав!тац!йним та магн!тним полями.

6. В результат! вивчення динам1ки навколозоряних структур в окол! компонент1в показано, що магн!тне поле яскравого компонента, який втрачае масу, !стотно впливае на загальну картину лэкал!зац!1 та формування цих структур, зокрема, що стосуеться витоку та переносу речовини вздовж силових л!н!й магн!тного поля та подалыпо! II акрец!! на вторинний компонент. Особливо активною зоною витоку речоЕини з поЕерхн! яскравого компонента е зона того магн!тного полюса, який звернений до масивного акрец!юючого компонента.

7.Виявлен! 1 виЕчен! швидк!сн! процеси взаемодН у систем! 6 Л!ри, зокрема на основ! вперше проведено! спектроскоп!I високо! часово! розд!льност! (секунди-хвилини) як з дисекторним спектрофотометром на 6-м тзлескон!, так 1 з ПЗС-детектором на 2.6-м телескоп!. Швидк! флуктуацН потоку в на-ем!с!1 св!дчать про не!зотропний ! нелам!нарний характер витоку I переносу речоЕини пом! ж компонентами.

8. Висунуто г!потезу, яка пояснювала появу в спектр! системи рЛ!ри л!н!й-сател!т!в т!льки у фазах до та п!сля центра головного затемнения обертанням довкола акрец!юшчого компонента деякого зовн!шнього газового к!льця; подалып! спостере?:ення за допомогою ПЗС-детектора п!дтвердили це як певне явище й привели до шявленкя м!жсезонних зм!н у рус! цього т.зв. сател!т-диска.

9. Вперше проиедене назначения х!м!чного склада в систем! КУ Щита, а також досл!дкення вчзначуваност! х!м!чного складу й особливостей будови атмосфери яскравого компонента р Л!ри, який водкочзс втрачае масу. Основний висновок вводиться до того, що яскравим компонентам обох систем притаманна продвинута стад!я еволюцП, коли е 1х надрах йройшло вигоракня воднзо в реакц!ях смо-циклу. 1Де передуе етапов! бурхливого обм!ну речовиною пом!ж компонентами системи ! призводить до утворешш розвинених' навколозоряних структур под!бно! будови: системи газових поток!в, дископод!бних структур довкола акрецЖочого компонента, оболонок, що поквдають систему.

10. Результата . вяр!шення комплекса завдань на баз! всеб!чних спектральних досл!джень^дали узгоджену картину будови масивно!

вгаемод!ючо1 системи р Л1ри ! прнзвели до 01льш поеного розум!ння як II природа, так 1 !нших т!сних подв!йних систем типу «?,3м!1 на еволЕц1Вн1й тадИ першого оОм!ну мзсою пом!ж 1х компонентами.

1.3. Достов!рн!сть результат^, та еисноек!в.

Результата спостережень забезпечен! високою внутр!шньою точн!стю сдактрофотометричних систем спектрографов та !ншо1 апаратури 2.6-м та 6-м телескоп!в, як основншс у набор! високояк!сного спектрального матер1алу, використанням великих оО'ем!в !нформац!1, отриманих впродоЕЖ . багзтьох сезон!в спостережень. Анал!з результат!^ показав, що 1х р!вень 1стотно перевищуе похибки спостережень, ряд результата та еиснов!?!в п!дтЕердаен! !ншики авторами. Деяк! Еиявлен! нами явшца докор!нним чином вшшвають на нове- розум!ння природи та будови системи р Л!ри. В такому раз! 1х достов!рн!сть п!дтверджена циклом спостережень впродовк Оагатьох сезон!в, внутр!ган!м "х узгодженням- з !ншими результатами, застосуванням, б!льи досконало! апаратури 1 методики обробки. Перш за все це стосувалось ярсблеми виявлення в спектр! системи л!н!й вторинного кошонента, а тзкок в!дкриття мэгн!тного поля яскравого компонента. Задача ототожнення л!я!й вторинного компонента,' вперке виконана фотограф1чним способом, згодом усп!шно завершена при допомоз! ПЗС-детектора, встановленого на 2.6-м телескоп!. Прогностичн! можливост! запропоновзяого нами нового способу визначення мае обох компонен?!в (при нзяеност! в спектр! подв!йно! системи л!н!Я т!льки одного !з компокент!в та певних л!н!й, утворених у навколозоряних газових структурах) був повн!стю п!дтверджений при ототежкенн! л!н!Й вторинного компонента в системах Э Л!ри та ИУ Щита. Магн!тне поле яскравого кошонента, виявлене фотограф!чним способом за ■допомогою зееман!вських спектрограм, отриманих на 6-м телескоп!, • згодом п!дтверджене незэлежно :при спостерезеннях р Л!ри на 2.6-м телескоп!' з використашям системи стоксмётр плюс ПЗС-двтектор.

1.4. Вклад автора.

Автор влродовх чверт! стол!ття посл!довно проводив всеб!чне спектральне вивчення перш за все взаемод!ючо! системи р Л!ри.

Б1льш1сть 1з 60 •'статей по тем! дисертацП автором вйконан! самостШю. Сюда входять досл!дження, що стосуються виявлення л!н!й вторинного компонента й визначення мае компонент!в подв!йно! системи (3 Л1ри й. ИУ Щита; розробки й апробацИ незалежного способу визначення май компонент1в у взаемод!ючих системах !з розвиненими навколозоряними структурами певно! данам!ки; досл!дження й 1нтерпретац!1 явища л!н!й-сател!т1в у спектр! системи; сформулювання задач! виявлення й вивчення магн!тного поля .яскравого компонента, вивчення його впливу на процеси переносу речовини в систем! р Л!ри.

У сп!льних працях автору належить формулювання завдань досл!даень, Гх анал!з та 1нтерпретац!я результат!в, написания статей. Б прац!, виконан! сп!вавторами як спец!ал!стами на стику певних галузей астроф!зики. Тод! вони Еиконували притаманну 1м частину роботи, що або в!дкосилась до теоретичних розрахунк!в та моделювання певних процес!в /В.В.Головатий, А.Г.Косов!чев, Г.А.Топ!льська/, або визначалась забезпеченням спостережень на ориг!нальн!й апаратур! сп!вавтор!в !з специф!чною методикою обробки даних, що перевакно було пов'язано з нашими заявками у Ком1с!ю тематики крупних тёлескоп!в /Г.А.Алексеев, ВЛ.БурнашеЕ, Р.М.Вест, Ю.Ф.Мальков, 1.Д.Найдьонов, СЛ.Плачинда/. У цих статтях вклад автора 1 сп!вавтор!в можна вважати р!вноц!нншл.

1.5.Апробац!я роботи.

У процес! виконання роботи П потота! результата нсодноразово допов!дались та обговорювались на астроф1зич!шх сем1нэрах р!зних астроном!чних та астроф!зичних обсерватор!й, зокрема, Льв!есько1, Головно! АН УкраГни (м.Ки!в), КримськоГ, Ондкейовсько! (Чех!я), Спец!ально1, Шемахинсько!, Варшавського 1 Московського Астроном!чних !нститут!в та !нших. Результата роботи апробовувались на багатьох всесоюзних та м!жнародних нарадах^ Зокрема, в!д 1981р. було зроблено 18 допоЕ!дей з !х публ!кац!ею в таких зб!рниках праць:

п!дком!с!1 "Магн!тн! зор!" багатостороннього сп!вроб1тництва экадем!й ссц!эл1стичних кра!н по проблем! "Ф!зика 1 еволюц!я з!рп (Нижк!й Архиз, 1981; Рига, 1984);

п!дком!с!! "Подв!йн1 зор!" багатосторошгьго сп!вроб!тництр.а академ!й соц!ал!стичних кра!н по проблем! м:Мзика та еволюц!я з!р"

(Тб!л!с1, 1984);

колокв!ума MAC N90 "Upper Main Sequence Stars With Anomalous Abundance" (Научний, Крим, 1985);

всесоюзно!, наради "Зор! типу Вольфа-Райе та спор!днен! 1м об'екти" (Ельва, Естон!я, 1986);

XIX всесоюзно! конференц!! досл1дник!в зм!нних..з1р- (Одеса, 1987); всесоюзно! наради "Нестац!онарн! процеси в т!сних подв!йних -системах" (Тиравере, Естон!я, 1987); '

м!жнародно! наради "Magnetic Stars"(Нижн!й Архиз, 1987); м1жнародно! наради "Hot chemically peculiar and magnetic stars" (Потсдам-Бабельсберг, Н!меччина, 1989);'

м!жнародно! конференц!! "Physics and evolution of stars" (Татранська Ломн!ца, Словаччина, 1990);

м!инародно! конференц!! "Stellar magnetism"(Нижн!й Архиз, 1990), По тем! дисертацИ е 60 наукових публ!кац!й, 46 з них приведено у списку праць, в яких опубл!коЕан! основн! результата.

1.6. На захист дисертац!! виносяться:

1. Результата абсолютно! спектрофотометр!! взаемод!ючоТ системи (3 Л!ри, проведено! в основних фазах орб!тального пер!оду впродовх шести сезон!в. що зводяться до трьох основних:

за допомогою теоретичного моделювання континууму встановлено, що композиц!йний спектр системи (3 Л!ри в облает! ЯАД300-7400А найб!льш достов!рно представляеться випром!шованням sip типу ваш та А5Ш, а також газово! оболонки з електронною температурою Те^2ооооК;

ототокнено депрес!ю в континуум! системи р Л!ри на A.52G0A га виявлено ч!тку кореляц!ю зм!ни II екв!валентно1 ширили !з зм!ною з фазою ефективно! напрухеност! магн!тного поля яскравого компонента;

виявлено зм!нн!сть абсолютного потоку випром!нювання в ем!с!1 л!нИ На в !! ч!тк!й ко^еляц!! з характером зм!шюст! ефектйвно! напруженост! магн!тного поля яскравого компонента.

2. Результата робота по досл!дженнв композиЩйних спектр!в взаемод!ючих систем р Л!ри та HY Щита з метою виявлення л!н!й вторинних комгонеят!в, що привело дог

ототожнення л!н!й вторинного за св!тн!стю, ало масивн!шого компонента й остаточного вир!шення проблеми визначення мае обох

компонент1в (3 та 15.4 М©) та абсолютних розм!р!в системи р Л1ри;

вперше визначених мае обох компонент!в (9 та 26 Мэ), а також параметр!в орб!та системи ЙУ Щита;

розробки й апробацП нового способу визначення мае компонент!в у взаемод!юч!й. систем! по спектру л розвинутих гэзоеих'структур.

3. Ыдкриття та досл!дження поверхневого магн!тного поля яскравого компонента.р Л!ри та спор!днених з цим явюц, проведене:

за допомогою зеемаЕ1вських спектрограм, оТриманих ка 6-м телескоп! Спец!ально! астроф!зично1 . обсерваторН, та його незалежне п!дтвердкення • I досл!дження в 1нш!й д!лянц! спектра на о!льш досконал!й апаратур! (стоксметр плюс ПЗС-детектор), встановлен!й на 2,6-м телескоп! Кримсько! астроф!зично! обсерваторН.

4. Результата досл!дження динам!ки й енергетики 'ем!с!йно -абсорбц!йних л!н!й спектра р Л!ри й НУ Щита, основними з яких е:

виявлення та докази рпливу магн!тного поля на яроцеси, яге! проходять на поверхн! яскравого. компонента р Л!ри, а також на процеси втрати ним речовини та формування ем!с!йних газових утворень в його окол!, Хх структуру та динам!ку, з висновком про ,1снуЕання магн!тосфери навколо нього та е!рог!дну магк!тну взаемод!ю з акреЩйними структурами вторинного компонента;

виявлення та вивчення картини швидк!сних процес!в при обм!н! речовиною у систем! р Л!ри на основ! спектроскоп!! високо! часовоТ розд!льност!, яка стверджуе не!зотрспний 1 нелам!нарний характер вит!кання речовини та проце.с!в II переносу;

результата вивчення феномена л1н14-сател!т1в як л!н1й, що спостер!гаю,гься в спектр! -р Л!ри т!лыш у. певних. фазах до 1 п!сля центра головного затемнения, та доказ 1х виникнення в г!потез! сател!т-диска певно! форми, який • обертаеться довкола акрец!юючого компонента, з виявленням м!ксезонних зм!н у рус! сател!т-диска;

досл!дкення к!нематичних та енергетичиих характеристик навколозоряних гззоеих структур в систем! ЙУ щита в 1х спор!дненост! та у в1дм!нност! з такими к у Бзаемод!юч!й систем! р Л!ри.

5. Результата досл!дження параметр!в атмосфери яскравого компонента р Л1ри, який втрачае масу, та х1м!чного вм!сту елзмент!в у системах р Л!ри та НУ Щита, основними з яких е так!:

виявлення та досл!д»ення феномена цикл!чних зм!н екв!валентних

- 1Э -

ширин л!н1й поглинаняя атмосфери яскравого компонента з фазою орб!тального перЮду з висновком про одночасний вплив на це явище магн!тного та грав!тац!йного пол!в;.

виявлення у систем! (3 Л1ри осциляц!й 1 резонанс!в та можливост! збудження нерад!альних коливань здеформованого яскравого компонента;

досл!дження х!м!чного складу систем р Л!ри- та ■ НУ Щита з висновком про притаманн!сть продвинуто!. стадИ еволюцИ. 1х яскравим компонентам внасл!док вигорання еодню в 1х • надрах в реакц!ях СШ-циклу, що спричинило сучасну активну стад!ю першого обм!ну мае у цих масивних системах !з утворенням розвинених газових структур в окол! обох компонент!в.

6. Сучасна картина будови взаёмод1ючо! подв!йно" системи р Л!ри, отримана на основ! виконання комплекс: спектральних досл!джень з метою вирйпення давно'назр!лих завдшп>, також на основ! в!дкриття ! досл!даення в н!й нових явищ (схематичне уявлення про модель системи можна скласти з рис Л, який даеться також як'онаочнення при подалыпому виклад! результата роботи).

РисЛ. Схематична модель взаемод!теоТ системи р Л!ри з картиною витоку речовини вздовж силових л!н!й магн!тного поля яскравого компонента . ) !з облает! полюса, зверненого .до вторинного

компонента. В зон!4 грав!тац1йного вшшву масивного акрец!юючого супутника (Ы2) утвораеться в!ялогод!бна система газових потоков 1 формуеться к!льцепод!бна структура з сател!т-диском в II зовн!шн1м окол!. Модель даеться е масштаб!, в як!м одиницев е в!дстань пом!ж центраш з!р; © - центр* мае подв!йно1 системи. Вид!лен! фази двох основних осей грав!тац1йно1: 0.5-0.0Р 1 магн!тно1: 0.36-0.86Р та перпендакулярних до них напрям!в, а такой фаза 0.97Р затемнения облает! магн!тного полюса" сател!т-даском I фаза 0.05Р спостереження основного газового потоку в напрям! на яскравий компонент.

2. ОТРИМАННЯ СПЕКТРАЛЬНОГО МАТЕР1АЛУ: ТЕЛЕСКОПИ, АПАРАТУРА, МЕТОДИ.

Спектральний матер!ал, який став осноеою нашого досл!дкення системи ¡3 Л1ри та, врешт!, дисертац!йно1 роботи, отриманий при майке щосезонних спостерекеннях впродовж 1966-1992 рр. на телескопах Кримсько!, Спец!ально1 та Шемахинсько! астроф!зичних обсерватор1й. Ми вид!лимо тут основн! напрямки спектральних спостережень та 1х часов! в!дтинки. Перший етап спостережень в!дносить.ся до 1966-1978 рр., коли на 1.22-м, 2.6-м телескопах Кримсько! та 2,0-м телескоп! Шемахинсько! обсерваторий отримано й оброблено понад. 700 спектрограм з дисперс!ею 4-35 А/мм при кращому спектральному розд!ленн! в 0,1А. Основн! завдання стосувалися визна.чення параметр!в орб!ти та 1х в!кових зм!н, вивчення ем!с!йного спектру 1 динам!ки навколозоряних газових структур, досл!дження х!м!чногр складу ! пофазно! зм!ни екв!валентних ширин в атмосфер! яскравого компонента, пошук!в ознак вторинного компонента. Паралельно в Кримськ!й обсерватор!! була розпочата ! впродовж сезон!в 1974, .1978, 1979, 1980, 1984 та 1985 рок!в виконувалась абсолютна спвктрофотометр!я системи р Л!ри в. ХАЗЗОО-750ОА, а також в окол! л!н!1 На за допомогою скануючого щ!линного спектрофотометра, що працював у режим! ф!ксованих довжин хвиль !з розд!ленням ЗОА. Питания редукцИ багатор!чних спостережень, абсолютно! кал!бровки апаратури приведен! в [16,17].

3 1980 по 1991 рр. майже щор!чно проводились спостереження на основному зоряному спектрограф! (ОЗСП) 6-м телескопа Спец!ально1 астроф!зично! обсерватор!!. Ставилось завдання виявлення, а пот!м набору матер!алу для достов!рного вивчення повед!нки магн!тного поля

(

- t5 -

яскравого компонента ß Л!ри. Воно виконане на ochoeí отримання близько 400 зееман!вських спектрограм на 2-!й камер! ОЗСП (дисперс!я 9- А/мм) при використанн! ахроматичного анал!затора кругово! поляризац!! з ромбом Френеля як фазозсувним■елементом [18], а також фотоелектричного магн!тометра з еталоном Фабр! - Перо [19] як альтернативно! апаратури. Встановлений в 1-й ..камер! ОЗСП, в!н дозволяв працввати з б!лып високим спектральним розд!ленням - О Л А. В 1981 р. на 6-м . телескоп! була проведена такок швидк!сна спектроскоп!я з 5 та 10 секундними посл!довними експозиц!ями на баз! дисекторного спектрофотометра,^ спряжено.го з спектрографом СП-124. Обробка понад 600 спектр!в дала уяву про картину шгидк!сноГ зм!нност1 спектра ß Л!ри в облает! л!н!1 На. Апаратура , та статистичн! метода обробки !нформац!1 описан! в [20,21].

Хронолог!чно останн!й,блок спостережень системи ß Л!ри знову виконаний у Кримськ!й . обсерваторП в I98S-I992 рр. (особливо 1нтенсивно в 1990-1992 рр.) за допомогою ПЗС камер CCD-2000 ( ф!рм'а "Астроме д", Кембр!дж, Англ!я) та CCD-5Ö0 ( ф1рмз "Юта", Санкт-Петербург), встановлюваних у фокус! куде 2.6-м телескопа. Основн! характеристики цих систем описан! в [22,23]. Оброблено понад 300 ПЗС-спектрограм з дисперс!ею 0.05 та Ó.I А/'п!ксел. Основн! завдання цих спостережень полягали у виявленн! л!н!й вторинного компонента, точному вим!р! променевих швидкостей л!н!й обох к"омпонент1в, досл!дженн! динам!ки, енергетики та просторово! конф!гурац11 навколозоряних газових структур. В I99I-I992 рр. зд!снввалась також' программа досл!дження магн!тного поля яскравого компонента на незалежн!й апаратур! (стоксметр!, спряженому . з ПЗС-детектором), розроблен!й у Кримськ!й обсерва'тор!! [24].

У робот! використан! результата нашого досл!дження спектра взаемод!пчо! системи RY Щита як системи, спор!днено! з ß Л!ри. Це становило самост!йний !нтерес 1 мало певний сенс при пор!внянн! 1х характеристик. Воно проведене на основ! спектрограм, отриманих нами cníJifcHO з групою спостер!гач!в по координован!й програм! 1981 р. на 6-м телескоп! [25], а такйж на ■ баз! наданих у наше розпорядження рег!счфограм спектр!в RY Пйгга, отриманих P.M.Вестом того ж 1981 р. на 1,5-м телескоп! Швденно! бвропейсько! обсерваторП (ESO).

3. • АБСОЛЮТНА СПЕКТРОФОТОМЕТРЫ I МОДЕЛЮВАННЯ КОНТИНУУМУ СИСТ ЕМ § Л1РИ.

1сторично найб!льшу к!льк!сть роб!т, онубл!кованйх стосоено системи р Л1ри, складають фотометричн!. одначе, як з'ясувалось, не була проЕедена абсолютна фотометр1я ц!е! системи. Потребу в н!й ми вже мали при створенн! атласу контур!в найсилвн1ших ем!с!йних л!н!й в абсолютних одиницях [26], коли прийшлось Еир1шувати цю задачу наближено при допомоз! шестикол!рно! фотометр!I р Л1ри [27] шляхом абсолютного . кал!брування остаяньо! шдбором з!р близьких спектральних клас!в, для яких мались як аналог1чна фотометр1я так 1 абсолютна спектрофотометра [28]. Враховуючи, зокрема, питания уточнения спектральних клас!в компонент!^ та 1нш1, у комплексному досл!дженн! взаемод!ючо! системи задача визначення Бкладу в II сумарний континуум випром1нювання обох компонент1в та можливого вкладу випром!нювання навколозоряних газових структур мусить бути одною з пр!оритетних". Бона могла бути вир!шена т!льки на основ! даних про абсолютний розпод!л енергИ у неперервному спектр! в ус!х основних фазах криво! блиску ц!е! затемнювано-подв! йно I зор!.

Абсолютна спектрофотометра р Л1ри виконана нами Еперше 1974р. [29], заЕдяки створенню в Кримськ!й обсерваторП апаратури на основ! щ!линно"го скануючого спектрофотометра ' 1з вид!ленням спектрально! смуги, р!вно! 27.5А [30,31]. В результат! цих спостережень для одинадцяти фаз криво! блиску через !нтервал 25А в межах ЛЛ3300-7400А опубл!кована таблиця монохроматичних осв!тленостей.на меж! атмосфери Земл! в одиницях ерг- с4 • ом"2- см-'. Розробивши методику

теоретичного моделювання абсолютного розпод!лу енергП в спектр! р Л!ри (конспективно приведену ншкче), ми виконали певн! досл!дкення. Вдалось екоректувати, зокрема, дан! вшцезгаданого атласу контур!в ем!с!йних л!н!й водню 1 гел!ю [26] через отримання для кокно! з них поправочних мнокник!в. • Буле досл!джено також зм!ну з фазою бальмер!вського скачка та певних показник!в кольору. Пор!внюочи !х з аналог!чниш для з!р р!зних спектральних клас!в каталога [32], отриманих на т!й хе апаратур!, прихбдимо до висновку, що вар!ацИ показник!в кольору. 1ее (а.4225)-1ёе (>.6370) у кошозиц!йному спектр! системи в!дпов!дають спектраЛышм класам АЗ-А9, в той ч ас як

бальмер!вський скачок - класам з!р типу В2-В4, вказуючи на значний надлишок випром1нввання ва бальмер!вським скачком. Цей надлишок при ■наявност! у спектр! системи сильних ем!с!йних л!н!й п!дтвердаував напзе припущення .! про суттевий вклад у континуум системи випром!нювання !он!зованого водню всередин! системи та в I! окол!. Ми зробили спробу оц!нити цей' вклад шляхом розрахунку комб!нац!й спектрального розпод!лу випром!нювання з!р,' близьких за характеристиками з оч!куваними для обох кошонент!в, та неперервного випрш!нювашм газовоГоболонки при р!зних значениях П електронно! температури. При цьому були врахован! .дан! поляризац!йних спостережень р Л!ри [31,32], як! визначають оптичну товщу газовой оболоики приблизно р!вною 0.1, так що в частотах неперервного спектру' цей газ залишаеться практично тонким. Це дозволило використати розрахунки розпод!лу Еипром!нювання 1он!зованого водню для р!зних значень електронно! густизи [35]. Ос.гЛлЪт за даними шестикол!рно! фотометр!! {27] спектральн! клзси обох компонент!в оч!кувались у межах В8-В9 та АО-РО, то цей д!апазон був перекритий вибором з!р !з в1дпов!дним абсолютним розпод!лом енергП зг!дно каталоПв [33] та [36]. При цьому враховано вплив поглинання м!жзорянЬго середоЕища, його залежност! в!д довжини хвил!, в!дстан! «до з!р (за даними [37] для (3 Л!ри м!жзоряне поглинання на А5500 складае 0.и19).

Таким чином, моделювання континууму у ес!х основних фазах ■ криво! блиску системи р Л!ри звелось до вичислення розпод!лу енерг!! випром!нювання системи . з . двох з!р та газово! оболонки зг!днст сп!Ев!дношення: К-1вич{\) = 1у(\) + X 1а+ У'1(>а\Х), де -

!нтенсивн!сть сумарного випром!нгавання системи, нормована до !нтенсивност! континууму нз К5БООА; , 11{к). 12(М - нормован!

!нтенсивност! випром!нювання ' газово! оболонки, . яскравого ! вторинного компонентов; К - коеф1ц!ент,який на залекить в!д довжини хвил! 1 являе собою сумарну !нтенсивн!сть на Х5500Л по в!дношенню до нормовано! !нтексиЕНост! Еипром1нювэння яскравого компонента в дан!й фаз!. Ц1'обчислення були проведен! для певних значень мгожгшк1в X та у, границ! яких задавались перш за все глибинами м!н!мум!в криво! блиску та надлишком випром!нювання за бальмер!вським скачком. Були розглянут! певн! комб!нац!Г випром!нювання з!р, зокрема, В8Ш +

В8.5Ш, ваш + А51И, В9.5Ш + А5Ш, ВД.5Ш + '49111, а тэк0ж !он!зовано! водневоТ оболонки з електронною температурою '1^- 10000, 20000 та', 1нколи, 15000К.

Анал1з понад пятидесяти вар1ант1в моделювання. континууму показав, що неперервний спектр системи р Л1ри найб!лып достоверно в1дпов1дае комб!нац!1 випром!нювання з!р-компонент!в кпзс!в В8Ш 1 А5Ш та рекомб!нац!йному випром!нюванню водшо, локал!зованого в навколозоряних газогих структурах з Тв олизько 20000К. Встановлено, що в досл!дкуван!й д!лянц! спектра останн1й чиншш вносить суттевий вклад у континуум „ястеми, причому його величина значно зм!нюеться з довкиною-твил!.. Для прикладу на рис.2 показана комб!нац!я (А.) + 0.?712(А.) + 0.351^(\) для з!р В8Ш, АЫИ та ооолонки з Те-20Ш0К у II пор1внянн! з! спостереженнями. 3 рис.2 видно, що визначальним у

Рис.2-. Приклад сплстережуваного у фаз! 0.21Р континууму р Л1ри 1 Еичисленого (вгор! справа) з його трьома складовими (внизу зл!ва).

континуум! системи за бальмер!вським скачком е випром!нювання оСолонки, а б черзон!й облает! спектру випрсмИшвання вс!х трьох

дкерел зближэються зз величиною. Ц1 результата ц!лком узгоджуються з повед!нкою лШйчзстого спектру поглинання в систем!, ними пояснюються 1 результатл ототокнення нечисленних л!н!й вторинного компонента. Задаючксь вкладом випром!нюЕання та- розм!рама яскрзвого компонента, ми показали, що розпод!л енергН випром1навання трьох дкерел в ус!х фазах узгоджуеться з фотометричнов картиною систем! зг!дно з II кривою блиску. Вклад гэзоео! оболонки у континуум системи на Л5500А в елонгац1ях, вторинному (яскравкй компонент спереду) та. головному (вторшний компонент спереди') м!н!мумах криво! блиску становить в!дпов!дно 22, 13 та 8$. Зв!дси ще один г-исновок: гиениення дол! випром!нквання газу в головному м!н!мум! поягапоеться затемнениям облает! основпо! локал!зац!1 випром!кюю,п!х структур, як облает! лом!ж компонентам!. Таким чином, виконан! в основних фазах криво! блиску спектрофотометричн! споетереження р Л!ри та моделювання абсолютного розпод!лу енерг!! привели до вежливого результату у розум!нн! природа ц!е! системи: найб!льи в!рог!дними складовими формування континууму взаемод1ючо! системи в облает! спектру ХА3300-7400А е три джерэла - зор! типу А5Ш та В8Ш ■ ! рекомб!над!йне випром!нювашя Еоднево! оболонки з електрош.ою температурою близько 200СЮК.

4. ВМЕНЕНИЯ Л1Н1И'ВТОРИННОГО КОМПОНЕНТА У СПЕКТРАХ р Л1РИ И КУ ЩИТА I ВИЗНАЧЕННЯ МАС.

4.1. Досл!дження спектру р Л!ри та перш! ототошення л!н!й поглинання вторинного компонента.

Л!н!йчастий спектр системя р Л1ри ч!тко представлений, яч вваяалось традиц1йно, л!н!ями поглинання т!льки яскравого компонента як зор! типу В8-В9. Через в!дсутн!сть л!н!й вторинного компонента залшпались ненизначеними оснсвн! характеристики ц!е! подв!йно! зор!: маси компонент!в ! абсолюта! розм!ри системи. При в!дом!й функцП мае це призводало до появи моделей р Л1ри з широким д!апазошж. в!дношень мае компонент1в. I якио до к!нця 1950-х рок!в, коли ще ввааалось, що' б!лып яскравий компонент е й 01льш масивним, в!дсутн!сть ознак вторинного компонента у спектр! системи ще мокла було якось пояснити, тс згодом, на основ! еволюЩйних сцекзрПв

т!сних подв!йних систем сформувалась думка, що вторинний компонент мусить бути значно масивн!шим'за яскравий, i пошуки л!н!й вторинного компонента стали необх!дними. Мо_жлив!сть позитивного вир1шепня ц!е! задавнено! задач! п!дтверджуеться р!шеннями кривих блиску системи, як! в р!зних спектральних д!апазонах показують вклад випром!нювання вторинного компонента у сумарний"континуум в!д 15 до 50;?, приписуючи йому у видим!м д1апазон! спектральний клас у.межах A2-F0 [27,37-41]. Р1шення кривих блиску також формуе уявлеиня, що вторшпкЯ компонент мае бути замдскованим густим та масивним к1льцеяод!СИ1!;,'. дяском [42]. Дя робота практично закрила дискус!ю про те, чи е невидимий компонент колапсаром.

Наш! пошуки ' ознак вторинного компонента. базувчисъ на спектрогр_амах середньоГ дисперсИ, опечатку не суди вдалими. [43]., Одначэ, коли в 1972 р. нами . було отримано понад 30 спектрограм р Л!ри в АА3600-4900 та 7 спектрограм в ЛА5400-6700 високого спектрального розд!лення> в!даов!дно 0.1 та 0.I5A, то в окал! сильних л!н!Й СаПЛЗЭЗЗ, MgIlM48I, S1II.U6347.637I яскравого компонента були Еиявлен! ядра досить широких !неглибоких л!н!й поглинання !з доплер!вськими зм!щешями у протифаз! л!н!ям яскравого компонента та зроблено висновок LI4.44] про те, що вони в!дооражавть орб!тальний рух вторинного компонента. Отриман! Macii компонент 1в становили 3.6 та 14.8 М0, а 1х в!дношення q=4. Ц! результата !нод! сприймались критично [45]. Для остаточного вир!шення цього питания потр!бна була апаратура з детектором низького шуму.

Восени 1990 р. ми _ провели перш! спостережешя е д!апазон! спектра Д>.=30А, центрованому на л!н!ю siliA.6347, за допомогою ПЗС-камери, встановлено! в спектрограф! куде <дисперс!я ЗА/мм або, 0,05 А/п!ксел) 2.6-м-телескопа Кримсько! астроф!зично! обсерваторП (опис апаратури даеться в [22,23]). Поки-що нечисленн!, але вдало експонован! в фазах обох елонгац!й,' вони принципово п!дтвердили присутн!сть у спектр! р Л1ри л!н!й вторинного за се!тн!стю, але б!льш мзеивного компонента [46]. Як видно з рис.3, проф!ль л!н!1 sim.6347 s складним, ем1с!йно-абсорбц!йним, . але в ньому ч!тко у протифаз1 зм!щуються дв! абсорбц!!. Глибша з них належить яскравому компоненту ! мае оч!куване для нього доплер!Еське зм!щення в межах +185 км/с в!дносно променево! шеидкост! центра мае подвШгаГ'

Рис.3. Спостережуван! та реконсгруйован! (внизу) д1лянки спектра р Л!ри навколо л1н1Г si.liA.6347.

системи.'Променев! квидкост! другой рбссрбц!!,- яка 1нксли глглядзе депрес!ею на ишрок!й ем!с!1, значно менш!. 1хнс гм!щення крэще видно на проф1лях л!н1й, нормованих по огинаючим ем1с!Я, оск!льки такз реконструкц!я рельефн!ше вир!зняе ц! абсорбцП. исьова швидк1сть обертанкя яскравого I вторинного компонент!в знаходиться в!дпов!дяо в межах 41-43 та 80-90 км/с. Вим1р доплер!вських зм!щень обох тип!в абсорбц!й на отриманих ЛЗС-спектрах дещо снорекгував ран!ше визначене [44] в!дношення мае компонент1в. Воно стало трохи б!лыпим: ч=4.3, що при найб!льш в!рог!дному нахил! орб!ти 1=80° в!дпов!дэло таким масам яскравого та вторинного компонент!в: 3.2 та 13.6 М^.

, 4.2. Розрахунок синтетичного спектру системи р Л1ри: п!дтвердження присутност! л!н!й вторинного компонента В метою ощнки достов!рност! ототожкення л!н1й вторшшого компонента .в спектр! систем? та заодно правильност! нашо! !нтерпретац!1 II континууму на основ! абсолютно! спектрофотометр!I [29] ми провели розрахунки [46] д!лянок синтетичного спектру системи

м

р Л!ри, в яких було виявлено л!н!1 вторинного компонента. Робочими 0у.ш1 де! .модел!: дез компонент, оточен! сп!льною гззоеою оболонкою, та два компонента 1з загальною оболонкою, але вторинний компонент при цьому чэсткоео закритий диском, який обертаеться довКола нього.

Для головного компонента розраховувалась модель атмосфери з параметрами: Теу =12ОО0К, lgg=2.5, N(H)/2N=N(He)/2N=0.5 при х!м!чному вм!ст! !нших елемент!в, взятому з робота [47]. Розрахунки проводились по програм! [48] в наближенн! ЛТР з блзнкетуванням л!н!ями водию.-Для визначення параметр!^ вторинного компонента I Ерахування оболонки використан! результата наша! абсолютно! спектрофотометр!I [29], яка дозволяе визначита вклад випром!нювання обох компонент1в I оболонки (з електронною температурою в- 20000К) у загальний пот!к в!д системи в залежйост! в!д фази ! довкини хвил!. Для вторинного компонента _ як ~зор! класу A5III використовувалась стандартна модель 1з списку [49] з параметрами Тсу=8500К, ig-g=3.oi

Для кйжно! з цих моделей були рсзрахован! д!лянки синтетичного спектра довкола л!н!й CallA3933, pellA.4233, MgliA.4481, SiilM.6347,637I. М1Кротурбулентну шеидк!сть для обох компонент!в взято зг!дно робота .150]. Синтетичн! спектри були розширен! обертанням з! швидкостями 42 та 90 км/с для яскравого та вторинного комгонент!в, пот!м складались 1з зм!щеннями, р!вними !х променевим швидкостям у конкретн!й фаз!. При цьому враховувався вклад оболонки I сп!вв!дкоиення площ видимих диск1в .обох кошонент!в, так що сумарний спектр системи ро.зраховувся за формулою:

Т^ = I - (pf" + + )/{Y1COnf i xs fnt + y*f°»f).

де: P - пот!к випром!нювання, Mj /Vif - в!дношення КЕадрат!в рад!ус!в компонентов, у - вклад оболонки в сумарну !нтенсивн!сть у дан!й довжин! хвил! зг!дно робота-[29].

Пор!ьняння розрахунк!в !з спостереженнями показало наступне.

1. 6 добре узгодження в основшх деталях .спостерекуванях та еинтетичних спэктр1в, чим п1дтвердкэно присутн!сть у фазах елонгаЩй л!н!й вторинного компонента, ототохнених у процес! нашого досл!дження спектра р Л!ри [14,44,46].

2. Розрахунки в основному. п!дтвердкують результата на^о! абсолютно!

спектрофотометр! I [29] щодо визначення парзметр!в вторинного компонента 1 вкладу випромйювання наЕколозоряних газовнх структур у спектр системи.

3. Кращому узгодженню теоретично розрахованих синтетичних д!лянок спектра !з спостзрекеннями в1дгтов1дае модель .. 1з • диском довколэ вторинного компонента. При цьому, зг!дно.теоретичному р!шенню кривих блиску [42] приймалось, що ■ температура диска р!вка ефективн!й температур! вторинного компонента 1 диск закривае 50% його поЕерхн!. 1!1видк1сть обертання диска зПдно нашим даним [55 ] бралась р!вною 240 км/с 1 саме в цьому заключаеться ефект його присутност! в мсдел!: диск розширюе 1 тим зменшуе глибину л!н!й вторинного компонента., Рис.4 е певною 1люстрац!ею таких обчислень.

Рис.4. Спостережуван! д!лянки спектра (штрихов! крив!) та ринтетичн! (суц!льк! крив!) довкола л!н!й СаП\3933 та Мёт4482 у фаз! 0.75Р.

4.3. Парамзтри орб!т обох компонент!в системи 0 Л1ри й остаточне визначення 1х мае. Завданнв досл!дження параметр!в орб!ти яскравого. компонента ш прид!лили в св!й час достзтеьо увзги 143,52,53], визначивши 1х для

чотирьох окремих сезон!в 1966, 1969, 1972 та 1976 рр. У сукупност! з данши 1шшх автор!в, зокрема [54-56], ми прийшли до висновку про високу в!рог!дн1сть м!ксезонно1 зм!нност! променево! пвидкост! центра мае подв1йно! системи й мокливост! г!потетичного третьего т!ла з перЮдом обертайня довкола цього центра в 4.2 року [52]. К'л не ввахаемо це питания вияененим, тим б1лыге, що е п!дозра про можливу неточн!сть вим!ру окремих л!н!й яскравого компонента у зв'язку з новим явшцем цикл!чних зад!н 1х екв!валентних ширин [58].

Основною метою подалыпих досл!дкень залишалось отримання параметр!в орб!т обох компонентов, визначення 1х мае 1 абсолютних розм!р!в системи. Вперше така робота була проведена при виявленн! л!н!й вторинного компонента на спектрограмах, отриманих спектрофотограф!чно 1972 р. [44]. Б1льш точне визначекня параметр!в орб!т обох компонент 1в ми.зд!йснили п!сля серП ПЗС-спостерекень системи р Л!ри в 1990-1992 рр. в л!н!ях дублету БтАА6347,6371'. Результата' вим!ру променевих швидкостей вс!х основних деталей

Рис.5. Крив! променевих швидкостей яскравого 1 вторинного (мешо! г.мпл!туди) компонент!в систеш р Л!ри за два сезони НЗС-спостерекень у л!н!ях 311тб347,6371.'

Нуль-пункт сЩвпадае ' з

променевою швидк1стю центра мае. Внизу показана крива променевих швидкостей для зш-ем1с!1, екстремуми яко! зм!щен! до фаз 0.36 та 0.86Р напряму ос1 магн!тного диполя (показаний стр!лками).

5

0.5

1.0 р

неординарна профШв цих л!н!й затабульован! в [57,58]. Як видно з рис.5, к!льк1стъ матер!алу для достов!ркого вичислення параметров орб!т яскравого 1 вторинного компонент!в .(в!дпов!дно 150 та 1ии визначень променевих шеядкостей !х л!н!й) ц!лком достатня.

Уточнения параметр!в орб!т компонент 1в проводилось як окремо для сезон!в 1991 та 1992 рр., так 1 по всьому масиву даних. Добре узгодження значень променево!. пвидкост! центра мае система у 5 певним п!дтвердженням • правильност! ототожнення й вим!р!в л!н!й вторинного компонента. Вт 1м, широк! й неглибок1„ снотворен! ем!с!ею л!н!1 вторинного компонента ставлять- природн! мек! на точн!сть визначення п1вампл1туда його криво! променевих швидкостей, а зв!дси, й на визначення мае компонент1в у систем!. Званакгаи на це, для п!дсумкового висновку про маси ксмшнент1в та розм!ри .систем! ми ф!ксуемо вар!ант вичислення параметр!в орб!ти обох компонент!в по сукупнсму масшзу даних за 1990-1992 рр., який 1 приводимо в таблиц!. -

Параметри орб!т обох компонентов системи р Л!ри.

Елемент орб!ти

: Яскравий компонент : Вторинний компонег

Р, доби

Т (ьТ.Б.244000+) Т, км/с К, км/с е

м, град. Аз1п1, Ю5 км

/. м0

12.9375 8398.7 ± 0.1 -15.8 + 0.7 188.0 + 1.3 0.04 + 0.01 180 + I 33.42 + 0.24 8.91 + 0.19

12.9375 8395.7 + 0.1 -18.9 + 0.5 42.1 + 0.6 0.04 + 0.08 273 + I 7.48 + 0.11 0.100 + 0.004

Таким чином, абсолюта! розм!ри системи р Л!ри А =* 4.1-107 км, а в!дношення мае компонент!в К//Кг=Мг/М^=4.5+0.1. Воно дае змогу з високою точнЮтю визначити- маси компонент!в у систем!. Однзчз, враховувчи спотворен! ем!с!ею проф!л! л!н!й чарвоного дублету !он!зованого кремн!ю [59], робимо висновок, що сл!д надати перевагу значениям К =185км/с та / =8.6М0, як! б!льш точно визначаються за допомогою багатьох неспотворених л!н!й яскравого -компонента у

син!й д!лянц! спектра р Л1ри [53]. При найб!лын оптимальному значенн!.нахилу ор01ти i=80° отримуемо так! остаточн! значения мае: для яскравого компонента, який втрачае речовину, - (3.0+0.1)%, а для вторинного, акрец1вючого компонента - М2-(13.4+0.2)М®.

. Ц1 результата стають одним з найважлив!ших фрагмент!в ново! модел! взаемод!ючо! системи Д Л1ри.0триман1' маси компонент1в над1йно п!дтверджують сучасн! уявлення про еволюц!йний- стан системи р Л1ри, як системи, що знаходиться наприк!нц! короткотриЕало! стад!! першого обм!ну масою homík II компонентами. Це п!дтверджено як теоретичшш моделюванням сценар!ю еЕолюцП системи [59], так I визначенням х!м1чного склада атмосфери яскравого компонента (реестрац1я суттевого .надлишку гел!ю, деф!циту водню, екстремального сп1вв!дношення елемент1в c,n,o), як! ствердаують, що початковий х1м1чний склад цього компонента зазнав зм!н в1дяов1дно процесам ско-циклу в його надрах [60,61]. '

4.4. Ототожнення л!н!й вторинного компонента в спектр! ry Щита 1 параметри орб!ти системи..

Прикладом взаемод!ючо! системи, подЮно! до р Л1ри за багатьма ознакамк спектра, але б!льш масивно! та гарячо!, s ry Щита. Визначальною ознакою под!бност! була й в!дсутн!сть у спектр! ц!е! системи л!н!й вторинного компонента. У координован!й програм! вивчення природа ц!в! системи нам було доручено досл!дити II пекуляний спектр 1, при можливсст!, виявити л!н!! вторинного компонента. В наше розпорядження були надан! рег!строграми спектр!в ry _ Щита, отриманих на 1.5-м телескоп! П!вденно1 бвропейсько! обсерваторП (eso) з- досить високою дисперс!ею - 12 А/мм. Повн!. результата досл!джепня спектра ry Щита опубл!кован! нами в [25,62], одначе пери! результата ототожнення ' л!н!й вторинного компонента приведен! в [63].

Пошук _ л!н!й вторинного компонента проводився з врахуванням результат!в фотоелектричних спостерекень [64,65], як! стзердж^вали," що вторинний компонент повинен бути дещо холоднйшм. Було достов!рно п!дтверджено ототожнення л!н!й siiY та NIH яскравого компонента спектрального класу ВО. Одначе список його л!н!й розширився за рахунок високих член!в бальмер!всько! серII водню та деяких л!н!й

гел!ю, неспотворених вузькими ем!с!ями, притаманними небулярн!« оболонц!. До виявлених нами л!н!й . вторинного компонента належать широк! й неглибок!, до b~Q% висоти- континууму, Л1Н11 поглинання Silll, oil, ЯП, тобто л1н11 61ЛЫН низькоГ 1он1зац11, Шж л!н!Г яскравого ' компонента.' В сукупност! з фотометричними даними це св!дчить про "те, що в ц!лсму спектральний клас вторинного кошонента б!льш п!зн!й ! моке бути оц!нений як'В2-ВЗ.

у спектр! системи RY Щита л!н11. вторинного компонента перем!щаються у протифаз! доплерОвським змйценням л!нОй яскравого компонента. На жаль, точность назначения променевих швидкостей при малому в!дношенн! сигнал/шум через мале розширення спектрограм е невысокою. ОцОнено " швидкост! обертання яскравого та вторинного компонентов, як! становлять приблизно 90 t 150 км/с, не вносячи протирОччя у синхронность Гх осьового та срб!тального обертань. Променев! швидкост! л!н!й поглинання обох компонент!в 1 л!н!й поглинання, як1 виникають у.газових структурах, нанесен! на рис.6.

1

Рис.6. Променев! швидаост! л!н!й поглинання в спектр! RY Щита (наш! вим!ри л!н!й поглинання обох компонентов показан! точками). Суц!льн! крив! - теоретичн! крив!

променевих' швидкостей' для вторинного (I) 1 яскравсго (II) компонентов, зг!дао 1х параметров орб!ти. Штрихова л!н!я показуе х!д променевих швидкостей групи л!н!й, ио формуються в

гвзоёих

структурах

as

ао

а* всередин! системи.

Уточнения елемент!в орб!ти проведено за масивом даних, який складався 1з 110 визначень променевкх швидаэстей л!н!й яскравого 1 90 визначень, л!н!й вторинного коыпонент!в. Анал!з вичислень параметр!в ел1птично! та кругово! орб!т показав, що на даному етап! узгодження даних по обох компонентах е кращим для Гх колових орб!т [25], тому в таблиц! ми прШодимо саме так! дан1. ~

Таблиця параметр!в колових орб!т обох ко'мпонент!в ну Щита:

Елемент орб!тй : : Яскравий ВО-компонент : Вторинний В2-компонент

Р, доби 11.1250 11.1250

7, км/с 10.8 + 2.4 13.9 + 1.9

К, км/с 234.3.0 70.6 + 2.3

Ае1п{, -\ое ш 35.-86 + 0.46 10.80 + 0.35

м© 14.90 + 0.58 0.41 + 0.05

Тагам чином, найважлив!шими. робочими параметрами системи йУ Щита мокна ввакати: променеву швидк!сть' центра мае 7=12км/с, в!дстань пом!ж центрами компонент!в А=4.7-Ю7км, а також в!дношення мае компонент!в ч=3.3 1 маси яскравого М2=8М0 та вторинного М^=26Ма компонент!в. Отже, поенэ маса взземод!шо! систем ну Щита суттево зменшилась: в!д пропоновано! 100 та 8ОМ0 у роботах [66,67] до 34М за нашим визначенням. Це Щлком узгоджуеться 1з сучасними уявленнями про еволюЩйний статус ц!е! системи, сформоЕаними як теоретичним моделюванням сценар!ю еволйЩГ йУ Щита [68], так ! нашим Еизначенням -

Их!м!чного складу [ С2 ]. • »

4.5. Розробка незалежного способу визначення мае компонент!в у взаемод!кч!й систем! по спектру П розвинутих навколозоряних структур та його- апробаЩя.

ТрадиЩйне визначення мае компонент!в подв!йних систем просто зд!йснюеться за допомогою вим1р!в доплер1Еських зм!щень л!н!й-, як! викликан! орб!тальним рухом. Одкаче в спектрах взаемод!ючих систем, як правило, присутн! л!н11 лише одного з компонент!в I маси 1х не визначаються. Анал!зуючи спектр навколозоряних гззоеих * структур у систем! р Л!ри, ми зауважили [69], що !х к!нематично-просторова

повед!нка в!дображаеться в набор! певних л!н!й, як! мсжуть бути своер!дним тестом для визначення досить вузького д!апазсну в!дношень мае, а отке, I мае компонент1в системи.

Суть нового, запропонованого нами способу полягае. у визначенн! променевих швидкостей л!н1й, як! формуються в рухомих газових структурах у межах зовн!шньо1. контактно! порожнини Рота, та поза нею, тобто в оболонц!, яка покидав систему, з подальшим 1х пор!внянням !з розрзхованими пзрабол!чнимя ивидкостями пробних частинок 'обмекено! задач! трьох -т!л. Найважлив!шою умовов застосування цього способу мусить бути присутн!сть у спектр! систе?ли (кр!м л!н!й~одного !з компонент!в) л!н!й газових структур, критерН в!дбору яких задаються вищеозяаченою 1деею.

Теоретичн! засади розробленого способу опубл!кован!•в [25,69]. Використовуеться представления стац!онарного грав!тац!йного поля подв!йно! системи с!мейстдом екв!валентних поверхонь модел! Роша, але при умов!, щоб незалежною зм!нною було в!дношення мае компонента тобто щоб с=/(ч). Явна його залежн!сть в!д ч

дала моаяив!ств розрахувати таблиц! Роша [70], за допомогою яних можна -побудувати три характерн! поверхн! з особливими точками Лагранжа на них , ъг, ь3 1 параметром С, який зм!нюеться за законом С^ > С г > Сд. 3 другого боку, оск!льки поверхн! Роша !дентичн! поверхням Якоб! нульово! швидкост! обмежено! задач! трьох т!л, то р!вняння руху пробно! частинки з масою т * 0 в пол! тяж!ння обох компонента !з масами Му та М^ показуе, що С=/(и) або де V - повна швидк!сть рухомо? частинки. ■ Це' важливо, якщо усв!домити, що частинка покине систему (природньо найлегше поблизу точки Ь2 ), якщо П шввдк!сть буде б!льшов за парабол!чну "лараб. =(С/ , де v2f8¡AH - безрозм!рна в!дносна

швидаЮть частинки, яка досягне . зовн!шньо! контактно! порожнини, Роша. Якщо частинка набуде швидкост! = (С*-СзГ® , то'

вона зможе. покинута систему. 1 -в окол! точки за б!льш мзеивним компонентом.

Щоб перейти до конкретно! подв!йио! системи з II ивидкостями в км/с, необх!дно Евести абсолютн! розм!ри системи. Для цього, задаючи одиницю часу через Р/2%, де Р - орб!тальяий пер!од, вводиться одиниця орб!тально! швидкост! =2хА/Р=[(5(М/+Мг)/А]^ , де А -

в!дстань пом!» центрами компонент!в. Тод!.трансформац!^ швидкостей 1з в!дносно1 системи в абсолютну можна зд!йснити за допомогою сп!вв1дношення типу: =^ofxS' v2,bIah =vopo (с/ ~c2 ■ Таким

чином, отрицавши в км/с ' розрахунков! значения парабол!чних швидкостей в д!апазон! значень q, оч!куваних для досл!джувано1 системи, можна провести Гх пор!вняння !з вим1ряними" швидкостями рухошх газових структур всередин! 1 шза сис?емою. 1накше кажучи, можна розв'зати ЗЕоротню задачу визначення найв!рог1дн1шаго д!апазону значёяь q для конкретно! системи тобто оц!нити маси компонент!в. Це мокливо, якщо для одного 1з компонент!в системи виззачена крива променевих ылулсстей, наприклад, з п1Еампл1тудою К для. компонента масото , а отже, 1 функц!я мае f2 (М@), так що Щ=(1+1)2-/2 (М@) sin~3t. 'Год! при нахил! opölra t для р!зних значень q можна розрахувзти параметра А Д!©,*.'.©, vQp6, v2)aöc. . й було

зроблено для систем ß Л!ри й ry Щита в !нтервал! 0.I<(a=I/q)$Q.6 [25]. Bei 1нш1 параметри для цих систем були в!дом1. Розрахунков! парабол!чн! швидкост! в Ix залекност! в!д а показан! на рис 7. Вони сбчислен! при t=80° для ß Л!ри та t=84° для ry Щита 1 можна вважати, що при таких нахилаХ орб!т повна швидк!сть рухомих частинок газу сп!впадае з променевою.

зоо-

200

100

Рис.7. Вичислен! парабол1чн! швидкост! иг.ЪбС' ®с

функц!! а. Вид!лен1 найб!льш в!рог!дн! меж! в!дношень мае Да для систем р Л!ри й йУ Щита. Вертикальними строчками вказано положения сггостережуваного в!дношення мае,) визначенаго звичайним способом.

0.10 0.30 050 •( ■

Критер!ем застосування цього способу мае бути констатац!я у спектр! вззвмод1ючо1 системи деох р!зшк систем л!н!й поглинання, утворених у навколозоряних структурах з!. шеидкостями меккими та б!льшими га и .. у спектрах р Л1ри я ну Щита периа з цих систем л!н!й формуеться в газових потоках при перенос! • речовини пом!ж компонентами. Максимального зм!щення вони досягають у фазах нявколо 0.07Р, .коли найпотужн!ший пот!к гаЗу видно в нроекцИ' на яскравий компонент в основному за границею Енутр1шньо! порожнини Роша вторинного компонента, з його тилсвого боку. Мфссимальн! швидкост! в цих потоках у напрям! на спостер!гачз' р!вн! -110 юл/с для ,8 Л!ри та--165. км/с для ry Щита. Ув!йиовш а цшки значениями з pirc.v, отримуемо нижню границю для а.

Друга система л!й!й поглинання спектру навколозоряних структур пов'язана з вузькими л!н!ями гел!ю, як!.мають нижн!й метастабтльний

з

р!вень, наприклад, 2 S. Для цього р!вня визначальними е ефектя з!гкнення, оск!льки. спонтанний перех!д зд!йснюсться пляхом двоквантового переходу на' р!вень s. Р!вень 23 s мае бисоку заселен!сть, тому в розр!дкених середовшцах поглинання в л!н!ях, як! виникають з цього р!вня, можуть бути ведши суттевими. Форма л!п1й Суде залежати й в!д прпсутност! рухомих розр!дкених оболонкових структур в окол! системи.

Системи р Л1ри й RY Щита е р!дк!сними об'ектами. в спектрах яких спостер!гаються так! вузьк! л!н!1 гел!ю. В систем! р Л!ри нами детальн!ше досл!джен! jiíhíí Не1ЛА3888,10830, а в спектр! ry Щита ми виявили та досл!дили л!н!ю Не1Я3883 (це друга п!сля Не Ш0830 л!п!я сер!! при переход! з р!вня 2"s ВЕерх). Вс!ц! л!н!1 виявляють в!д'емну променеву швидк!сть, незалежко в!д позиц!йного кута спостереження обох систем. 1нтерпретац!я 1х повед!нки з фазою орб!тзльнсго пер!оду зводиться до того, що ц! л!н!1 утвсрюються в розр!джен!й, але достатньо близьк!й до системи оболонц! поза межами зсвн!шньо1 контактно! порожнини Poma, яка в!ддаляеться в!д системи з! швидк!стю -120 та -195 км/с в!дпов!дно у випадку р Л1ри й ry Щита [25,71,72]. ■ Ув1Яшовш з цими даними у розрахункову криву пзрабол!чно! швидкост! на' рис.7, визначаемо Еерхнв межу можливих в1дношень мае а. Таким чином отриман! меж! можливих в!дношень мае становлять 0.29 íaí 0;.39 -для ry Щита 1. 0.22 $ а $ 0.27 для р Л1ри.

Цей результат на диво добре узгоджуеться з прямими назначениями'мае компонент 1б за вим!рами доплер !всышх зм!щень лШй. поглинання обох компонент!в: е!дпов!дно а=0.23 для р Л1ри [57] 1 а=0.30 для к* Щкта. Отже, не дивлячиеь на пеЕне математичне спрощення задач!, пор!вняння з традицШшм визначенням мае компонент!е у реалышх взасмод!ючих системах виявляе хорошу црогностичну здатн!сть запропонованого наш способу. Усп!шна aпpoOaцfя цього способу на обох системах подае надП на його подальше практичне застосування.

5. В1ДКРИТТЯ ТА ВИВЧЕННЯ.МАГН1ТН0Р0 ПОЛЯ В СИСТЕМ! р Л1РИ.

5.1. Отримання зееман!вських спектрограм на 6-м телескоп! та-

виявлення магн!тного поля в атмосфер! яскравого компонента.

Неоднозначн!сть _ у розум!нн! природа система р Л!ри початку 1970-х рок!в пов'язана була, передус!м, з неЕиявлешям л!н!й вторинного компонента в II спектр!. На цей час ми зрозум!ли також, що певна неясн!сть у будов! навколозоряних структур (рух газових поток!в, зокрема, не вкладався е класичну газодинам!чну схему [71]) може мати нетрадиц!йне тлумзчення на основ! ще невиявлених явищ.

В 1972 р., при виконанн! основно! програш отримания спектрограм високо! дисперсП з метою ототозкнення л!н!й вторинного компонента на 2-м телескоп! Шемахинсько! астроф!зично! обсерваторИ, ми водночас отримали к!лька зееман!вських спектрограм, обробка яких показала достатньо високу ■ Е!рог!дн!сть'мага!тного поля' яскраЕого компонента. Вт!м, задача ц!леспрямованого пошуку магн!тного.поля у взаемод!юч!й систем! р Л!ри почалз зд!йснюватись лише при сприянн! Ком!с!1 тематики шестиметрового телескопа у вересн!-ковтн! 1980 та у серпн! 1981 рр., коли нами було отримано понад 100 зееман!вських' спектрограм в АА3800-4900А. Цьому сприяла розробка в Спец!альн!й астроф!зичн!й обсерваторП анал!затора кругово! пйляризац! ! з ромбом --Френеля як 1з'< фазозеуваючйм елементом [18], ахроматичн!сть якого була дуже. важливою характеристикою, якщо врахувати обмежене число л!н!й, в спектр! р Л!ри, прядатних для вим!рювання. Там такогг була розроблена спец!альна апаратура 1 для б!льш точного вим!рювання зееман!всышх розщеплень в л!н!ях [73].

Досить велика ширина л!н!й (п!вширина коло и.бА, usmi-43 км/с) та Ix мала глибина (15-20% континуума) змусяли користуватись набором л!н1й' !он!зованих метал!в; в основному, це оули: i'eiiXA4233, 43Ь1, 4508, 4515, 4549, SiM.3853, 385b, 3862, 4123, 4131 , CaII,\3'J33, MgllJi448i, CrliA.4589, а також в!льн! в!д ©MielI л1н!1 Не1\Аззтг,_ 3926, 4120 та деяк! 1нш! ( через обмежену к!льк1сть л!н!й спектрограми екопонувались згодом п!дряд: по 10—15 .впродовк коч!). Вим!рювання спектрограм та вичислення магн!тного поля проводилось за методикою, .розробленою та впровадаеною у Спец!альн!й астроф!зичн!й обсерваторП [743. Величина ефективно! напруженост! магн!тного поля для кокно! л1н11 довжиною Л визначалась за в!дсмою формулою: не(Гс)=52.7-Л-(4500АУа-AL/Z, де ЛЬ - величина розщеплення лПШ в м!кронах на фотопластинц! з дисперс!ею D, що була р!вною 9л/мм, а г - величина зм1ще'ння л!н11 в одинидях нормального зееман!вського розщеплення (фактор Ланде). По л!н!ям, вим!ряним за догомогою спектрограм, отриманим у'конкретку дату, визначалссь середнз ари$метичне значения величини Не з II середньою похибкою середнього арифметичного о.

Анал!з .отриманих результаПв прив!в до таких еиснобк!в [ibj: е атмосфер! яскравого компонента ß Л1ри виявлено магн1тлз поле з середньою за орб!талъний цикл ефективною напружен!стю в 1-1.5 кГе i ампл!тудою його зм!ни в межах ±500 Гс; поверхневе магн!тне ттеле мае складну структуру, будучи приблизно в два рази б1льшим на т1м боц! компонента, який звернений до масивного супутника, та розташованим несиметрично вгдносно л!н!1 центр!в компонент1в;. заф!ксовзн1 р!зк! перепади магн1тного поля, особливо в зон! його абсолютного максимуму, що могло св!дчити про крупномаштабну структуру поля на поверхн) яскраЕого компонента або про його зм!нн!с?ь.

5-2. Результата вивчення магн!тного поля фотограф1чним способом.

Досл!дження магн!тного поля яскравого компонента проводилось нами майже щосезону включно до 1988 р. на т!й же апаратур! ь-м телескопа [75-77]. Вим1рювався той же наб!р л!н!й атмосфери яскравого компонента, тою ж залишалась методика визначення ефективно! напруженост! магн!тного поля. Середня фаза спостережонь, при Ix середн!й тривалост! за н!ч в 30-40 хвилин, . на п!дряд

експонованих спектрограмах, як завше, вичисдялась за ефемеридою [78].

Перший матер!ал для анал!зу зм!ни я фазсю магн!тного поля було отримано по месиву даних -за 1980-1984 рр. [75]. Залежи1сть Нв=/(Р) показала добре узгодження bcíx спостерекень, що св!дчило про синхронность пер!од!в орб!тального та осевого обзртань. Ця залеш!сть виявилась . кваз íсинусо Тдальною. По абсолютной величин! поле е максимальним перед фазою O.SP, тобто,' будучи здецентрованим в!даосно ос! центрíв кошонент!в,. в!дпов!дае тШ сторон! яскравого компонента, щб звернена до масивного супутника. lie наводить на думку, що супутник вшшвае на кс::д?1гурац!ю. магн!тного поля яскравого компонента.

3 метою перев!рки цього припущення проведен!' модельн! розрахунки* за методом, описаним у [79]. Вони подтвердили таку можлив!сть. При ц!м вважалось, що магн!тне поле е дипольним,..а ширина проф!Ля вим!рюваних л!н!й задавалась величиною осевого обертання, синхронного орб!тальному; параметра системи, зокрема, маси компонент!в приймались зг!дно даних [44]. Узгодження теоретично! та спостережуваних кривих зм!н з; фазою магн!тного поля отримано при таких значениях його параметр!в [75]: а) в!сь диполя магн!тного поля нахилена до площини орб!ти подв!йно1 системи на кут 28° та на 41° до променя зору епостер!гача (приймалось, що в!сь обертання перпендикулярна площин! орб!ти, нахил яко! t=77° , а довгота магн1тного полюса, .тобто кут м!» л!н!ею центр!в компонента ! проёкц!ею ос! диполя на площину орб!ти, становить, -зг!дно спостережень, 40° ); б) • центр магн!тного диполя зм!щений в!д грав!тац!Яного центра яскравого компонента в напрям! масивного супутника на 0.08а, де а - в!дстань м!ж центром яскравого компонента I центром маси подв!йно! системи. Отже, таке теоретичне моделюЕанчя передбачае можлив!сть присутност! магн!тного поля з! зм!щеним диполем, що може бути насл!дком впливу масивного супутника на формування структури магн!тного поля яагравого компонента.

Значения ефективних напруженостей магн!тного поля яскравого компонента для 33 дат його спостережень впродовж I980-1988 рр., IX анал!з та основе! вйсновки опубл!кован! в 176,77]. На основ! наших вим!р1в близько 400 _зееман!всышх спектрограм сформована досить Епевнэна залежн!сть Н в!д фази орб!тального пер!оду - рис.8. II

Рис.8. СпектрофотографМнз крива Не=/(Р) заданими [77]. Похибка окремого вим!ру даеться вертикальною рискою; рГвно 2о. СинусоТдальна середня ' крива мохе св!дчйти про ¿ипольне . поле з полюсами вздовк- фаз 0.35-0.86Р (вказан! стр!лками). У фазах довкола полюса, який звернений до акреЩюючого. супутника, видно кваз!пер!одичн1сть. Для кращого усв!домлення явища магнетизму вгор! показана схематична модель системи р Л!ри (дав.рисЛ ,п.1.6).

р!шення з викорястзнням программ апроксимац!Г даних спостережень тригонометрдчними функц!ями при. врахуванн! похибки- кожного спостереження показують, що величина середнього по орб!талькому циклу магн!тного поля Ну(-1198 ± 32)Гс з ампл!тудою А=(475 + 51)Гс. Отркмана крива та середне • значения Не е к!нцевими для наших спостережень спектрофотограф!чним способом на 6-м телескоп!.

Розглядаючи залекн!сть" Не =/(Р), зауважимо, що вона добре апроксимуеться синусо!дою (суц!льна крива), що може св!дчита про дигольний характер магн!тного поля. Абсолютна максимальне значения поля в!дпов1да8 фаз! 0.85БР, а мШмальне - фаз! 0.355Р. Отне л!н!я 0.36-0.86Р, як проекц!я сЫ. диполя магк!тного поля на площину орб!ти,. в!дхилена взДовж позиЩйного кута спостерекення в!д л!н11 центр!в подв1йно! зор! 0.0-0.5Р, на 1/7 Р (орО!тальний пер!од Р=12.937 доби),.. Приблизно з таким же за тривал!стю п1дпер!одом на крив!й. Не=/(Р) присутн! вТорига! вар!ац11 магн!тного поля в фазах його абсолютного максимума, як! вид1лен! штриховою л!н!ею на рис.8. 1х, як виявилось - [00], !гнорувати не можна, позаяк, враховуючи результата абсолютно! спектрофотометр!! [17], вони, можуть бути значущими.

»

5.3. Пошуки незалежних аргумент!в п!дтвердженкя магн Иного поля:

а) виявлення депресИ континуума на Я5200 та П змИдйсть;

0) спостереження за допомогрю магн!тометра з еталоном Фабр!-11еро.

Виявлення магн!тного поля на поверхн! компонента, який активно втрачае масу у взаемод!юч!й систем! такого типу, це не мае аналог!в. Безумовно, це вимагало пошук!в аргумент!в на крристь цього феномена. Незалежним аргументом 1снування магн!тного поля зор! вважаеться наявн!сть широко! депрес!1 в II континуум!, зцентровано! до д!лянки спектру на Х£200 [81,82]. Ц!й проблем! присдячено багато роб!т, анал!з яких (зроблений також нами в [114]) стосовно нашо! задач! зводиться до висновк!в, що: !снуе сп!вв!цношення м!ж фотометричними 1ндексами,. чутливими до !нтенсивност! депресИ континуума на А5200, 1 напружен1сте магн!тного поля, яке найб!льш над!йне для величин поля <5 кГс; величина депресИ зм!нюеться впродовж пер!оду оо'ертання магнИно! зор! так, що II максимум досягаеться тод!, коли максимум магнитного поля' по позиц!йному куту спостережень проходить через центральний мерид!ан; для багатьох з!р !снуе шевнений зв'язок м!ж величиною магн!тного поля та !нтенсивн!стю депрес!! е континуум!.

Вже в робот! [75] за даними абсолютно! спектрофотометрМ р Мри 1974 р. [29] ми звернули увагу на те, що в континуум! р Л!ри присутня депрес!я на Л5200, зм!на глибини яко! корелюе з пофазко» зм!нсю магн!тного поля, причому найб!льша глибина депрес!! в!дпов!дае екстремумам магн!тного поля. 3 метою вивчення цього явища в 1984 р. в ус!х основних фазах орб!тального циклу ми повторили абсолютну спектрофотометр!*) р Л1ри зкову на т!м же скануюч!м спектрофотометр! !з кроком 14А та шириною щ!лини 27.5А. Перевага нашого метода' пор!вняно з фотоелектричним [82-84] у тому, що ми безпосередкьо Еизначали екв!валентну ширину депрес!! на Л5200, 'як б!льш адекватного параметра II повед!нки. Результата спостережень та Ечзначення №д(5200) для обох сезон!в спостережень 1974 ! 1984 рр. можна охарактеризувати за допомогою рис.9.Видно, що обидва максимуми екв!взлентких ширин депрес!! досягаються тод!, коли зони полкс!в дшюльного магн!тного шля проходить через центральной мергШак. Така синхронн!сть цих явищ приводить до виснсеку про те 175,85], що присутн!сть депрес!! нз л5200 в спектр! р Мри (з визначальним

Рис.9, Зм!нн!сть ,криво! Н^=/(Р) (показана вгор!, див. п!дпис для рис.8) в П пор!вня1ш1 з ходом 1 зм!ни з фазой екв!валентно! ширина на Л.5200 за даними абсолютно! спектрофотометр!I 1974 ; (точки) та 1984 (кружки) рок!в. Типова похибка окремого в!м!ру дазться вертикальною рискою (2о).

внеском у нього випром!нювання яскравого компонента £29]) та кореляц!я П зм!шюст! з! структурою поверхневэго магн!тного поля яскравого • компонента. зг!дно з сучасними досл!дженнями феномена депресП у магн!тних з!р е достов!рним п!дтвердженням виявлення магн!тного поля у систем! р Л1ри.

У досл!дженн! феномену магнетизму, виникак також необх!дн!сть спостережень на !ншому тип! апаратури. Спектрофотограф!чний метод не е достатньо точним, тим б!льше у Еипадку спектра системи р Л!ри, коли наявн! широк! 1 не.вельми глибок!.й контраста! л!нП- поглинання при обмеженому 1х числ! на спектрограм!. ■ Тому ми зробили спробу використати як альтернативну апсратуру фотоелектричний магн!тометр з еталоном Фабр!-Перо. Розроблена у Спец1альн1й астроф!зичн!й обсврваторИ [19,86] 1 встановлена у лершш камер! ОЗСЛ 6-м телескопа, Ця апаратура дае високе спектральне розд!лення - близько 0.12 ' А/Мм. У ' робочому спектральному д!апазон! магн!тометра' ХА.4000-4500 з даним еталоном ФабрШеро'для впм!р1в поток!в та !ншх параметр!в краще п!дходила сильна одиночна л!н!я РеИЛ.4233 з фактором Ланда г=1.214. Розрахунки синтетичного спектру в ц!й облает!, проведен! за методикою, описаною нами в [46]", не виявили 1стотних бленд ц!е! л!н11. Як стандарт без поля спостер!галась

- ээ -

сШри, а як зоря-стандарт з магн!тним полем - р Швн1чно1 Коропи у пзвних фазах, розрахованих зПдно [87], для яких отримано оч!куван! результата. • Спостережзння- р Л!ри були проведен! для цята дат впродовж 1Э90-1991 pp. Основний висноеок нашо! робота полягае в тому [88], що. визначення магн!тного поля на дан!» апаратур! не протар!чить фотограф!чним спостереженням 177]. Магн!тне поле у певь! фази заф!ксоване оч!куваним по величин! ! по полярност!, одначе точн!сть його визначення невисока (яскрав!сть р Л!ри для ц!е! апаратури низька; спостереження не супроводжувалися доброю погодою). На жаль, .в подалыному- ця апаратура була переор!ентована на !нш! задач!. I все ж склалось вракення, що в л!н!1 FellA.4233 магн!тне поле веде себе дещо !накше, н!ж усередаене по багатьом л!н!ям при визначенн! спектрофотограф!чним способом.

г

5.4. Вивчеяня магн!тного поля в л!н!ях SillAÀ6347,637l за допомогою зесман!вських ПЗС-спектрограм: незалежне п!дтвердження "й особливост! повед!нки поля яскравого компонента ! перше його виявлення у вторинного.

Програмй незалежного експериментального Шдтвердження та вивчення виявленого ран!ше феномена магнетизму у взаемод!вчо! системи р Л!ри за допомогою б!льш дссконало! апаратури зреал!зоЕана наш т!льки в 1991-1992 pp. Вим!рювання повздовжньо! складово! ефективного магн!т1:ого поля на основ! ефекта Зеемана проводилось у л!н!ях пеглинання SiXlW.6347,6371 [90,91]. Для вим!рювання величини розщеплення поляризованих - компонент спектральних л!н!й використовувався стоксметр. у режим! анал!затора кругоЕо! поляризац!! та ПЗС-детектор. • РоОоча область . довжан хвиль стоксмэтра -АА5800-64СЮ. В!н встановлений перед щ!линою спектрографа у фокус! куде 2.6-м телескопа КримськоГ астроф1зично! обсерватор!!. Опис робота стоксметра та методика обробки спостережень приведен! в [90,91]. Точн!сть метода, складае 3-4% в!д величини зареестрованого сигналу, тобто при величин! шля в 100 Гс в!дхилення у вим!рах. його абсолютного зяачення може досягта 3-4 Гс.

Виб!р л!н!й досл!дхення диктувався робочою областю стоксметра ! характеристиками спектра р Л!ри в ц!й облает!. Тут лише дв! л!нП !он!зованого кремн!ю е досить сильними 1 водночас вкладаються на

одну експонозану ПЗС-спектрограму в мзжах 58А при робоч!й дисперсН 0.105А/п!ксел. За час спостережень в певну. дату в!дношення сигнал/шум досягало високих значень - 400-800. 'Цього вимагало досл!дження складних проф!л!в л1я1Я кремн!ю з ем!с!йною складскою t слабкими ■ л!н1ями вторинного компонента. Нохибка проведения континууму становила Були лроведен! розрахунки синтетичного

кошозиц 1йного спектру р Л1ри в АЛ6330-6390 по методиц!,' описан!й в [46]. Вони показали, що слабеньк! бленда цих л!н1й, а такок слабеньк! 1 нечисленн! л!к11 атмоеферно! води не спроможн! Епливати на визначёння магн!тно^о поля.

Вим1ри ефективно! напруненост! магн!тного поля Не is И середньою квадратичною, похибкою а, як! були визначен! за сер!ями експозид!й в конкретну н!ч, представлен! на рис.Ю як залежност! Не =/(Р) для обох л!н!й кремн!ю. Найважлив!шим результатом цих досл!даень е незалежне,' з високов точнЮтю визначёння мэгн!тного поля яскравого компонента, що зм!нкеться у межах в!д -190 до +150 Гс. Це е п!дтвердкенням факту прксутност! магн!тного поля на

РисЛО. Результата визначёння величини ефективно! папруженост! повздовжно* складово! магн!тнсго поля в л!н1ях поглинання' Sill\6347 (а) та S1IIX637I (б) яскравого компонента р Л1ри на основ! вивчевня зееман!вських ПЗС-спектрограм за даними 1991р. (о) та 1992р. (а,Д). Штрихов! л!н!1 проведен! "на око", зг!дно передбачуваного ходу зм!ни поля.

поверил компонента, з якого проходить 1нтенсивна втрата речовини в процес! еволюц!! у взаемод!юч!й подв!йн1й систем!.

Другим, результатом сл!д вважати пад!ння магн!тного поля з висотою у вит!каюч!й атмосфер! - поле в л!н!ях кремн!ю мае значно мешу величину, н!ж усереднене магн!тне поле, визначеке по багатьом л!н!ям синьо! д!лянки спектра фотограф!чним способом [77] (л!н1! 31ИЯЛ.6347,6Э71 з ем!с!йною складовою !х ,проф!л!в формуються у найзовн!шн!ших шарах атмосфери яскравого компонента; ц! л!н!! з ем!с!ею !нколи спостер!гаються'. такой в об'ектах 1з еит!кэнням речоЕини, зокрема, у з!р тип!е Вольфа-Райе, Р Лебедя, Ве-з!р -[92,93]). ' Це. е певним п!дтвердженням реальност! утворенпя магн!тосфери поблизу поверхн! яскравого компонента, що. е важливим висновком вивчення динам!ки навколозоряних газових структур [94,95].

Трет!й результат полягае у синхронност! осевого обертання яскравого компонента з орб!тальним, оск!льки вим!ри магн!тного Поля р!зними .методами впродовж 12 рок!в забезпечують достатньо добру узгоджен!сть м!ж собою. У такому раз! це також стосуеться характеру переносу речовини-.у ц!й подв!йн!Й систем!, оск!льки спостережуванз значения • а!гс1=43 км/с, а повинно було б становити 55 км/с при запоЕненн! яскравим компонентом його внутр!шньо! порожнини Роша. 20%-е недозаповнення по рад!усу порожнини Роша при високому темп! переносу маси в "З-Ю"5 Ме /р!к [96]:ч!тко- ставить питания про канал!зуючу роль магн!тного поля в перенос! речовини у систем! Р Л!ри [94,97], що особливо в!дчувавть'ся в т!й полярн!й зон!, яка звернена до масивного супутника.

Четвертий. .результат стосуеться говед!нки 1 в!дм!нностей !ндив!Дуальних кривих 'Не =/(Р) л!н!Й !он!зованого кремн!ю та усереднено! криво! багатьох 'л!н!й,- отримано! фотограф!чним способом (див. рис.8, п.5.2.). Прецеденти таких в!дм!нностей.вжз е, зокрема, це стосуеться магн!тно1 зор! р Шен!чно! Корони' [98]. Це п!дтвержуе уявлення про складну I не вияснену до к!нця структуру ! природу магн!тного'поля яскраЕого компонента [17,58,80,97]. Можна висловити припущення про наявн!сть на його поверхн! активних магн!тних областей, як! особливо ч!тко проявляются поблизу полярних. зон глобального магн!тного поля. Вт!м, це питания потребуе спеЩально поставлених спостережень в окремих л!н!ях р!зних х!м!чних елемент!в,

перш за все у багат!й на них синШ д!лянц1 спектра системи р Л1ри.

ВикористзЕши той же спзктральний мзтер!ал та методику Яого оброОки, ми ■ проЕели вигл1рювання магн!тного поля с л!н1ях 8ШАА6347,6371 втор1шного компонента [90]. Це зд!йснено для п'яти дат спостережень у фазах елонгац1й, тобто при найб!льлшх розд!ленн! л!н1й обох томпонент!в, 1х яскравост! 1 к!лькост! експозицМ. Результата обробки дозволяють Епевнено говоррти про виявлення мэгн1тного поля у фаз! 0.236Р, в як!й вим!ри зееман1всыйя зм1щень у двох л!н1ях кремн!Ю показали таке середне значения його ефективно* напруженост!:'= (-349±89)Гс. Це складае 3.9а., тобто в!рог1дн1сть результата за критер!ем Ф1шера е 0.999. е ще к!лька значень Не з похибкою гйо, наприклад, Не= (457±158) Гс у фаз! 0.324Р для л1н11 3111X6347 1 Не=-(509±141)Гс у фаз! 0.857Р. Це св1дчить про зм1нн1сть магн!тного поля вторинного компонента ' з фазою. Одначе для тако! залежност! даних ще мало. I все ж робимо висновок .про те, що спостереженнями за допомогою стоксметра та ПЗС-детектора заф!ксоване магн!тне поле 1 у вторинного за св!тн1стю, але б1льш масивного акрец1юючого компонента взаемод1ючо! системи р Л1ри. Це дозволяв припустити 1снування магн!тно! взаемодИ пом!ж компокенташ системи.

6. РЕЗУЛЬТАТ!! Д0СЛ1ДЖЕННЯ ЕМ1С1ЙН0Г0 СПЕКТРУ СИСТЕМИ р Л1РИ.

6.1. Вивчення ем!с1Яних л!н!й спектрофотограф!чним способом.

Кр1м ч!тких л!н1й поглинання яскравого компонента, характерною ознакою спектра р Л1ри~ е численн! ем1с1йн1 л!нП еодню 1 нейтрального гел!ю. Вони мають зм!нну з фазою структуру проф!ля та 1нтенсивй1сть. 'Ц1 л1н11 формуються у газовому середовищ! пом!ж компонентами 1 в 1х окол!, не.сучи 1нформац1ю про структуру газових утворень, 1хню к1нематику та еяергетику. Тому Тх вивченню ми прид!ляли багато уваги впродовж багатьох сезон1в в 1966-1979 рр., обробивши. понад с1м сотень' спектрограм високо! та середньо! дисперсП, отриманих на 1.2-м та 2.6-м телескопах КримськоГ астроф1зично! обсерваторП. Необх1дн1сть мзсоеих спостережень вит!кала також 1з анал!зу попередньоГо вивчення ем1с!йного спектру р Л1ри [99-101]. Першим етапом досл!дження було створення атласу

контур!в найсильн!пщх ем!с!йно -абсорбц!йних л!н!й НО, Н7, нр, На та Не1и3888 , 4471, 5875 [26]. Ц1 контури оули представлен! в абсолютних одиницях з .метою отримання потоку випром!нюванпя. в л!н!ях у кожн!й фаз!. Оск!льки на той час абсолютна спектрофотометр^ р Л1ри ще не проводилась, оула рсзроблена методика привязки.. в!диосногс розпод!лу епергП в континуум! (отримано! на п!дстав! П шестикол!рно! фотометр! I 'Л-Т/) у систем! [102] за допомогою стандартов, . для яккх мались як иостикол!рпа фотометр!я, так I абсолютна спектрофотометр!я [¿8]). Важливим результатом ц!ег роботи, кр!м отримання .загалыгах законом!рностей у повед!нц! ем!с!йних л!н!й, було виявлення ч!тких в!да!нностей в певних фазах.у р!зн! орб!тальн! цикли й сезсни спостережень.

Подальше досл!дження зм!нност! контур!в ем!с!йних л!н!й Нр, На, Не1АА5875 , 6678 .у найб!льш стзтистично забезпечених спостерехеннями сезонах 1969, 1976, 1977 1 1979 рр. ! 1х анал!з привели До висновк!в [103,104] про те, що: ч!тко просл!дковуеться залекн!сть потоку випром!нювання в ем!с!йних л!н!ях од позиц!йного кута спостереження системи; наквн! р!зк! перепади екв!валентних ширин ем!с!йних л!н!й з фазою кваз!пер!одично1 природа, особливо в фазах, що передують головному затемнению; е суттев! в!дм!нност1 в характер! залежност! Ид=/(Р) для -ес!х чотирьох сезон!в (у деяких фазах просл!дковуеться м!жсезонний фазовий зсув на постНгау величину, що св!дчить про зм!ни у конф!гурац!! чи у локал!зац1! випром!нюгачих газових утворень); присутн! короткотривал! зм!ни ем!с!йних л!н!й як у певн1й фзз! при спостереженнях у р!з!г! цикли для даного сезону, так !. 1х флуктуацН (до 30-40%) при посл!довпому експонуванн! спектрограм (тривал!стю 10-20 хеилин кожна) ппродовж одн!е! ноч!.

Останн!й' результат спричинився до проведения к!лькох сер!й спостережень з експозиц!ями в 1-2 - хеилини й таким же 1нтервалом псм!ж ними, виконаних на 2.6-м телескоп! Кримсько! обсерваторИ е 1978 ! 1979рр. [105,106]. В результат! обробки цих спектрограм були виявлен!: систематичн! зм!ни до 2Ь% екв!валентних ширин ем!с!йних л!н!й впродовж 60 хвилин; випадки синхронного спаду р!зних ем!с!йних л!н!й в межах 40-100% та подальшого 1х п!дйому до . почэткоеого значения тризал!стю в 15 хвилин; значн! в!дм!нкост! у

форм!, !нтенснвност! ем!с!йних л!н!й та !х екв1нзлонтних ширил на посл!довно експонованих спектрограмах у межах 5 хеилип.

Основний висновок 1з цих багатор1чнкх спостережень см!с!йпогс спектру р Л1ри полягае у ствердкешл виявлеши нестацюнарних процес!в р!зно! тривалост! у навколозоряпих газових структурах: в!д м!жсезокних й!кових зм!н, що могли характеризувати зм1ш! в форм!, локал!заци ! рус! крупномаштабииг навколозоряних структур, до швидк!сних збурень !хн!х локальних складових в!рог!дно еруптивкогЬ характеру. Для подзльшого досл!дження цих явищ необх!дно Оуло перейти до спостережень за допомогою як!сно ново! апаратури.

6.2. Спектроскоп!я високо! часово! розд!льност! в окол! л!н!1 На.

Спроба виявлення швидк!сних процес!в в окол! компонент1в, визначення характеру та р!вня ц!е! зм!нност! з фазою орб!тального циклу як можливих флуктуаЩй потоку випром!товання газових структур, була нами зроблена в л!я!1 На, - найсильн!аИй ем!с!йн!й л!нИ видимо! облает! спектра р Л!ри. Спостережекня оули проведен! 1981 р. за допомогою дисекторного спектрофотометра, спряженого з спектрографом СП-14 у фокус! Несм!та 6-м телескопа [107,108]. Досл!джуваний д!апазон спектра, центрований на На, для двох дисперс!й становив 150 та 450А. Б!льш!сть матор}алу отримана у першому вар!ант! при дисперс!! у.6 А/канал при ¿56 д!ю'гах каналах з часом експозиц!! окремо! спектрограми в 10.48 с. За в!с!м дат 13-денного перЮду система отримано ! пот!м оброблено понад 700 спектрограм. У кожну з цих дат проводились також спостереженця Ве-з!р та зор! пор!вняння. Б!лып детально апаратура, методика реестрац!! спектр!в та математична обробка результат!в приводиться в [109-111], а також нами в [1081.

Результата цього досл!дження зводяться до двох основних. Перший стосуеться форми ём!с!йного проф!ля л!н!1 На, усереднепого по сер!ях спектрограм у кожну окрему дату спостережень. Ьид1лено дв! нов! характерн! особливост!. По-перше, в скол! центрально! ем!с1! виявлен! ч!тк! абсорбц!!, .що проявляются т!льки в левних фазах. Одна. з них !з доплер!вським зм!щенням у -Юои га«/с спостер!гаеться у фазовому !нтервал! 0.34 - и.49Р 1 може св!дчити про еисокошвидк 1 с:п!й зоряний в!тер !з облает! то'пси Лагрзнжа 1 а

також is зони магн!тного полюса поОлизу не! на' поверки? яскраЕого компонента. 0станн1й вар!ант може пояснити 1 пояеу 1ншо1 абсорбцп у фаз! Q.73P в зон! спостереження другого магн!тного полюса. По-друге, в ем!с1! л!н1! На виявлен! дуже широк! крила; в фаз! 0.73Р, наприклад, вони сягають ±70А. Це набагато б!льше, Hiж давали фотограф!чн! спостереження (±10А - [101]). 1нтенсивн1сть крил зростае в елонгац!ях, -кож проглядаеться -наскр1зь зона пом!ж компонентами та спостер1гаеться спрямування газових поток!е' до товерхн! вторинного компонента.' Висок! швидкост! випром1нюючих частинок св!дчать про те, що саме тут розташована зона п!двшценого збудження та 1он1задИ водню. По аналог 1! 1з объектами типу Р Лебедя, в спектрах яких теж присутн! широк! крила ем!с!! в л!нИ На [112], найб!льш в!рог!дним механ!змом походження цих крил можна вважати томсон!вське розс!яння св1тла на в!льних електронах. 3 цим узгоджуеться оЩнка електронно! температури в облает! удару газових поток1в, яка становить '4• 10% - [13], 1 виявлення л!н!й високого збудження та !он!зац!1, скаж!мо, civ, fJV у далекому ультрафЮлет! . [113].' :

Другий результат полягае у виявленн! шеидкЮних процес!в у систем! р Л!ри з характерами чэсоеими в!дтинками в

Рис.11. Приклад !нтенсивних флуктуац!й На-ем!с!1 у фаз! 0.49Р 1 !х можливих к!льк1сних оц!нок на спектрограмах в!д JV33 до МО, експонованих з 10-секундним часовим розд!ленням.

секунди-хвилини. Активн!сть зм!нност! оптичних спектр!в у час! суттево залежить е!д того, в як!й фаз! ' орб!тального циклу проводяться спостереження в л!нП На. Швидка зм!нн!сть як у крилах,' так 1 в центр! ем!сИ практично в!дсутня в окол! фаз головного затемнения (0.0Р ± '0.1Р), коли вторинним компонентом закрита область стоку речовини з яскравого компонента та И висв!чування в результат! ударних цроцес!в.- При Ьиход! яскравого компонента з головного затемнения флуктуацИ ем!с!Г зростають. Кадзвичайно !нтенсивною спостер!гаеться зм!нн!сть потоку випром1нювання в ус!Я д!лянц! спектра навколо 1 в центр! ем!с!Т в фазах 0.34 - 0.4ЭР. Зокрема, в фаз! 0.49Р подибуемо випадки майже двскратного звуження-розширення ■ проф!лю центрально! ем!с!1 ! зм!ни II екв!валентно! ширини' на посл!довних 10-секундних експозиц!ях, причому "палахкоче" 1 вся область ем!с!йних крил - рис.11.

1нтерпретащя цього явища зеодиться до спостерекення осиоено! облает! удару газовкх струмен!в у диск, який охоплюе вторинний компонент [Ю8].Д!апазон видимост! ц!е! облает! становить приблизно 0.15Р. Ця область локал!зована також за допомогою абсолютно! спектрофотометр!! р Л!ри [17], - в н!й Еиявлено зростання потоку випром!нювання в л!нП На на 11%. П1сля серп ПЗС-спостережрнь з'явилась такок можлив!сть додаткового пояснения цього явища на основ! магн!тог1дродинам!чних ефект!в у район! полюса мзгк!тнсго поля [58,Э'/]. який в цих фазах проходить через мерид!ан.

6.3. Абсолютна спектрофотометр^ в облает! ем!с!йно! л!н!1 На: . а) кваз!пер!одичн! процеси за спостереженнями 1978-1979 рр.; б) пофазна кореляц!я зм!нност!'в абсолютному потоц! випром!нювання в На-ем!с11 та у магн!тнсму пол!.

Р1.зк! зм!ни екв!валентних ширин ем!с!йних л!нтй'вказували на можлив! цикл!чн! осциляцП впродоЕЖ орб!тального перЮду [103-106]. 3 метою вивчення'цього ефекту для 35 дат у 1978-1979 рр. була проведена абсолютна спектрофотометр^ р Л!ри в облает! На [1141 (за допомогою скануючого спектрофотометра - див. п.З.) Для цього була розроблена методика спостережень у режим! ф!ксованих довжитт хвиль як в центр! л!н!1, так ! симетрично в!дносно нього. Реестрований сигнал, коли щ!лина (нею вир!зався спектрально !нтервал в 2''.5А)

центрувалась на ем1с1ю, можна представити як: п£А1.с=п£Л+пс, де: пт - таетшга сигналу, цо в1деов*дзе вящшрпзвшпт в я1в1 Т, а пс ~ значения -сигналу в континуум!, центрованому на ем!с1йну л!н!ю в 1нтервал1 довжин хвиль, вид!ленрму монохроматором • (отримуеться !нтерполяц!ею спостережень в д!лявках спектру, симетрично вибраних в!дносно На на в!дстажа приблизно 75А)'. Осв!тлен!сть, створена 1нтегральним випром!нюванням зор! т!льки • ь ем!с1йн!й л!нП, задавалась виразом: Еед, =ЕС (\'0) /пс, де ДА. - ширина щ!лини

монохроматора в А. 1нтерпольоване значения осв1тленост! для континуума . п!д л!н!ею Е с (Л. 0 ) вираховувалось шляхом прив'язки в!дл1к1в у сус!дн!х д!лянках неперервного спектру, отриманих для досл!дкуваноГ зор! та стандарту:

Тут а(Х) - середне значения монохроматичного коеф!ц!ента екстинцП, №зор (2)-Рсг (г)] - р!зниця пов!тряних мае для цих з!р. Нервкнним стандартсм служила зоря а Л!ри. Таким чином, використовуючи реестровая! в!дл!ки птта пс, а також значения ЕС(А.0) у в!дпов!дних фазах,' були отримйн! значения потоку випром!нювання в ем!с!1 л!нН На 1, врешт!, шукана '3алежн!сть ¿§ЕеЛ)(А.е,)^г^Ь'(На)=/.(Р).

■ Найважлив!шим результатом цих двор!чних спостережень було виявлення кваз!пер!одичност! абсолютного потоку випром!нювання в ем!с!1 л!нИ На. Ампл!туда цих вар!ац!й складае 0.14 у величинах при похибц! окремого вим!ру, менш!й за 0,004. Вперше було отримано такий результат: впродовж двор!чних спостережень пот!к в На-ем!с!1 фэрмуе всередш! орб!тального циклу тривал!стю в 12.94 доби' ст!йку картину осциляц!й . (особливо в фазах вторинно! елонгацИ) з п!дпер!одом в. 1/7 Р, тобто кратним орб!тальному 1 щмолизно р!вним 1.85 доби. Ц! спзктрофотометричн! спостереження незалехно виявили газовий диск, цо оточуе вторинний компонент,'! дозволили оЩнити його рад!ус в 1/3 в!дстан! пом!ж центрами компонента взаемод!юяо! системы [1141.

Незабаром, !з в!дкриттям 1 досл!дж8Ниям магн!тного_ поля яскравого компонента [15,75] подЮно.1 тривалост! осциляцП були виявлен! в тих же фазах вторинноI. аленглц!I, що в!дпов!дали тепер зон! магн!тного полюса, зверненого до вторинного компонента. Ця причина змусила нас . у 1984-1985 рр. продовжити абсолютну

спектрофотометрОю в лОнН На з метою пошутсу зв'язку ■ помОж ци;ли явищами. В подальшому, спектрофстометричнО спостереження та ЩОлинна На-фотометр1я р ЛОри, виконанО нами в 1974,. 1978-1980, 1984 I 1985 рр., були редукованО в ■ едину систему 1 опублОкованО в [17]. Абсолютна- калОбровка- р Л1ри при цьому виконувалась за-, допемогою даних про розподОл енергН в сйектрО а Л1ри 1 являла -собою середне 1з результатов 1сал1бровок [115-118].- . .

КрОм пОдтвердження' деяких результатов, отриманкх нами ранОше, доповненО й добре ' статистично забезпеченО залежностО вОд фази монохроматичних освОтленостей та поток-Ов випромОнювання в лОнО! На виявили зовсОм новий 0 вааливий для розумОння природи цОе!■ системи результат: чОтку кореляцОю змОнностО з фазою абсолютного потоку випромОнЕвання в На-емОсН Оз змОннОстю з фазою ефективноТ напруженостО магнОтного поля яскравого компонента. Максимум та мОнОмум залежностО Е(На)=/(Р), будучи зеунутими вОдносно мОнОмумОв та максимумов криво! блис{су, спОвпадають по фазО з екстремальними значениями залежностО Не=/(Р) - рис.13, що була отримана на основО вивчения магнОтного поля в 1980-1988 рр. на 6-м телескопО [76,77]..

оскОльки крива змОнностО магнОтного поля синусо!дальна 0 Ноле моке вважатися дипольним, видно, що максимум випромОнювання в емОсО! лОнО! На вОдповОдае тОй зон! магнОтного полюса (зцентрованОй до

Рис.12. ВгорО: зм!на ефективно! напруженост! магн!тного -поля Не з фазою орбОтального перОода; в центрО: потОк випромОнювання в емОсО! На, усереднений методом ковзаючого середнього (точки О крива Ен ) та його зглажена Ес-крива; внизу - змОннОсть Оз-фазою вОдношення Кн/Ес.

фази 0.86Р, - див. рис.8, п.5.2.) на поверхн! яскравого компонента, яка звернена до акрец!юючого вторинного компонента. Ь ц!й зон! поблизу .поверхн! яскравого компонента енергов!ддача газових утворень е зб!льшенов:*пот!к випром1шовання в л!н!Г На у к11 в 1.3 рази С1лыпий, н!ж у зон! другого магн!тного полюса, зцентрованого до фази 0.36Р. Зв!дси робимо висновок, що" формування випром!нюючих газових структур всередин! системи зор!ентоване магн!тним полем яскравого компонента, який на даному етап! еволюцИ системи р Л1ри активно втрачае масу.

Другий. ц1кзеий результат пов'язуеться з локальним максимумом на крив!й Е(На)=/(.И ,г фазах 0.37-0.51Р. Враховуючи, що в фазах 0.34-0.49Р заф1ксован! бурхлии! флуктуац!! На-ем1с11 (див.п.6.2.) та 1нш1 фактори, скаж1мо, м!н!мум поляризац!! [34], моасна це 1нтерпретувати в рамках_ локал!зац11 облает! ударних процес!в поблизу поверхн! вторинного к.и.ягонента при перет!канн! до ньо'го газових струмен!в [17]. Надлишок вилром!нювання в На-ем!с!1 в!д ц!е! гарячо! облает! становить 11%. Одначе е й !нший вар!ант 1нтерпретац!1, якщо звернути увагу на те, що ця гаряча область, принайми!,• в фазах-. 0.48-0.51Р повинна бути ' закрита яскравим компонентом. Це дозволяв вважати, що додаткова ем!с!я виникае також поблизу поверхн! яскравого компонента м!ж центром зони полюса магн!тного поля (0.36Р) 1 точкою Лагранжа Ьг.'з яко! можлива втрата речовини поза меж! системи з! швидкостя^ш, б!льшими за парабол!чну. Цей вар!ант краще узгоджуеться з сучасними досл1да21шями.магн1'.^ого поля яскравого компонента в. л!н1ях кремн!ю за спостереженнями з використанням ПЗС-детектора [58].. Вт!м, обидва нов! результата' св!дчать про переважне формування На-ем1с!Т в близькому окол!,. чи впритул до поверхн! яскравого компонента, а.також про суттевий вплив на ц! процеси його ж магн!тного поля.

Трет!м результатом е висновок про мошшв!сть резонанснах явищ у систем! (Э Л!ри. Ква?1пер1одичн!сть потоку випром!нювання з циклом 1/7Р е ' 1 на усереднен!й крив!й Е(На)=/(Р). за ш!сть сезон!в спостережень. Оск!лыш вона менша, н!ж в 1978-1979 рр., можемо . припустити в!ков! кваз!пер!одичн! зм!ни у потоц! На-ем!с!1: це можна пов'язати !з - в!дкриттям прецесИ руху . ;видовжаного диска довкола вторинного компонента тризал!ст» у к!лт,-ка рок!в [119].

Резкмуючи, в!дзначимо освоений результат баГатор!чних ■■ спостережень абсолютного потоку випром1тзвання в ем!с!1 л1нИ .На: виявлення ч1тко1 кореляцп пофазно! зм1нност! цього потоку 1з такою ж зм!нн1стю ефективно!• напруженост! магн!тного • поля яскравого. компонента. Це повинно мати пряма в!дношення до .побудови ново! модел! газових структур у систем! р Л1ри, формування яких може зд!йснюватися п!д д!ею магн!тного • поля яскравого компонента при пост!йн!й втрат! маси з його поверхн!.

6.4. Спектроскоп!я в окол! ем1с!йних л!н!й !з ПЗС-детектором: а) каталог Нх-ем1с!й, 1хн! енергетика та динам!ка, кореляц!я'

з! зм!нн!стю магн!тного поля; б) зм!нн!сть eMtclI Л1н!й HelU6678,7065, Siim.6347,6371. Вивчення структурних особливостей навколозоряних утворень, як виявилось в результат! тривалих спектрофо"Гограф!чних спостережень [26*103-106], вимагало б!льш точно! реестрац!! проф!л!в ем!с!йних л!н!й за допомогою л!н!йного детектора низького шуму. Перш!-високодисперс!йн! (3-1 6А/мм) спектральн! спостереження р Л!ри високого' в!даошення- сигнал/шум- в облает! На виконан! впродовж 1985-1990 рр. за допомогою ПЗС-камери, встановлено! на 2.6-м телескоп! Кримсько1, астроф!зично! обсерватор!! [94]. Досл!дження цих спектрограм носило комплексний. характер. Зокрема, були п!дтверджен! результата абсолютно! спектрофотометр!I 1974-1985 рр. про довготривал! сезонн! зм!ни. П!дтвердились наш! спостереження 1 про раптов! сплески випром!нювання на часових в!дтинках у к!лькз хвилин. Це показали cepll п'ятихвилинних посл!довних експозиц!й, проведён! для п'яти дат. з метою пошуку швидко! зм!нност1 потоку випромйшвання. . Заф!ксовано, зокрема, факт зм!нност! цього потоку на IOS (при поззйбц! о&%) та зм!ни проф!ля На-ем!с!1 на к!лькох посл!довнях 1з 15:спектрограм, експонованих у фаз! 0.443Р - рис.13. Ця SMtHHlCTb корелюе також !з флуктуаЩями потоку випром!нювання у часових в1дтишсах'секувди-хвилинаг . отриманих при спостереженнях з дисекторним. спеятрофотометрсм [108], сп!впадаючи по фаз! з ударом основного газового потоку в диск вторинного компонента. Отже, маемо незалажний факт на кориегь того, що вит!кання матер!! яскравого

л :

-

■

.9 1 ■

Рис.13. Приклад значимпх флуктуац!й потоку випром!нювання в На-ем!с!1 у фаз! 0.443Р, Показаний результат д!лення п'яти. !ндаЕ!дуальних (перш! чотири ! останн!й) спектр!в на середн!й спектр !з сер!! 15 п'ятихвилинних ПЗС-спектрограм.

-»»о 0 1000

компонента , яке в1рог1дно зд!йснюеться у форм! зоряного в!тру, носить нестац!онарний характер з елементами еруптивност!. Характерн! часов! зм!ни величини потоку випром!нювання св!дчать про те, що ц! зм!ни проходять у локзльних просторових утвореннях, як! с меншими за розм!ри системи.

Принципово новий результат стосуеться взаемозв'язку динам!чних зм!н в На-ем!с!1 з! .структурою магн!тного поля яскравого компонента. Для прикладу на рис.14 показано с!м проф!л!в л!н!1 На, отриманих впродовж орб!тального. циклу. Суттево перевищуючи. континуум та зм!нюючись з фазою,. ем!с!я в вузьких д!апазонах фаз доОре в!дтворюеться, збер!гаючи два ем!с1йн! п!ки та абсорбц!ю пом!к ними. Вим!ри доплер!вських зм!щень саме цих деталей та центра ем!с!1 (по б!сектору II гаус!вського проф!лю) уможливили подалыпий анал!з результат!в у к!лькох моделях. Основними з них були модель незалежного формування п!к!в та модель едино! ем!с!! з абсорбц!ею, що прор!зае' ем!с!ю в результат! самопоглинання в навколозоряних газових утворах. Вир!шення тако! неоднозначност! зд!йснене завдяки точним позиц!йним вим!рам при комп'ютерн!й обробц! ПЗС-спектрограм

Рис.14. Приклад характерних проф!л!в л!н!! На. Вертикальна стр!лка дана як 61сектор' гаус!вського проф!лю, добудов'аного штриховою ■ л!н!ею. Нуль-пункт променево1 шеидкост! сп!впадае з! шеидк!стю центра мае подв!йно! системи. Оцифровка по ординат! сп!вв!дноситься з кохним 1з прнведених проф!л!в.

з виводом !х через пр!нтер у координатах !нтенсивн!сть - променева швидк!сть. Тому самост!йний !нтерес мае опуол!кований нами каталог характерних профШв На-ем!с1! впродовж основних фаз орб!тального пер1оду, який досить детально табульовано 1з зм!нним кроком для можливого в!дтворення -[941. В1н е над!йним матер! алом для теоретичних розрахунк!в утворення ем!с!йного спектру в рухсмих газових структурах як само! р Л1ри, так 1 под!бних систем.

Результата.вим!р!в променевих швидкостей вс!х' чотирьох деталей проф!лю На-ем!с!Т показав, • що жодна з пропонованих моделей не працюе "чисто", оск!льки дом!нуючим став фактор магн!тного поля. Виявлена .ч!тка кореляц!я доплер!вського зм!щення центра На-ем!с!1 1з зм!ною з фазою ефективно! напружерост! магн1тного поля яскравого компонента: екстремуми иг -криво! центра ем!с1! сп!впали з екстремумвми залежност! Не'=/(Р), в!дстежуючи ор!ентац!ю ос! магн!тно"го поля, тобто його структуру.'

Ц! вахлив! результата потребували п!дтвердження. Ложна в!дзначити, зокрема, що спостереження в л!н!1 На були .розпорошен! впродовж шести сезон!в I могли зазнавати м!жсезонних зм!н. Тому ми

провели додатков! спостереження в ус!х основних фазах впродовж одного сезону 1991р.[97На рис.15 показан! результате вим!р!в променевих' пщидкостей .для вс!х чотирьох характерних деталей На-ем1с11 окремо в 1нтервалах 1985-1989 та 1990-1991 рр.. оск!льки восени 1990р. вже мались пенн! в!дм!нност! в променевих. швидкостях короткохвильового п!ка еийсИ. Вони п!дтверджен! спостереженнями 1991 р. для фаз 0.5-0.7Р, що е ще одним св!дченням про довготривал! м!жсезонн!' зм!ни в навколозоряних структурах, в яких формуеться На-ем!с!я. Важлив1ше, що отримано ч!тке п!дтвердження основного результату попередн1х шестир!чних спостережень: зм!на променевих швидкостей вс!х характерних деталей проф!лю -На-ем1сП проходить у кореляцИ з кривою, ефективно! напруженост! магн!тного поля яскравого компонента - рис.12. Пор!внювчи рис.12 1 15, зазначимо, що V/, -крив! вс1х деталей мають екстремуми поблизу певних фаз орб1тального перЮду: 0.0 та 0.5Р, а також 0.36 та 0.86Р. Перл! з '

I •

Рис.15. Крив! 1>=/(Р) деталей проф!лю На-ем!с!1, отримэних ' за ШС-спостереженнями 1990 -1991 (I) та 1985-1989 (2) рр. Зверху вниз: довгохвильвого . п!ка; центра Нд-ем!с!1 (суц!льна крива - иг -крива вторинного - компонента); • абсорбцИ, що прор!зае ем!с!ю 1! короткохвильового п!ка | (вертикальна риска показуе хередшо похибку окремого ;вин!ру 2о). 0тр1лки у фазах 0.36 1 0.86Р в!дпов1дають ос! -магн1тного диполя. Нуль-пункт по ординат!- виведено «а промэневу швидк!сть центра _ _ _ мае подв!йно! оистеми 0 Л1ри."

00 0.5 1Л . Р г

них лежать на лОнО! центров обох компонентов, а друг0 спОвпадають з непрямом ос 0 диполя магнОтного поля яскравого когаганента. До перших з них бОльш чОтко вОдноситься V -крива абсорбцН, а до других -иг-крива центру емОсО*.

ОтриманО'. результата суттево мОняли уяву- про формування емОсОйних.газових структур 0 1хню динамОку в системО р ЛОри. Вопи свОдчили про те, що перенос речовини регулюеться певним чином зороентованим у просторО магнОтним полем яскравого компонента, а також про та, що На-емОсОя в значнОй мОрО утворюеться в около яюфавого компонента й, вОрогОдно, в близькОй магнОтосферО з твердотОльним обертанням [94,95].

5 'метою переворот цОе! точки зору й отримання загальних закономОрностей у змонносто параметров емОсОйних лОнОй того ж 1991р. з•використанням ПБС-детектора проведено сшстервйення Онших лОнОй червоно! дОлянки спектра р Юря: сильних емОсОйних лОнОй Не 1лЛ6678,7065 та лОнОй БДШ£347,6371 з вОдносно слабшою емОсОею. 1нформативною виявилась лОнОя НэзЛ/РОбб, емОсОя якот, як 0 в лОнО! На ^находиться повнОстю над ^континуумом, але бОльш надОйно апрокслмуеться гаусОаною, оскОльки^чёрвоний -та фОолетовий пОки II емОсО! спОвмОрнО. СлОд неголосити, що ди^змОчнО характеристики

Чр-гт:-г^---1

- ^¡Г

1

Рис.16. и,,-криво центра емОсОй в лОнОях БШЛА6347,6371 (точки) О в Не1^6678 (кружки), Не1\7065 (косо хрестики) - вгорО, та 1х же абсорбцОй 0 л0н05! Не1\б875 (точки) - внизу_ (суцольна лОнОя вОдповОдае -кривой абсорбцН на На-емОсО! Оз рис.15).

"Т * ..

1.0- ^ ~

В центр 1: крива 1у/1/.=/'(Р) для П0к1в емОсН. Й01Я7О65.

I. • -— ■ ■»

0.5- .. - 1Д Т

вс!х ем!с!йних л!н!й виявшшсь практично !дентичними. Це чэсткоео в!дтворюе рис.16. Пор!внюючи його з рис.15, звернем увагу на сп!впадання залежностей vr =/(Р) для центрiв На-ем!с!й та ем!с!й 1нших л!н!й. Екстрёмуми цих кривих в!дпов!дають фазам спостережснь обох магн1тних . полюс1в 'яскравого компонента, тобто ц! крив! симетричн! в!дносно ос! магн!тного диполя. В!дм!тимо, що на v -крив!й довгохвильового ц!ка ем!с!1 теж присутн! два максимуми -рис.15, що,в!дпов!дають фазам магн!тних полюс!в. Причому менший по висот! у фаз! 0.86Р максимум' стане дом!нуючим, якщо побудувати залежн!сть bvr =/ (Р), де Диг - р!зниця м!ж променевимк шеидксстяии довгохвильового п!ка та центру На-ем!с!!, ! тод! симетр!я в!дносно ос! магн!тного диполя проявиться ще ч!тк!ие [94]. .

Енергетичн! характеристики ем1с!йних л!н!й промодульован! також поверхневою структурою магн!тного поля. На рис.16 ми для прикладу ■ показуемо в!дношення !ятенсивностей коротко- та довгохвильових п1к1в ем!с!1 у л!нИ HfiIX.7065 в залежност! в!д фази. Максимум залежйост!. Iy/l/>=f(?) сп!впадае з фазою 0.36Р, а П м!н!мум з фазою Q.86P (отже, в ц!й фаз! шеидк!сть руху ем!туючих ча'стшок в. сторону спостер!гача е'. максимальною), тобТо ц! екстремуш теж в1дпов!даюгь зонам магн!тних полюс1е поверхн! яскравого компонента [97]. Маемо ще один аргумент на корпеть висновку про те, що ем!с!я локал!зуеться поблизу поверхн! яскравого компонента, який втрачае масу. Аналог!чн! висновки ■ отримано з вивчення ем!с!й в л!н№ Siim6347,637I [58,89,119]., - див. рис.5, -п.4.3., а також вивчення зм!нност! -абсолютного потоку в ем!сП л!н!1 Ш в 1х кореляцИ з! структурою магн!тного поля [17].

Акцентуемо увагу на те, що вс! у^-крив! абсорбЩй па ем!с!ях показують практично синусоГдальну симетр!ю в!дносно л!н!1 центр!е компоненПв, тобто е б!льш орб!тально ■ модульованими. Але, наприклад, для л!н1! HeIA.7065 «/.-крива абсорбцН зм!щена .у своему мйтссимум! дещо вл!во до зони першого. магн!тного полюса. Вшшв магн!тного поля спостер!гаеться через явну депрес!ю на вс!х Vp -кривих абсорбц!й в фазах довкола . 0.86Р, тобто в фазах проходження через мерид!ан того полюса магн!тного. поля, який звернений до масивного акреЩвючого супутника. В них фазах, отже, зростае швидк!сть руху газу на спостер!гача.

- ъъ -

Виходячи з цих та 1ншх результата досл!дження проф!л!в ем!с!йних л!н!й, зроблено основпий висновок 194,97]: формування вс1х ем!с!йних л!н1й проходить у наЕколозоряних газових структурах з практично одинаковою динамiкою, скорельовано з поверхневою структурою м'агн!тного поля яскравого компонента i3 итратою маси. Ем1с1я як ц!ле маз едину природа, вона формусться в окол! яскравого компонента, а абсорбц!я, що II прор!зав, виникае .в результат! поглинання в газових структурах на промен! зору до спостер!гача, в!дображаючи динам!ку вит!каючо! матер!! та II рух у простор! пом!я компонентами. •

6.5. Особливост! ем!с!йного спектру системи HY Щита (небулярн! л!н!1) та його под!бн!сть з! спектром ß Л!ри.

Сво!ми розвинутими навколозоряними структурами ЕзаемодИоч! системи ßПри й RY Щита сильно вид!ляються серед т!сних подв!йних типу w ЗмИ 1 можуть бути об'еднзн! в окремий п!дклас я?; об'екти на швидкоплинн!й стад!! першого обм!ну масою пом!ж. 1х компонентами - [122]. Вивчення ем!с!йного спектру ry Щита мк провели в рамках координовано! програми за . спостереженнями на l.b-м та 6-м телескопах Швденно! европейсько! _ (ESO) та Спец!ально1 астроф!зично! обсерватор!й [2Ь] . Ъуло вид!лено дв! характерн! системи ем!с!йних л!н!й, як! утьорюються в газових структурах всередин! системи, а таксж у в!ддален!й в!д системи небулярн!й оболонц!. Досл!дхувалась зм!нн!сть з фазою екв!валентних ширин, !нтенсивностей ! променевих щвидкостей ем!с!йних л!н!й обох тш!в, яка про!люстрована на рис.17.

Широк! ем!с11 л!н!й Hß 1 ftx (видно, що остання в'деяких фазах попшрюеться поза заборонен! Л1н!1 [NU]) нагадутдть ем!с!йн! л!н!1 в спектрах ß Л!ри та Ве-з!р. Цю систему л!н!й ми ■ !менуемо "Вё-ек1с1ят". На в!дм!ну в!д ß Л!рн, в спектрt яно?, спостер!гаються б!лып !нтенсивн! ем!с!1 цього типу, бальмер!вський декремент Ве-ем!с!1 крут!ший: в л!н!! Н7, кр!м фаз головного м!н!муму, вона вже не спостер!гаеться. Червоний !нтенсивн!ший п!к Ве-ем!с1! спостер!гаеться також в л!н!ях гел!ю ЛА.4471,5875,6678, створюючи !з притаманною !й абсорбЩею проф!ль типу Р Лебедя. Наше вивчення Ве-ем1с11 проводилось за !! виявом у церечислених л!н!ях

(що стосуеться вивченйя л!н11 На, то в загальних рисах воно сп!впадае з результатами роб!т [123,124]). 1нтенсивн1сть ем!с11 зм!нна з фазою, але двогорба структура II всйди збер1гаеться. ГИЕширина Ве-ем1сИ на п!ввисот! гаус!вського проф!лю в л!нИ На знаходиться в межах 600 км/с, тобто на-20« ширша. за таку у сйектр! р Л1ри. На р!вн! континуума ширина крил сягае 2000 км/с. Як у випадку р Л1ри, Р Лебедя та гарячих надг!гант1в [127,128]-доплер!вська природа та. томсон!вське розс!яння на в!льних електронах е'найб1лып сприйнятними .механ!змами походження широких крил [108,112]. Вим1ри доплер!вських зм!щень центра Ве-ем1с!1 л!н11 На показали,-до променев! швидкост! "грубо в!дпов!дають орбитальному, рухов! вторинного компонента, але з .удвое меншою ампл1тудою та 1з зм!щенням -криво! на "+20 км/с в!дносно променево! швидкост! центра мае система иу Щита. Аналог!чний результат отриманий при вивче|&! данам1ки емЮП л!нП НеПА.4686 (така л!н!я в!деутня у спекТрX р Л.1ри), одначе в1доов1дне зм1щення тут вже р!вне 30 км/с. Враховуючи, до так! зм1щенн^ сп1вм1рн! з тепловою швидк1стю на

повёрхн! яскравого компоненту, який втрачае масу, цей результат не сл!д однозначно тлумачити як Еиникнення Ве-ем1сП навколо вторинного масивного акрец!юючого компонейта. Наголосимо також, що аналог 1чна ситуац!я складалась i в тлумаченн* динам йш Ве-ем1с11- î в систем! р Л!ри [129], аж поки в результат! 01льш точпих ПЗС-спостережень не виявилось [94,97], що тзкий х!д v -кривих Be-eMlcIï е в+дображенням структури магн!тного поля яскравого компонента. Ан suits в cix динам!чних ! енерге титан: параметр!в Ве-ем!с!й та Heli-eMicîï системи RY Щита краще узгоджуеться в модел! ïx формугашя у газових потоках, спрямованих в область пом!ж компонентами до акред!юючого супутника, правда, з дещо вищою н!ж у ¡3 Л!ри почзткоеою швидк!стю.

Пекулярн!сть спектру ry Щита визначаеться незвичнгая! для ' системи р Л!ри та 1нших взаемод!ючих систем типу w ЗмП забороненими л!н!ями [Nil], [oui], [sin], [РеШ] та тотожними ïm за формою вузькими ем!с!ями в л!н!ях водню та гел!ю: промеиев! швидкост! та п!вширини вс!х цих л!н!й однаков!. Передбачаючи умови ïx. виникнення та локал!зац1! приблизно тими ж,вс! ц! л!н11 для зручност! опису як певного явища ми 1менуемо небулярними [25,62]. Непередбаченим результатом отримання спектрограм ry Щита висско! дисперсИ стало виявлення незвичного для заборонених л!н!й яеищэ 1х роздвоення на вузьк! ем!с1йн! п!ки, зм!щен! м!ж собою на 45 га,»/с -[63]. При розгляд! проф!л1Е небулярних л!н!й стала- очевидною зм1нн1сть ïx форми впродовж срб!тального пер!оду - рис.18. В зв'язку з цим нами проведено детальне вивчення характеру smîhhoctî з фазою параметров небулярних л!н!й: -еквОвалентних ширин,, абсолютних поток1в випром!нювання, променевих швидкостей центр!в л!н1й, а такса в!дносних 1нтенсивностей î доплер1вських зм!щень обох ïx nbcîB. При вивченн! ил було враховано, що небулярн! лШП формушться' у в!ддалених структурах за межами затемнюванр-подв1йно1 системи, тобто 1стинн1 екв1валентн! ширини л!н!й' були виправлен! за зм1нн1сть висоти континуума п!д небулярною ем!с!ею впродовж фаз орбОтального. пер!оду та приведен! до фази максимуму подв1йно! системи. Taxa, s корекц!я здШснена й для в!дносних 1нтенсивностей небулярних л!н1й. Залекност! i=/(P) та vr=f{Р) показали

синхронну SMîHHicTb з фазою енергетичних î динамi'-ших параметр!в

Рис.18. Л1воруч: л!н!я Не1А3888 з широкою та двома Еузькими абсорбц!ями та- ем!с!ею; праворуч: л!н!я [Felll]/U658 як онаочнення зм!нност! заборонених л!н!й з фазою орб!тального пер!оду.

\

вс!х небулярних л!н!й, незважаючи на врахування для деох пер:гих. з них зм1иного континууму. Це св!дчитъ про те, що облает! св!чення небулярно! оболонки. BtflFunncaDTíjCfl на зм!нний пот!к випром1нювання в!Д центрального дкерела. Ц! залежност! показали також певний фазовий зеув' м1н!мум!в на цих кривих в!дносно . фази головного м!н!муму криво! блиску [62,125].. 1нтерпретац!я цього явища' вводиться до певного зап!знення св!тлового сигналу центрального джерела. При цьому- зап1дозрена деяка стратиф!кац1я цих структур, принайми!, двокомпонентн!сть небулярно! оболонки. Клижча до подв!йно! системи та щ!льн!ша I! частина- е м!сцем формування багатьох л!н!й [Feiil] I небулярних структур л!н!й водню. Фазовий зеув для цих л!н!й найменший, г поде!йн! п!ки ем!с!! найб!льш зм1нн1. У б1лып в!ддален!й частин! оболонки виникають власне небулярн! л!н!1 [Nli], [óni], [sin].

Для вивчення розм!р!в 1 структурй небулярно! оболонки, I! ф!зичних характеристик екв!валентн! шир1ши небулярних л!н!й за певною методикою [62] були, перетворен! в абсолюта! потоки

вшром1нювання на меж! земно! атмосфери. Це дало змогу визначити температуру 1 рад!ус центрально! зор!, яка збуджуе небулярну оболонку, а також електронну густану, температуру 1 розм!ри оболонки. Основний висновок щодо I! структура полягае в тому, що вона к!льцепод!бна й розташована в орб!тальн!й площин! подв!йно! системи. При нахиленн! орб!ти i=85° [126] ця оболонка бачиться "з ребра". Гесметричн! параметри оболонки узгоджуються з даиши вивчення RY Щита в рад!од!апазсн! [127,128]. Враховуючи дссл!дження х!м!чного складу (що в!дпов!дае насл!дкам гор!ння водшо в реакц!ях CNO-циклу) та ф!зичних характеристик небулярних структур, ми прийшш до висновку [62], що к!нематика та ф!зика небулярних структур поблизу масивно! 1 гарячо! взаемод!ючо! систем! ky Щита не е !дентичною структур! планетарних туманностей. Найб!льш правдопод!бно, що вона утворена в результат! активно! втрати !з поЕерхн! яскравого компонента речовини з еволюц!йно просунутим х!м!чним вм!стом при явно неконсерЕЭтивному перенос! Ще! речовини у взаемод!юч!й систем! RY Щита.

7. XAPAKTEPHI 0С0БЛИВ0СТ1 АБСОРБЩИНОГО СПЕКТРУ РОЗВИНЕНИХ НДВК0Л030РЯШХ ГАЗОВИХ СТРУКТУР У СИСТШАХ ß Л1РИ И НУ ЩИТА.

7.1. Створення в!ялопод!бно! системи газових поток!в п!д впливом мзгн!тного поля яскравого компонента ß Л!ри.

Спектрам ß Л!ри притамаш! ем!с!йно-абсорбц!йн! л!н!Т водню та гел!ю, як! в!дображають крупномасштабну взаемод!ю м!ж компонентами системи. йл1с1йн! складов! цех л!й!й спектра RY Щита значно слабш!, н!к у ß Л!ри, а абсорбцМн!, навпаки, сильн!и!, в!дображаючи ще б!льш явно явище переносу маси пом!ж компонентами. В результат! багатор!чного вивчення цих абсорбц!й ми прийшли до висновку [122], що' в >обох системах .маемо справу з двсма основними !х групачи, як! визначаються в!дм!нною м!х собою формою проф!л!в та Ix к!нематикою. Перша, б!льш численна група л!н!й утворюеться в рухомих газових структурах всередин! систем, в!дображаючи явищэ втрати речовини яскравим компонентом I II акрецП на супутник. Друга, менш численна

група л!н1й з променевими швидкосгями, большими за параСол1чну, виникзе в загальних оболонках, що оточують системи е цОлому 1 рухаються в!д них, вкносячи речовину поза 1х меж!.

Розглянемо "специфОку nepmol грутщ д1н1;., спершу для р~Л!ри. Перше наше. досл!дження цих л!н!й за допомогою спектр!в високо! дисперс!! [71] показало, що ця, названа наш А-абсорбц!я_ е зм!нною в широких межах в!д -10 до -110 км/с в1дносно центра мае подв1йно! системи. Таким чином, це "поглинання впродовж орб!тэльного пер!оду в!дображае рух певних утворень на спостер!гвча. 1, якщо в м!н1мум1. променевих щвидкостей (приблизно в фаз! 0.6Р) ■ А-абсорбц1я моке в!добракати стартову швидк!сть вит1каючо! речовини з поверхп! яскравого компонента, то е 1х максимум! - досить високу швидк!сть рухомого газу в 110 км/с, яка спостер!гаеться в'фаз! 0.07Р, коли при еиход! 1з затемнения в!дкриваеться яскравий компонент (див.. рис.1, п.1.6.). 1нтерпретац!я повед!нки цих л!н!й звелась до руху газоЕих поток!з в!д яскраЕого компонента в напрям! до вторинного з основним потоком в фаз! 0.07Р. ' Цей пот!к з типового боку .акрец!юючого еупутника виникае зПдно д!1 сил Кор!ол!са. Вт 1м, в 'ц!й чисто г!дродинам!чн!й схем! не можна було передбачити .висок! шеидкост! А-айсорбц11, .як! наявн! перед центром затемнения: газов! потоки мовби в!ялом охоплювали вторинний компонент (тому цю систему поток!в ми й назвали при першому Еивченн! в!ялопод!бною [71]). При витоц! речовини через точку Лагранжа L у, що е пом!ж компонентами, ц! спостереження суперечили теоретичним розрахункам.

СитуаЩя.зм!нилась при вОдкритт! та вивченн! магнитного поля' лскравого компонента [14,76], оск!льки було заувакено, що пом!ж структурою поля та характером еитоку з нього речовини 1снуе пеЕний зв'язок [129]. Це п!дтвердилось при б!льш точн!м вивченн! проф!л!в сильних ем!с!йно-абсорбц1йних л!н!й водню 1 - гел!ю за допомогою ПЗС-спектрограм [94,97]. Розглядаючи к!нематику абсорбцП, яка прор!зае ем!с!ю в л!н!ях На, HelAA6£78,7065 (див. рис.15 ! 16, п.6.4.), ми в!дзначили, що здеб!льшого вс! vr -криЕ! абсорбц!й сп!вв!дносяться з л!н!ею грав1тац!йних центр!в у систем!. Коли в фазах 0.4-0.6Р короткохвильове зм!щення абсорбцП м!н!мальне I за швидк!стю сп!впадае з тепловою швидк!стю на поверхн! вит!каючого компонента, то в фазах 0.8-0.2Р доеколз головного мОнОмуму воно вже

характеризуй прискорений ан!зотропний в!тер у напрям! масивного супутника. Одначе на вс!х у,, -кривих сформовано ч!ткий локальний м!н!мум у центр! зони магн!тного полюса яскравого компонента, зверненого до масивного' супутника. При ЮТерпретацИ повед!нки цих абсорбц!й сл!д ,також пам'ятати, що динам!ка пов'язаних з ними ем!с!й Щлком в!дображае, структуру поверхневого магн!тного поля яскравого компонента 1з вятоком речовиш з його атмосфери (див.п.6.4).

Все це разом формуе уявлення про те, що перет!кання речовини е!д яскравого компонента в значн!й м!р! муситв зд!йснюватися вздовж силових. л!н1й магн!тного поля, а рух газових мае повинен контролюватися магн!тосферою глобального магн!тного поля яскравого компонента [94,97]. Саме в qiM процес! важливою стае зона магн!тного. полюса, що е звернена до масивного супутника. Спостереженяя Ще! зони, зцентровано! до фази 0.*86Р, :передуе центру головного затемнения. Вит1каючи в ц!й зон! з яскравого компонента, газ перем!щуеться вздовж силови^ л1н!й магн!тного ■поля, попадаючи в зовр!шн1х частинах його ж магн1тосфери в зону грав;тац!йпого впливу масивного акрец1юючого супутника. В1дхиляючись до останнъого 1 згущуючись, газ утворюе потоки, що е видимими саме в фазах перед головним затемнениям^ В фазах п!сля центру головного затемнения бачимо вже 1нш1 потоки, сформован! силами Кор1ол1са, переважпо у звичайнМ г!дродинам1чн1й картин!- (див. рис.1, П.1.-6.). Так утворюеться ориг!нальна, в!ялопод!бна система газових струмен!в, яка , майже симетрично охоплюв масивний компонент," суттево в1др!зняючись . в!д класичного видадку, коли , гдзов! . потоки спостер!гаються т1льки з талового боку супутника в!дносно його орб!тального руху. Таким чином, в!ялопод!бяа картина газових поток1в (низькошвидк t сного не!зотропного зоряного в!тру) у Езаемод1юч1й систем! р Л1ри, запропонована нами ще .в [71] !>•■ п1дтверджена. на основ! сгостережень !з ПЗС-детектором 197], стала, врешт!, зрозум!лою при врахуванн! поверхнево! структури магн!тного поля яскравого компонента, який активно продовжуе втрачати масу в процес! еволюцИ.

- ьг

■ 7.2. Перем!щення газових мае веередшЛ систем ну Щита.

Фазова залежн!сть променевих швидкостей газсв11х мае, як! рухаються пом!ж компонентами системи НУ Шита, виявлэна на п!дстав1 вим!р!в доппер!&съких змИцень л!н1й поглинання водню та гелЛю синьо! д1ляшот спектру, як! в них формуються [25].В'она багзто в чому е подЮно» до тако! ж у систем! р Л1ри [94,97.]. Будучи тех завкди в!д'емними, променев! швидкост! таких яосороц!й в спектр! ИУ Щита значно б!лып! за абсолютним значениям, зм!нюючись у межах в!д -50 до -170 км/с (див. рис.6, п.4.4.). 1х максимальн! швидкост! спостер!гаються в фазах 0.06-0.15Р при проекц!! 'на яскрзвий компонент основного, газового потоку, ягой! в1дкривавться (як 1 в систем! р. Л!ри. - див. рис.1, п. 1.6.) з типового боку масивного супутаика п!сля центра головного затемнения.В цьому переконуе також те, що в фаз! 0.97Р, коли супутником закрито основний газовий пот!к, в!дбуваеться р!зке пад!ння променевих швидкостей. цих абсорбЩй 125].

. Загальний- висновок полягае в тому, що так! л!н!1, як I в систем! р Л1ри, утворюються в результат! самопоглинання при проекцИ на яскравий компонент вит!каючого з нього ж газу що за своею природою е ан!зотропним зоряним Е1тром, який швидко прискориеться в напрям! до масивного супутника. Маючи в систем! ку Щита значно вищу стартоЕу швидк!сть за рахунок високо! температури !Г яскравого ВО-компонента, цей ан!зотропний в!тер теж перетворюеться в деякий аналог в!ялопод1бно! системи газових струмен!в, що в фазах навколо .головного затемнения огортае вторинний компонент. I все ж, за рахунок сил Кор!ол!сз й, в!рог!дно, при в!дсутност! магн!тного поля, осноешй газовий пот!к при б!льш!й !нтенсивност! переносу речовини проявляеться в систем! ИУ Щита дещо вужчим жгутом, який ! закривасться• в фаз! и.У7Р. Виходячи з характеру зм!нност! .з фазою енергетики ! динзм!ки щлроких ем!с!йних структур в комплекс! !з взасмопсЕ'язаяими з 1шми абсорбц!ями, приходимо до висновку [НУ, 122] про те, що КУ Щита с другою поряд 1з р Л1ри системою типу « зм!1 з незвично сильно розвиненими навколозоряними газовими"структурами. .

7.3. К1нематичн1 характеристики стац!онарних газових оболонок поза межами взаемод!ючих систем р Л1ри й ну Щита.

Иод1бн1сть абсорбцОйного спектру павколозоряних структур р Л1ри й ну Щита виявилась ще. 01льш разючою при розгляд! л!н1й, якО формуються у'зовн!шн1й розрОджен!й оболонц!, яка, охоплюючи систему в Щлому, розширюеться з практично пост!йпою ивидк1стю в!д центра системи. Така оболонка серед взаемодОючих подвОйних систем була 1дентиф1кована спершу т!льки в систем! р Л1ри 14,71,131]. Вена проявляемся вузькими абсорбЩями в деяких л!н!ях гелОю (уяву про так! л1н11 можна склзсти на п!дстав1 рис.18, п.4.5., на якому видно дв! вузьк! абсорбЩйн! компоненти постойного змОщення в л!н11 Не1Л3888). За спостереженнями р Л1ри 1966-1972 рр. ми спершу досл1дили повед!нку двох таких л!н!й у" син!й д!лянц! спектру -Не 1ХЛ3888,3964 [71]. Променев! швидкост! цих лШй в!д'емнт у всОх фазах 1 практично пост1йн! з середньою шеидк1стю -125 1см/с в1дносно центра маси системи. Бона перевищуе. парабол!чну шеидк!сть - в!дриву частинок в!д системи р Л1ри (так! л1н11 використан! нами при розробц! незалежного способу визначеяня мзе кошонент1в - п.4.Ь.). I все ж ми ввернули уЕагу на систематичне' зм1щення пом!ж променевими швидкостями л1Шй Не1\3888 та Не1ЛЗУ64. ОстаннО мають меншу швидкЮть на 5-7 км/с, що св1дчить про деяку стратиф1кац1ю оболонки, яка розширюеться назови!, середкя иг-крива ц!е! абсороцх! теж мае хвилю невисоко! ампл!туди, в!дчуваючи гравОтацОйне поле системи складно! конф1гурац!!. Можна зробити еисновок, що середовище, в якому виникають ц! л!нИ, розташовешо в олизысому окол! е!д системи. Врахування ефект!в дилюцН, величина яко! и ~ 0.02 - 14], приводить до такого ж висновку: ефективна'в1дстанъ Ше! оболонки в!д центрального джерела випромОнювапня приблизно р!вна в1дстан! пом5ж центрами обох компонентов.

Виникнення таких л!н!й гел1ю в розр1дженсму середоЕИш!, з одного боку, зумовлене суттевим надлшком гелОю в х!м1чному склад! яскравого компонента з активною Етратсю речоЕННи, а, з другого боку, специф!кою атомних переходов. Л1н!я Не1Л3888 мае никнш метастао'1льний р1Еень 2эз, для якого духе суттев! ефекти з!ткнення (див. п.4.Ь.). При" висок1й населепост! цього р1Еня в розрОдженлх ' середоЕищах погл1шання з цього р!вня можс бучи

суттевим. Оск1льки л!н!я Не IA3888 е другою л!н!ею триплетно! cepll при переход! з р!вня 2ss BEepx, був сенс вивчити повед!нку першо! л!н!1 гел!ю ц1е! cepll, а саме НеШОвЗО.

Спостереження л!н!1 НзШ.0830 були проведен! в 1974 р, за допомогою електронно-оптичного перетворювача зображення типу ФКТ-1А(б1), встановленого на 1.22-м телескоп! Кримсько! астроф!зично! .обсеватор!!- [72]. Вузька та р!зка абсорбц!я, що прор!зае сильну ем!с!ю, -мае прЬменев! швидкост!, як! з малою амплитудою змИшоться в межах м!нус I3Q-I5Q км/с.в!дносно швидкост! .центра мае, систем. Це п1дтвердкуе стратиф!кац!ю оболонки, яка розширюеться, зап!дозрену по л!н!ям HelAA3888,3964, I змушуе припускати, що. II густина падае назови! разом !з шзидк!стю розширення. Враховуючи те, що л!н!я НеШ0830 "мае дуже сильну ем!с!ю, був сенс розглянути також II повед!нку у зв'язку з! зм!нною структурою. магн!тного поля яскравого компонента. Виявилось, що 1 ем!с!я л!н!1 НеШ0830, зокрема, повний Иот!к II Еипром1нювання (под!бно до динам!ки й енергетики ' сильних ем!с!йних л!н!й На, HelA.7065 -[94,97]), зм!нюеться у взаемозв'язку з цим магн!тним йолем, зростаючи в 1.5 рази в!д фаз б!ля Q.36P зони першого'до фаз поблизу 0.86Р зони другого магнитного полюс!в цього поля. ,^

Це ще один факт щодо впливу магн!тного поля .на фэрмування навколозоряних газових структур у систем! р • Л!ри: зовн!шня стратиф!кована оболонка довкола подв!йно1 системи у II внутр!шн!й частин! в!дображае напрям ос! диполя магн!тного поля яскрзвого компонента, втрата речовини з якого поза меж! системи т'е& зд!йснюеться з б!льшою швидкЮтю та б!льш, 1нтенсивно в зон! того магн!тного полюса (зцентрованого до фази ' 0.86Р), який нап!взЕернений до масивного супутника. Таким чином, проф!ль променеЕих швидкостей у зоряному в!тр! довкола системи мае складну форму. I д!йсно, якщо' нанести "на площин! ц! швидкост! в!д центра яскравого компонента по позиЩйних кутах спостережень, отримаем ел!пс, витягнений вздовж ос! магШтного поля. В цьому онаочненн! стають зрозум!лими результат вим!ру променевих швидкостей абсорбцП в л!н!1 СШЛ.1175, що зм!нюються в!д -150 км/с у фазах поблизу зони 0.36Р першого магн!тного полюса до -300 км/с у зон! другого магн!тного полюса (0.86Р), .як! опубл!коЕан! в результат!

досл!дження далекого ультраф1олетоЕого спектру ß Л1ри 1132].

Одним 1з важливпх результат!в для подальшого досл!дження системи RY Щита теж було виявлення у Ii спектр! та вивчення вузьких складових у л!н!ях гел!ю з нижн!м метастаб!льним р!внем [25].. Одначе в ' л!н!1 HeiX3888 на лширок1й "та глибок!й складов!й абсорбц!йного проф!лю, що досягае максимального зм!щення в -100км/с у фаз! головного затемнения, виявлено не одну, як у спектр! ß JIipn, а дв! р!зк! -абсорбцИ пост!йного зм!щення з фазою (див. рис.18 п.6.5.). Ix променев! швидкост! в!дносно центра маси системи р!вн! в!дпов!дно -36 I -195 км/с. Ix тлумачення зводиться до Ix виникнення'у двох р!зних зовн!шн!х оболонках пост!йногс розширення. Короткохвильова абсорбЩя Еказуе на розширення оболотси з! швидк1стю, яка перевищуе парабол!чну швидкЮть в'дриву частинок в!д системи (див. п. 4.5.), тобто, по аналоги 1з системою ß Л1ри, на наявнЮть загально! оболонки, близько! до системи. Така ж швидаЮть оболонки рееструеться 1 в л!н1ях' Не1ЯА3964,5015, як! теж мають шжн! метастаб1льв! р!вн1. Довгохвильова вузька абсорбЩя 1з значно меншою швидк1стю розширення помечена т!льки в л1н11 Не1X3883 (тако! складово! пемзе' у спектр!■ ß Л1ри). Разом 1з сус!дньою вузьков ем!с!ею вона формуе проф!ль типу .Р' Лебедя. На в!дм!ну в!д роздвоених» небулярних ем!с!й заборонених л!н!й [Pein], [ош], а також таких складових ем!с1! !нпшх л!н!й гел!ю, вузька ем!с!я л!н!1 Не1X3888 не роздвоена, а завкди одиночна. II променева швидк!сть сп!впадае . з довгохвильовим п!ком заборонених л!н!й, а короткохвильовий п!к в!дсутн!й I обернений у абсорбц!ю. Враховуючи також повед!нку II екв!валентних ширин, зроблеко врсновок про те [25], що вузька абсорбЩя з меншою швидк!стю розширення формуеться в сильно в!ддален!й од системи -оболонц!, динам!чно зв'язан!й з областю утворвння небулярних ем!с!йних л!н!й.. Виникнення ц!с? л tut I в' небулярних структурах можна пояснити шляхом захоплення електрона !оном Hell [133], тобто е необх!дн!сть у яорстк!м випром!нюванн! з А.<504А - своер1дн!й накачц!, яка заселяв атоми гел1ю у' метастаб!льний стан 23s. Ця умова правдопод!бно виконуеться [62].

I-снувавня оболонок з пост!йною швидк!стю розширення поза межами подв!йниг систем ß Л1ри й RY Щита е св1дченням значно! втрати маси з обох систем. Мдрахунок показуе, до в систем! ß Л1ри

втрата маси поза систему становить приблизно 10-? м^к-*, ¡цо е знзчно _ меншою за втрату маси яскравим компонентом у ц!й взаемод!юч!й систем! в результат! переносу речовини на зторинний компонент,- близько [96]; суттево зростас при цьому !

пер!од системи - на 19 секунд у р!к. В 'той же час втрата маси системою КУ Щита (визначена по потоку рад!овипром1нювання -[127,128]) становить 10~*Мер!к"'. при практично 'ПостШому пер!од! системи [134]. Це е результатом кардинально! в!дм1нност! переносу 1 втрати речовини в цих системах: для р Л1ри дом!нуючим в. консервативний перенос маси пом!ж компонентами системи, в той час як для системи ну Щита приблизно р!вноц!ннбю, але дуже псказовою в спектр! е • неконсервэтИЕна форма втрати речовини, цо веде при наявност! потужного зоряного в!тру з! шеидкостяш'до 1000 юй/с (за даними спостережень е далекому ультраф!олет! - [135]) до утворення в далеких Н околицях радЮтуманност!, газопилових хмар, небулярних структур [62,1?.7,136].

7.4. 1!н!!-сател!ти спектра р Л!ри як Е!добракення ооертання

сател!т-диска довкола акреШмючого вторинного компонента..

ОриПнальною рисою абсорбЩйного спектру р Л!ри, незвичною для взаемод!ючих систем у» Зм!! та алгол!в, е т.зв. л!н!1-сател!ти. Вопи проявляються як супутники в окол! деяких л!н!й поглинашш яскравого компонента (гел!ю, водою, 1он!зоьаних метэл1в) у фазах ±0.1Р до 1 ■ п!сля центра гэлоеного затемнения, щезаючи в ньому впродовж О.02?. В спектр! системи вони краще проявляються е фазах 0.92-0.97Р' з променеЕими шеидкостями плюс 150-250 км/с (т.з. чергон! сзтел!ти) та в фазах 0.02-О.СВР 1з доплер1вськими зм!щекнями в. м!нус 200-300 км/с - ф!олзтов! сател!ти. Тлумачення явища л1н!й-сател1т!в бэгато в чому визиачало в!дому модель системи • р Л!ри, запропоновану О.Струве 14,ы. За ним, ф!олетов! сател!ти формуються е газових потоках (як результат поглинання .при проект Г на яскравий компонент), як! рухзються в!д яскравого компонента до Еторинного. ОСЛгнувши останн!й, потоки стають б!лып пов!льними I рухаються в сторону яскравого компонента, - тод! в них у результат! проекцП на яскравий кошонент спостер!гаються вже червон! сател!ти.

Базуючись на тих же даних вим!р!в прсменевих швидкостей

и.Струве й деяк!й к!лькост! власних Еим!р!в л!н1й-сатол!т1в, ми запроцонували в св!й час альтернативну Ппотезу 1Ы]. За пек сател!ти проявляються у спектр! системи в результат! ротаЩйногс ефекту газового диска-к!льця, яким охоплений вторинпий компонент. 'У фазах до ! п!сля головного затемнения сател!т-диск почергово проектуеться на яскравий компонент то тим Ооком, швидк!сть обертання якого направлена до яскрзЕого компонента,- то боком з протилежно направленою швидкЮтю. Врахувакня в!д'емно1 швидкост! центра мае системи в межах похибок майже вир!внювало в абеолютних величинах ееиДкост! червоних ! ф!олетових супутник!в 1 вело' до середньо! швидкост! обертання цьего дискэ-к1лъця близько 2Ь0 км/с.

¡Тодалышш креком у досл!дженн! феномена л!н!й-сзтел!т!в стали дан! наших спостерекень за дспомогою НЗС-детектора [Ь7]. уявлепня про л!н!1-сател!ти в спектр! р Л!ри межнз скласти на основ! рис.1 i-*, який демонструе д!ля1ши спектру поблизу л!н!й ыиххьза',' ,ьуп . hin онаочнюе Еиникнення, розЕиток й згщкнення л!н!й-сатсл!т!Е як явища в фазах до та п!сля центра голоеного затемнения. Поено досл!дження променевих ШЕидкостей та екв!валентних ширин л!н!й-сател!т!в оуло

Рис.19. Д!лянки нормованих спектр!в ß Л!ри довкола л!н!й 1он!зовавого кремн!ю.' Оцифровка по. ординат! стосуеться кожного проф!лю. Л!нИ приведен! до промекево! швидкост! центра мае годв1йноУ системи як нуль-пункта.. . Строчками вказан! л!н!1 вторинного компонента (фази 0.818, 0.897 I U.194P) ! л!н11-сател!ти.

нами проведено на баз! !х визначень у л!н!ях SilIAA6347,b37i та в ,л!н1ях. Не IM.6678,7065 з подалыпим включениям ' наших спектрофотограф!ч1^1х спостережень [44] високоТ дисперсИ в л!н!ях Не1М471, MgilA.4481, Sill\6347 !з використанням даних. [4,5] для л!н!й SillAA4i28r4l3l, Не1\4471, Mgir.4481. Ix основн! результата так! [57]: . •

I.. Pyx л1н!й-сател1т1в у спектр! (3 .При стратиф!кований. Крив! променевих ивидкостей ! червоних, ! фЮлетових сател!т!в, вим!ряних у л!н!ях р!зного ступеня збудження та 1он!зац!! (Ix е три грухга) мають р!зну ампл!туду: л!н11-сател!ти гел!ю мають найб!лыну ампл!туду (51ля +240 км/с в фазах до та -295 км/с у фазах п!сля центра затемнения), л!н!1 кремн!ю в!дпов!дно +210 та -280 км/с, а л!н!1 магн!ю - найменшу'(+210 та -250 км/с).

2. Спостер1гаеться ' фазова асиметр!я динам!чних характеристик л1н!й-сател1т1в як певного явища. На и^-кривих перед центром затемнения максимуми знаходяться в межах 0.035-0.045Р до центра затемнения I в межах 0.015-0.025Р п!сля нього. Найближче до центра затемнения розташований максимум и^-криво! сател!т!в гел!5о. Водночас сател1ти асиметрично щезають перед затемнениям (приблизно у фаз! 0.980Р) I появляються ц!сля нього (десь у фаз! 0.005Р). Одначе зауважена м!жсезонна в!дм!нн!сть у фазах Ix щезання-появи.

3. ЗалежнЮть екв1валентно! ширини сател!т!в ,в!д фази вказуе меж! зародження I щезання сател!т!в у фазах до (в!дпов!дно 0.89 та 0.98Р) I п!сля центра затемнения. (0.01 та О.IIP), а також досягнення ними максимуму 1нтеисивност1 - в!дпов1дно 0.95 та 0.05Р При цьому максимуми попадають .на висх!дну (до затемнения) та нисх!дну в!тки t^-кривих л!н!й-сател1т}в.

Враховуючи'виявлен! законом!рност!, ми побудували схематичну модель сател^-диска в систем! р Л!ри (використан! таблиц! Роша [70] при сп!вв!дношенн! мае компонентов a=I/q=0.22 (що в1дпоЕ1дае нашому недавньому його визначенню' [46])- - рис.20, 1 на II основ! зроблено так! висновки [57]. Сател!т-диск мае щвидше овальну форму, в!н витягнутий у напрям! руху вторинного компонента. Сп1вв!днош8ння рад!ус!в диска вздовж велико! його ос! в фазах до . 1 п!сля затемнения £4/3. Другий висновок полягае в тому, що диск мае певну стратиф!кац!ю умов збудження р!зних л!н1й-сател1т!в, а також

-

Рис.20. Схематична модель р Л1ри 1 структура газового .диска «з - центр мае- системи). На в1дпов1дних рад!усах формування л!н!й-сзтел!т!в вказана швидк1сть обертання сатед!т-даска гпдас максимума !х у^-кривих [Ь7]. Тонкими довгими стр!лкчми показан! меж! еияву л!н!й-сател!т!в у спектр!, а такок 1гшг! фази ефактивногз виявлення сател!т-диска або затемнения ним м.-,л11тного. полюса: у напряк! 0.36-0.86Р проведено в!сь магн1тного полюса 1з штрихувазшям у зон! полюса. Внутр!шн!й щ!льний диск, яким закамуфльований втеринний компонент, теж показаний итрихувакням.

!х прсменевих швидкостей. Так, сател!ти в лШях гел!ю фсрмуються найближче до поЕерхн! вторинного компонента в б!льш гарячих Енутр!шн!х його шарах ! з б!льшою швидкЮтю його обертзння (вона виявилась дещо меншою за кеплер!вську). 3 типового боку компонента при меншему рад!ус! диска шеидк!сть руху частинок в ньому вица. На цю частину сател!т-диска д!е основний гззоеий пот!к, нкий в!рог!доо 1 притискае диск до поверхн! вторинного компонента. ТретМ висновок стосуеться автонсмност! обертання сател!т-диска, що випливае з того факту, що його швидк!сть майже в три рази б!льиа за швидя1сть

осевого обертання акреЩюючого вторинного компонента, а тшсок на основ! абсолютно! спектрофотометрИ р Л!ри, зокрема, Оезпосередньо з форми монохроматично! криво! блиску на А.6485' 117] в фазах головного мШьЙгму. Враховуючи р!шення криЕих блис: / в смугах В 1 V системи р Л1ри 142], наЯб!льш в1рог1дпсг вважати, що компонент, огорнений сател!т-диском, структурно складаеться принайми! з двох частин: б!лып гарячого балджа-замасковано! зор! та I! достатньо •щ!льного й те'ж штягненого в орб!тальн!й шгащин! внутр!шнього диска, як! разом 1 е в1дпов1дальними. за прояв у спектр!. взаемод!ючо! системи л!н!й вторинного компонента.-

Окремо в!дм!тимо важливий -результат, який стосуеться просторового розташування в екватор!альн!й площин! витягненого сател!т-диска: його велика в!сь виявилась в!дхиленою_ назови! в!д напряму руху вторинного компонента приблизно на 20-25°. При цьому, враховуючи дан! для 1нших сезон!в, зокрема 1Ь], нами було зауважено

[57], що в параметрах сател!т-диска наявн! довгопер!одичн! зм!ни.

\

7.5. Шжсезонна зм!нн!сть в л!н1ях silXW.6347.637i й ознаки;

прецес!йного руху сател!т-диска. Досл!дження характеристик дублету 31ПАЛ6347,6371 . за-спостереженняки в наступний сезон 1992 р. та виявлена !х зм!пн!сть в!д сезону до сезону. п!дтвердшш й довготривал! зм!ни у повед!нц! сател!т-диска [ХТ9].Необх!дн1сть спостережень у к!лькох посл!довзих сезонах системи р Л1ри стосуеться перш за все явиц (! в !х числ! феномена л!н!й-сател1т1в, спостережуваного в. фазах ^±0.1Р довхола центра головного, затемнения), тривал!сть яких сп!врозм!рна !з земною добою. Це визначаеться доситъ великим 1 майке кратним доб! орб!тальним перЮдом Рг12^94, так що на добу припадав 0.077Р, в той час, коли в кожн!й !з тринадцяти д!б за сезон вдаеться переврите т!льки 20.03Р.

Спостерекення за допомогою • ГОС-детектора в сезони 1991-1992 рр. виявились досить 1нформативними. По-перше, це стосуеться дласне л!н!й-сател1т!в, вивчення яких сформувало для них над!йн! крив!

та ил--/(Р) у л!н!ях дублету кремн!ю, - рис.21, а це позволило уточнити характеристики сател!т-диска 1 заф!ксувати в ньому певн! зм!ни. Зокрема п!дтверджена асимётричн!сть максимум!в

к»)*

200 •

1ос1_ ЦД

V ^

в)

М *>?

..200

-300

.90

.95 0.0

.05

Рис.21, а) и,.-крив! л!н!й-сател!т!в Бтл.б347,6371 за данами спостережень 1991р. (хрестики) 1 1992р. (точки). .Шкали променевих швидкостей у фагах до 1 п!сля центра затемнения зм!цен! по ординат! б) залежност! для 3111X6347 (то:пш) 1 ЗША6371 (хрестики).

абсолютних значень променевих ивидкостей вОдносно центра затемнения (вони прйпадають в1дпов1дно па 0.958 та 0.022Р), що- продукуе ел!птичн1сть диска. В сезон! 1992 р. л!н!1-сател!ти . ч!тко спостер!гались при виход! 1з затемнения вже в фазах 0.009-0.014Р, тод! як у сезон! 1991 р. вони ледве були пом!тн! в фад1 0.021Р. 1х 1нтенсивн!сть стала дещо б!лыпого в фазах 0.940 ! '1.073?. Одначе сл!д в!дзначйти раптове двократне зб!льше1шя 1хньо1 скв1валентно1 ширини в фазах 0.920-0.925Р. Вт!м, цей зр!ст поглинання потоку випром!нювання у сател!т-диску (що е результатом проокцП його'на яскравий компонент) стане зрозум!лим т!льки- в пор!внянн! з комплексним Еивченням л!н!й поглинання сбох компонент !в та загально'Г ем!сИ, як характерних деталей сумарного проф!лю л!п!й ЗШАА6347,6371.

Для цього на рис.<¡2 показан! крив! -/(Г) як л!н!й поглинання, так 1 БШ-емОсП за спостережочкгми 1991-1992 рр. Не

' 5 3 .1

<4

ш

Л 5 10 Р ю

', рис.22. а) - залежност! =/(Р) для абсорбцШ яскравого (кружки) 1 вторинного (точки) компонента в л!н!1 Б1и\6347 за даними 1991р. (суц!лън! л1н11) 1 1992р. ( штрихован!). Стр!лки вказують фази екстремум!в криво! напруженоет! магн!тного поля яскравого компонента (див. рис.20). Ираворуч- в удвоеному масштаб! вид!лен! фази 0.925,1 0.955Р, в яких в!дпов!дно у 1992 та 1991 рр. в!дбулось вир!внювання л!н!й поглинання абох кошонент!в, як в ,л!н!1 3111X6347 (суЩльна крива), так 1 в БШЛ.6371 - (штрихова). б) - нанесен! штрихом залезшост!- 'А'Л=/(Р), отриман! за даними спостережвнь 1992р. [119] дпя ем!с!й в л!н!ях 3111X6347 (1фужки) та 31X1X6371 (точки). Суц!льн! крив! демонстрант, ц! ж, залезшост! за даними спостережень 1991р. [58]. Справа в удвоеному матитаб! в фазах 0.93 1 0.97Р в!дпов!дно для 19Э1 !, 1992 рр. показана р!зке зменшення екв!валентно1 ширини эш-емЮИ в результат! затемнения облает! П ефективного утворения поблизу поверхн! яскравого компонента в зон! його магн!тного полюса.

розглядаючи детально характер 1х зм!ни впродовж вс!х фаз (про це у наступят роздШ). звернемо увагу на иоведПшу екв!валентних ширин

в фазах 0.9-1.0Р, пригадавши [97], що ем!с!я динам!чно зе'яззнэ !з зоною того магн!тпого полиса (фаза 0.86Р), який зЕсрнений до масивного супутника, огорненого'сател!т-диском (див. також п.6.4.). 2а дэними 1991 р. у ц!Й зон! на «?д-криЕ!й л!н!1 поглинакня ,3111X6347 спостер!галась ч1тко виражена двогорба та симетрична д!лянкз, яка сильно здефзрмувалась до 1992 р. II локальний мШкум звузився, так!-ж змИш лройшли синхронно 1 па Юд-кривих для ем!с11. Одначе розглядати 1х треба пери за все у зв'язку з р!зким ладЬшям Кд л!в!й поглинання яскравого 1 таким же Шдсиленням л!н!й вгоринного компонент1в, псчинаючи в!д фази 0.92Р. В фаз1 0.925Р 1нтенс;1Б1юст1 обох л!н1й кремн!ю обидеох компонентов Еир1внюються (що ка рис.22 краще видно у зб!лыиеному масштаб! справа). Важливо те, що таке Еир1внювання в сезон! 1991 р. в!дбузалось значно п1зн1ше, лише у фаз! 0.955Р, отже, значно ближче до центра затемнения яскравого компонента вторинним. Иаралельно в обидза сезони в!д<5улось р!зке 1 (до двох раз), короткочасне гмениення 1нтенсивност! Бх11-ем!с!1 вздоеж -всього проф!ля в обох л!н!ях кремн!ю, так що на !лл-кривих ем!с!1 е локальний* глибсгай мШмук в!днов!дно у фазах 0.97 ! 0.93Р для 1991 та ]Э92-рр. Сане в цих фазах синхронно - сшостер!галось зростання екв!взлгштних ширин л!н!й-сател!т1в дублету кремн!ю.

Тлумачення вищесписаного явища-звелось до шявлення за данимл спостережепь 1991р. локального затемнения (див. рис.20) ущ!льненим сател!т-диском певно! форми погерхн! яскравого компонента' з области посиленого формування ем!с!1 в зон! його магн!тного полюса, зцентровано! до фази 0.86Р [58,119]. Перег.Ищення ЕпродоЕЖ року в!д фази- 0.97Р до 0.93Р (тобто в напрямку обертання диска) центра локального м!н!мума Wл зш-ем!с!1 з паралельною зм!ною Яд л!н!й поглинання обох компонента (див. рис.22) не "може бути пояснено йгакше, н!ж зм!ною умов локального затемнения яскравого- компонента сател!т-диском зм!нено1 за цей час- ■ конф1гурац11.'' Найб!лыл правдопод1бно, що в!дбувся поворот Еидовжено! частини сател!т-диска в сторону яскравого компонента принайми! на 40-50°. В цьому раз!, для сезона 1992 р. довга в!сь диска ф!ксуеться майже симетричною до II розташування у сезон! 1991 р. в1дносн'о л!н!1, проведено! з центра вторинного компонента в иапрям! його орб!тзльного руху -

- Г'4 -

0ЯР1

Рис.23. Схематична модель 0 Л!ри (див. також рис.1 1 20) з можливим поворотом сател!т-диска в напрям! його обзрташгя з 1991 до 1992 рр.(в останньому його положения вказане штриховими стр!лками).

рис.23, одначе це може бути 1 прецес!йний рух.

Цей новий спостерекувальний факт д!кавкй . ¡де з таких точок ■ зору. В1н ствердауе, зокрема, видовжену форму сател!т-даска. ЬЦн передбачае також обертання диска довкола вторинного компонента. В гршущенн!, що його тривал!сть значно б!льиа за р!к, матимем для не У 4-8 рок!в. Ц! фактори важлив! для пояснения довгопер!одичних зм!н " фотометричних 1 спектральних;характеристиках системи р Л!ри, неодноразово в!дм!чеьих спо'стер!гачами. Наприклад, в [43,137] для тако!' змГнност! бут знайден! пер!оди в 3-4 роки. Цим легко поясшаоться зм!ни форми криво! блиску в р1зн1 сезони в фазах головного мШмуму. До реч1, в [138 Г у Ппотез! непрозорого диска г-зм1йно! форми як!сно !нтерпрегован! так! гм1ни, виявлен! в сезони * 1958 та 1959 рр. по м!жнародн!й координован!й програм!. Недавно пов!дошено [6] про можливЮть ристематичних зм!н на кривих блпску 0 Л!ри з характерном пер!одом в 275 д!б. Наш! дан! не суперечат;- 1 такому пер!оду, а, враховущи дан! спостережень [53 про сут?«"рл зм1нм ■ у променевих швидкостях л1н1й-сател!т1в впродовж десятка цикл!в одного сезону, можна надати цьому б!льш короткому г.ерЮду

- гь -

певний пр!оритет. Нэ виключено тек, що такий рух сател!т-диска може спричинитися до вчникнення довгопер!одично!, складово! результуючого коливного процесу в атмосфер! яскравого компонента е результат! взаемодН разного типу нерад!альних коливань ' [80]. Можлиеий його вплив ! на в!дкрите недавно явище цикл!чних зм!н екв!валентних ширин л!н1й-поглинання яскравого компонента [Ь8]. В зв'язку !з в!дкриттямч магн!тного поля ! у вторинного компонента [90] й •южлиз1ств певно! замагн!ченост! сател!т-даска, пое;!Ш!з !снувати магн!тна взаемод!я пом!ж компонентами ! сател!т-диском. Одначе все це е завданням майбутн!х спостерехень.

8. ДЕЯК1 НОВ! НВЩА И КВ0ЛЮЦ1ЕШЙ СТАТУС р ЛИ'И ТА КУ ЩИТА.

8.1. Феномен цикл!чних зм!н екв1Еалентних ширин л!н!й поглинашш атмосфери яскравого компонента системи р Л1ри.

Особливост! спектра р Л1ри цри 1х детальному вивченн! на основ! спостережень !з ЛЗС-детектором набули деяких нових рис, для яких немае аналог 1в. Одним !з таких явищ, виявлених нам, е змйш цикл!чного харйктеру внутр! орб!тального пер!оду екв!валентних ширин л!н!й поглинання атмосфери яскравого компонента [58,119]. Опершу за спостереженнями 1991 р. були заф!ксован! незвичн! пофазн! зм!ни у л!п!ях поглинання дублету БШШ>347,6371 . Маючи близьк! р!вн! збудження, вони виявили !стотно в!дм!ш}1 и^-крив!,- особливо поолизу зони того магн!тного полиса яскравого компонента, який звернений до масивного супутника. Для л!н!1 siJ.iA.6347 (див. рис.22) спостер!галась ч!тка двогорб1сть ш^-криво!, цо була в!дсутня в л!нП зш\6371. Здеформувавшись дещо до 1992р. (збурюючим фактором цьсго процесу ц!лком в!рсг!дно служить обертання видовженого сэтел!т-диска - див. п.7.ь.), ця крива все ж зберегла сво! риси. При т!м ®л 211Ьеы1с11 в. основному гЛдтворювала х!д змИш екв!валентних ширин л!н!й поглинз1шя. 'Гг.ку кваз!пер!одичн!сть можна булс С пояснити повод 1НКОЮ сгециф^чнпх л!н!й кремп!» г*. гм1с!сю, як! формуються в найзоЕн1шп!ших шарах атмосфери 1з втрзтою з не! речоЕини при певн!м еплив! на цей процес магн!тного поля.

Одна«- вивчення слабких л!н!й NelXA.6334.6383 (вони присутн! на тих же ПЗС-спектрограмах),. що, навпаки, -формуються глибоко в атмосфер! зор!, теж показало вздовж фази орб!тального пер!оду досить швидк!, 1нколи двократн! зм!ни цикл!чного характеру на 1х у^-кривих.

В зв'язку з цим були проведен! досл!даення зм!нност! з фазою екв!валентних ширин близько сотн! л!н!й поглинання в еин!й облает! спектра 0- ЛТг- Опектрограми II були отриман! нами на 1.22-м та 2.6-м телескопах Кримсько'1 астроф!зично! обсерватор!! впродовж сезону 1966 р. для десяти основних фаз криво! блиску системи, а вим!ри екв!валентних ширин л!н!Й поглинання були опубл!кован! в [139]. При достатн!й точност! залежностей ИЛ=/(Р) вони практично для кожно! л!н!1 показують 1ндяв1дуальний х!д. Як выявилось, во! ц! залезкност! промодульован! не т!лыш орб!тальним рухом, а 1! в!дооражають водночас структуру магн!тного поля яскравого компонента.■ Иове полягае в тому, що десятки ил-кривих нагадувть биття, тобто, незалежно в!д природа явища, виглядають результатом суг.ерпозиц!! гармон!чних коливань з р!зниш ампл!тудами 1

Рис.24. Цикл!чна зм!нн!сть всередин! орб!тального перЮда (дроби! числа щжл!е ' кратн! пер!оду) в л!н!ях яскравого компонента !з ■ вказаним номером мультиплета. «Уд визкачен! в!дносно континуума подв!йно! система (кружки) 1 континуума яскравого компонента (точки). Похибка визначення

поАиила визначеии.ч сп!врозм!рна з величиною круиза (ое0.02). Стр!лки. Е!дп»в!дають

екстремумам магн!тного по.

\

00

р

частотами, кратними частот! орб1тальнога обертання. Цикл!чн! зм!ни на №л-кривих 1нколи духе ч!тк!. Напркклад, на' рис.24 вс! локальн! максимуми те^-криво! л!н!1 СгИА.4565 модулъован! орб!тальним рухом, сп!впадаючи .з фазами 0.0 та 0.5Р, що на ос! грав!тац1йних центров обох компонента, а також 1з пернендикулярними до не! фазами 0.25 та 0.7,5?. Водночас локальн! мШмуми ц!в! ж криво Г для хрому сп!впадають з фазами 0.36 та 0.86Р на ос! магн!тного 'диполя, а' також !з фазами 0.11 1. 0.61Р*, розташованими вздовж л!н!1, перпендикулярно! до ц!еГ ос! (див..рис.1, 8). Локальн! максимуми та м!н!муми, отже, зм!щен! на позиц!йн!й кут в 1/7Р пом!ж цими ф!зичпо значущими осями, а цикл!чн! зм!ни на ц!й №д-крив!й становлять 1/4Р. Розгляд рис.24 та багатьох рисунк!в, под!бпих цьому, показуе, що й в !нших'тгу-кривих фази, пов'язан! цими двома напрямами, вид!ляються екстремально, або е вузловими. При цьому перех!д до екв!валентних ширин л!н!й «*л, в!днесених до континуума власне т!льки яскравого компонента (зг!дно розроблено! ме'тодики врахування потоку його випром!нмвання в композиц!йному континуум! сйстеми р Л!ри -[46,58]), як!сно мало зм!нило картину залежностей.У* в!д фази, що й видно на приклад! л!н!1 сг11М5б5.

Таким чином, ми прийшли до вксноеку, що в л!н!ях поглинання яскравого кошонента проявляетьоя нев!домий дос! феномен цикл!чних зм!н 1хн!х еквйалентних ширин всередин! орб!тального пер!оду, якЯй в1дображае певн! коливн! процеси в його атмосфер! п!д- д!ею його !,'.агн1тного ! грав!тац!йного пол!в [58]. Були проведен! спроби класиф!кац!Г ЧУд-кривих, враховуючи картину розщеплення л!н!й у магн!тному пол! I значения фактор!в Ланде, повний момент !мпульса . атом!в 1 в!дношеяня !нтенсивностей л!н!й у мультиплвтах, ступ!нь ■гбудження та 1он!зац!Г. Ч!тких залежностей не- вияЕлепо (потр!бп! масов! спостереження з детектором низького 'шуму в син!й д!лянц! спектра), але мокна констатуЕати вид!лення трьох груп л!н!й. До першо! з' них в!дносяться так! -л!н!1, да^-крив! яких найб!льш явно в!дпов!дають орб!тальн!й мсдуляц!!: 1х максимуми припадають, як правило, на фази 0.0 та 0.5Р. Це легкозбуджуван! та резонансн! л!н!1, що формуються в гор!шн!х.шарах атмосфери. Для друго!.групп л!н!й залежност! и>д=/(Р) ч!тк!ше корелотгь з фазовом зм!нн!стю магн!тного поля яскравого компонента. Це л!н!1 б!льш високого

ступени зОудження та 1ои!зац!!, як! с&ормуют:,ся глкбше е атмосфер!. Третя, пром!кна група, демонструе зм!ки «д як розмаТт! коливэяня водночас у грав!тац!йному та магн!тному полях. Ц1 групп л!и!й грубо повинн! в!дображати специф!ку зм!ни умов збудження та магн!тного

Рис.25. Зилежност! в!д фази приведения до континуума яскравого компонента р Д!ри екв!валентних ширин л!н!й поглинання високих член!в бальмер!всько1 сер!!. Спостер1гаеться значна в!да!нн1сть в!д Л1Н11 до л!н1У хвилепод!бних вар!ац!й кривих Ид=/(Р) вздевж орб!тального перЮда, особливо в зон! спостереження того магн!тного полюса яскравого компонента, який е ближчим до масивного вторинного компонента. Строчками позначен! фази экстремумов магн!тного поля (див. рис.8, п.5.2.).

поля з висотою в атмосфер! гздовж ел1псо1дально! здеформовано! поЕерхн! яскрзвого кскпоп<?нта с/стомя р Л!рк.

3 ц1в1 точки зору откоссвим е рис. 25 1з зм&юв з фазою \чл неспотвореких ем!с!сю л!и!й еисоких член1в бзльмер1Есько1 сер!!. Систематична зм!на форми Мд-криЕих при переход! в±д Н9 до Н21 мае в!добрьжати ,ф!зичн1 умови при заглибленн! в атмосферу. Одначс с моменте, як! н!як не вкладаються в меж! стандартах тлумзчень. Наприклад, при спостерехенн! поверхн! яскрзвого компонента прсдовж фаз в!д 0.51Р до 0.74Р екв!валентн! ширини бзльмер1вс1лсих л!н!й ШЗ-Н14 зростають в п!вторг: рази, тод! як для л!н!й Ш6-Ш7 ■ аж в три рази. Ще б!льш незрозум!лою, хоча внутр!шньо заксном!рпою видаеться поступоЕЭ зм!на екв!валентних ширин цих л!н!й водню при спостереженнях в фззах (0.86 ± "0.15)Р зони магн!тного полюса, зверненого до масиЕНОго супутника. Якщо в "л!н!! Н9 фазам центру ц!е! зони в1дпов1дае локальний м!н!м у м У/л 1з симетричною структурою, яка дещо нагадуе в цих фззах зм!ну екв!взлентно? ширини л1н11 поглинання ЙТ1?к6347 (рис.22, п.7.5.), то. в л!н!ях Н12-Н16 спостер!гаеться зворотня картина: явний локальний максиму!,». В л!н1ях НГ6-Ш8 • з'!н практично стрибком перетворюеться знову ж у глибокий м!н!мум. Ширина локального максимума вздоеж л!н!Й Н9-Н18 постугово змеишуеться в!д 1/3 до 1/6 орб1тального пер!ода.

При 1нтерпретзцП феномена цикл!чних зм!н екв!валентн!х ширин -л!н!й яскрзвого компонента сл1д враховувати роль багатьсх зад!ялпх в ньому механ!зм1в. Зокрема перспективним виглядэе механ!зм розширення спектральнях л!н!й тиском, 1стотним мае бути кваз!статичне розширення контур 1в л!н!й гел!-ю та еодшо (в той же час град 1еят температуря в 'тих шарах атмосфера, в яких формуються Н9-Н21 л!н!1 еодею, не наст!льки великий, щоб „бути визначальним у виявленому явищ1, однак ця зм!на моле бути суттевою ездовж сильно зДеформовано1 поверхн! яскрзвого компонента поблизу в 4.5 рази б1лып масивного 1 близького супутника). Сл!д нагадати 1 про швидку зм!ку магн!тного поля з висотою в атмосфер!,• виявлену на основ! ПЗС-спектрограм р Л!ри [89,90], та кваз!пер!одичн! зм!ни магн!тного поля в його максимум! [17]. Це викликае сумн!ви в здекватност! модел! простого диполя природ! магн!тного поля яскравого компонента ! вимагае розгляду складн!ших моделей ишу змйценого диполя та

дипольно-квадрупольного поля (спостерезкення е}домо! мэпПтно! зор! а^сУп тек показали .[140], що магн!тне поле росте ' в глнбилу град!ентом, що перевищуе диполъшй).

В кожному ^ ¡раз!, виявлений феномен цшШчно! зм!кност! екв!валентних ширин л!н!й "замагн!чено!" -та водночас вит!ка»чо! . атмосфери з'дефйрмованого яскравого компонента ставить завдахшя теоретичного плану: 'розрахувати/ ф!зичну картину цього явища з врахуванням розглянутих вйще та !нших механ!зм!в (ц!кавим у 1х кол! е питания про аномалИ х!м!чного вм!сту елемеит!в у атмосфер! яскравого компонента е аспект! 'вивчення зиносу продуктов 'термоядерного синтезу з надр зор! вздовж силових л!н1й магнОтного. толя). На жаль, для сеог.о вир!шення це завдання впыагае Онтенсивних спостережень за допомогою детектора низького шуму, з максимумом чутливостО у синОм д!апазон! спектра, в якому набор л!н!й поглинання ' яскравого компонента системи р Л1ри е визначалызим, тобто е задачею на майбутне.

8.2. ОсциляцП та резонанси в систем! р Л1ри I можливе збуджецня нерад!альних коливакь яскравого компонента.

Починаючи в!д абсолютно! спектрофотометр!! р Л!ри в л!н!1 На ' 1978-1979 рр., коли у фазах друго! елонгац!! зберОгалась чОтка зм!нн!сть абсолютного ' потоку випройОнювання е На-емОс11 з п!дпер!одом в 1/7 орб!тального [114], квазОперОодичн! та цикл!чн! процеси в систем! р Л!ри стали об'ектом нашо! уваги, оссбливо, коли невдовз! вторинна пер!одичн!сть такоГж тривалост! була виявлена-в И'- же фазах на крив!й зм!нйост! магнОтнсго поля (вони.сп!впали !з зоною спостереження магн!тного полюса, зверненого до масивного супутника) - див', рис.6, п.5.2., [75]. Саме величин! в 1/7Р в!дпов!дае зм!щення м!ж напрямом проекц!1 .ос! диполя магн!тного поля на площину орб!ти, тобто; 0.36-0.86Р, та напрямом ос! грав!тац!йних центр!в з1р-компонент!в 0.5-0.0Р. Не виключено,' що цей фактор мае визначальне значения. 3 часом картина виявлених явищ ускладнилась: На-фотометр!я, усередаена за ш!сть сезон!в спостережень, зберегла кратн!сть в 1/7Р - п.6.3., але зменшилась ампл!туда, передбачаюта довгоперОодичн! зм!щення з фазой. Недавно , виявлено ц!лий спектр цикл!чних змОн екв!валентних ширин Оагатьох

- -

л!н!й поглинашя яскравого компонента 158] - п.8Л. Ясно, що такого типу осцяляЩйн! явища сЫвв!дносяться з поверхпею яскравого компонента: скаж!мо, його магн!тне поле е вим!ряяим по зеемзн!вськсму розщепленню л!н!й атмосфери, а Ка~ем!с!я формуеться в близькому окол! компонента, е газових структурах, утворених в процес! вит!кання його маси. В сео!й сукушост! спостережувальн! факти св!дчать про певн! резонансн! ефекти та осциляц.!! - рис.26. Моделювання значень криво! напрукеност! магн!тного поля показало [80], що вони добре представляються суперпозиц!ею трьох гармон!чних коливань 1з пер!одами Р - орб!тальнкм, Р^ = 1/6Р, = 1/8Р, коли

Рис.26, а) - зм!на абсолютного потоку випром!нввання в На-емtr.il з фазою зз даними щ!линно! фотометр!! 1978 р. .(хрестики) та .!979 р. (кружки); б) - см!на__ з фазою ефективно? напружекост! мзгн!тногс поля я^квагого компонента (див. п. Ь. 2.); в, г; пот!к випром!нювгння в На-ем!сП, усереднений за ш!сть сезоп!в в ]974-1985 рр.(див. рис.12, п.6.3)

в процес! биття 1 виникзе спостсрежуваний'пер!од в 1/7Р.

В зв'язку з цим була зроблена спроба ккикнути в ф!зику'цкх цккл!чних процес!в, розглянувши можливЮть резонансного п!дсилення змпл1туди коливних поЕерхпевих рух!в при взасмод!! приливно! хвил! з нерад!альними коливзннями яскравого компонента [80]. Для цього важливо було оц!ттит™ в!рог!дн!сть нерад!альних коливань яскравого

компонента 1 величини 1х пер!од!в. Анал!з показав, що це говиш! бути коливання квадрутольного типу з сферичною гармйн!кою степен! 1=2 у в1дпов1даост1 з характером збургаочого приливного потенц!алу в ' цьому компонент! [141]. Виходячи а цього, розглядалась можлив!сть коливань фундаментально! мода /, акустичних р-мод та внутр!шн!х грав!тац!йних ' ¿-мод. 0ок1льки перЮди власних коливань зор! головним чином залекать в!д ступени концентрацИ маси до II центра [142], то вони' були оц!нен!, виходячи з розрахунк!в [143], виконаних'для пол!тропних моделей. Вичислен! д!апазони пер!од!в мод власних квадрупольних коливань (в добах) для иол1тропних моделей 1ндекса N при сучасних параметрах яскравого компонента показан! в, таблиц!:

--—-------------------------------------------------т______________.___

1кдекс

N=2 : N=2.5 : N=3 : N-3.25

1. 88-2.Ь4 т -Ы -2.03 1.15-1.55 ' 0.99-1.33

.0. 98-1.32 0 .91-1.23• 0.84-1.14 ■ 0.81-1.09

,0. 67-0.91 0 .66-0.89 0.64-0.87 0.62-0.84

4. 42-5.96 2 .47-3.33 1.50-2.02 1.17-1.58

5. 13-6.92 . В .33-4.49 1.97-2.63 1.50-2.02

0.48 0.43 0.27 0.10

/-мода р^-мода р2-мода , Я,-мода "в2-мода С

Прим!тка: С - параметр обертойого розщеплення частота /-мода.

с/

Спостережуван! коливання з пер!одом в 1/?Р=1. 85 в!дпов!дають фундаментальна мод! коливань для пол!тропно! модел! з !ндексом Н=2.5 або нижчим грав!тац!йним модам для моделей з !ндексами н>3. Останне мало з!рог!дне при 'заповненн! яскравим компонентом троивши Рсша. Таким чином, найб!льш в!рог!дною е.фундаментальна мода коливань квадрупольного типу 1-2. А два 1нших пер!ода Ру ! Р^ можна пояснити компонентами обертового мультиплета /-мода.

Д1йсно, обертання зор! призводить до розщеплення кутових частот власних. коливань: ш^д^^+и-ОосСЕ-С), де: ш - ц!лз число, ■ так.що С - константа, залежна е!д внутр!шньо! йудови зор! !

мода коливань, параметр орб!тального розщеплення частота фундаментально! мода (див. таблицю); и ос - частота осевого обертання яскравого компонента. Якщо вим!рюЕата частота

нерадОалышх коливань в одиницях частота орбОтального сбертання, то при д =?, <¿2,-2 =6> ДОстаем п-П0с' (1-С)=1.-Дя рОЕнОсть

моклива при 1ш1=2 в межах табличного значения С для широкого набору Пос=2/3,3/4,4/5,5/6. ЦОкавий варОант О =3/4, так як в!н вОдповОдае спостережуванОй асинхронностО, якщо ввакати, що яскравий компонент досягав-порскнини Роша. ТодО при табличному значеннО С 0 при N=2.5 в Он дае коливання з'перОодами Р^ I Рг, як 0 можуть &ути викликало обертовим розщепленням фундаментально! моди 0 вОдповОдати коливанням Оз азимутальними порядками т=±2. Застосовуючи механОзм резонансно! взаемодО! мОж нерадОальними коливаннями 0 щшшвними збуренрями в подвОйних системах, який дослОджено в 1142,144], можна •отримати. певнО резонансно спОвводаошення [144]. Вони сводчать про те, що можливе резонансне збудкення всОх трьох складових фундаментально! моди, якщо одна з них збуджуеться в результатО яко!сь нестОйкостО, скадОмо, в результатО приливного збурення, врештО, виникненням бОжучо! хвилО П=2 (0Сре-Пос).

1нтерпретац0я цих обчислень моклива в' двох варОантах. У першому з них, коли асинхрошисть Еважати незаперечкою. так! коливання умокливлшгься на ■ певнОм етапО еволюцО! при досягненнО компонентом порожнини Роша й активно! втрата маси 0 кутового момента. При цьому поступово збОльшуеться эскнхроннОсть та частота бОжучо! прпливно! хвилО, создаться умови, коли в резонанс л приливною хвилав будуть входити частота вОдповгдягас влясних коливань зорО. ОскОльки до приливних явищ найбОлып чутлив* найзовнОшнОшО шари зорО, де речовина витОкае з не!, то це мо:::с псяснити. квазОперОодичну структуру Ид -кривих, скажОмо, . На тз БШ-емОсОй [119], як таких, що формуються впритул до поверхн! яскравого компонента. Одначе дослОдкення мзгнОтного поля радае свОдчать про синхронность осевого та орбОтального рухОв яскравого кошонента - п.5.4. ТодО, вОрогОдно, для резонансного, збудкення. визначальним моке бути спостерекуване змОщення на 1/7Р осей магнОтного та .гравОтацОйного лолОв, в припущенн!, що власна частота коливань цього здеформованого кошонента. входихь в резонанс з явищакя, як! вОдображають це србОтальке змОщення. Питання механОзму збудкення вяаешх коливань зорО не цОлком ясно, одначе незаперечно важливим для постановки завдзння отримашя доегих рядов вОдпсвОдних

- Э? -

спостережень з метою його досл!дкення з те, ¡до розрахоЕап! нами пер!ода нерад!альних ксливань яскрзвого компонента, зокрзма !х фундаментально! моди, знаходяться саме в зон! резонанс". •

V

8.3. Х1м!чний склад 1 еволюц!йняй стан систем р Л1ри и ¡¡у ¡дата: а) особлйвост! вивчення х!м!чного склад' яскрзвого компонента . р Л!ри • 1 будови його атмосфери;' б).х!м!чний склад йсбулярних структур систем! пу Щита як в!дображення втрати' речовини яскравим компонентом.

Хоча деяк! л!н1! вторинного компонента системи р .'При тепер вке впевнено виявлен! та досл!дкен! - [46,ЬЗ], дом!нування • в композиц!йному- спектр! л!н!й атмосфери яскравого компонента е визначальним. Перше ■ визначення х!м!чного складу ц!е! атмосфери виявило незвучно високе в!дношоаня Не:Н [145 \ Хоча в наступн!й робот! [14£] це в1дношеняя було дещо зменшене, але при цьому було прийнято завищену темперзч^у, збудження. Досл!дкуючи спектр поглинання, 'ми зауважили, що ц!й атмосфер! притаманн! водночас л!н1! широкого д!апазону ступен!в збудке!шя та 1он!зац!1. Тому-кр!м досл!дження х!м!чного складу, ми поставили задачу вияснення зм1нност! ф!зичних параметр!в атмосфери, зокрема, впродовж орб!тального циклу, для чого були отриман! спектрограми р А1ри в десяти основних фазах - зм!ни блиску системи [50,147]. №. ! в попередн!х роботах, к!льк1спий експрес-анал!з в ус!;: фазах-проводився за допомогою методу криво! росту (недавно в робот! 146] ми опуол!кували результата розрахунк!в синтетичних кошгазицМних спектр1Е р Л!ри в деяких спектральних !нтервалх: вош шказують, що х!м!чний склад узгоджуеться з найнов!иими визначеннями його при представлекн!" континууму,як для одиноко! зор!, скаж!мо, в 147,61]).

Було виявлено, що температура збудження в ус!х фазах е приблизно р1вною (дещо б!льшою в-елонгац!ях),.але мИсротурбулентна швидк!сть в атмосфер! яскравого компонента е суттево зм!ннов: в!д 5.5 км/с в елонгац!ях до 18 км/с в головному м!н!мум! [50,147], тобто з! сторони вторинного м.°сивного компонента. Оск!лыси зростання м!кротурбулентнс! швидкост! корелюв !з змешенням густили в атмосферах з!р, це ярост!ше поясниги зм!ною сили тяж!ння вздовж поверхн! яскравого компонента в результат! спотворення його ф!гури

приливни?,ж силами. Однак, яйцо користуватись не моделлю Роша, в як!й маса зор! Еважаеться зосередяеною в П цзнтр!, а врахувати реальний закон розпод!лу густини в!д центру зор! назови*, то як показали рограхунки [148] для сп!вз!дношенкя мае ч=4 (що олизьке'до тепер!шнього значения ч~4.5 для р Л1ри [58]), в1даошспня осей ел!псо!дального яскравого компонента становитиме 1.17. При так!й ЕидоЕженост! та здеформованост! яскравого компонента на йога виступах значно повинна впасти густина атмосфери та поПк випром!нювання, що й спостер!гаеться. Визначення х!м1чного склада' атмосфери яскравого компонента N01 проводили за допомогою спектрограм, отриманих у фаз! вторинного м!н!мума, коли його вклад у континуум системи е дом!нуючим. Отриман! значн! його в!дхилення в!д сонячного (нормального) х!м!чного складу. Цз досл!дження, як звичайно, проводилось при певних ф!зичиих параметрах Вв,Т г,^, Одааче наявн!сть в атмосфер! яскравого компонента як л!н!й високого збудження, так 1 л!н1й в!дносно' низького зб'уджерня потребувало спец!ального досл!дження питания визначуваност! х!м!чнсго складу в залежност! в!д прийнятих умов в атмосфер! яскравого компонента в межах, як! б могл! в н!й !снувати: ЮООО^ТШОООК, 1<.^Ре44. В ус!х вар! антах моде л I суттевий надляшоя пор!вняно з нормальним показують елементи Не,и,С,з,31,Мп,зс. Особливо значним е надвижж Ем!сту гел!ю та азоту при деф!цит! водни. Така аномальнЮть х!м!чного складу св!дчить про те, що в систем! р Л!ри ми зараз спостер!гаемо результата вигорання водню в надрах яскравого компонента в реакц!ях с,и,о-циклу, що неЕДОвз! було константовано в роботах [60,61]. В подалыпому, в [149], враховувчи Е!дкриття магн!тного поля цього компонента [15,75], ми звернули увагу на взаемозв'язок його х!м!чного складу 1з.х!м!чним складом магн!тних з!р. Як 1 в останн!х, сгостер!гаеться надлвдпок 31,Мп,Бо, а також дёпрес!я в континуум! на Л5200, зм!нн!сть яко!, до .реч! (див-, п.5.3.), теж корелюе з! зм!нн!стю магн!тного поля [85].

Наявн!сть л!н!й !он!в суттево в!дм!нного потенц!алу збудження стЕерджуе, що вони утворюються в атмосфер!, в!дм!нн!й^ в!д нормально!. Виявилось, що в ц!й атмосфер! з еит!кэнням речовини наближення до нормального х!м!чного ам!сту можна д!стати при деяк!й стратиф!кац!1: л!н!1 високого потенщалу збудження, так! як

Hel.uil.silii.cii.sii виникають при висок!й температур! та низысому електронному тисков!, а ■ л!н!1 е!дносно нижчого потгчц!алу .збудкення, наприклад, Fei,crl,Til - в б!льш густих шарах атмосфери при нижч!й температур!. На рис.27 ми демонструемо це залск.-ггы Ееличини [Xl=7gOi e/le„ /uFe )piyr -Ч'Лемм /иFe )о в1д потенщалу збудкення Ei для р!зних х!м!чних елемент!в у двох вар!антах: по

[x] 2 1 О -1

о 5 10 15 20 £i,ev

Рис.27. Залежн!сть [ХЫндекс - потещ!ал збудкення для р!зних х!м!чних елемент!в в атмосфер! яскравого компонента ß Л!ри.

в!даоленню до зал!за, середньозваженого !з визначеиь lgn для Fei 1 Fell без урахуЕання наявнрст! л!н!й Felix у спектр!, а також !з таким . врахуванням (останн!й в!да!чено з!рочками). В рамках j-кально! термодинам!чно! р!вноваги такий х!д стратиф!кац!1 незрозум!лий, 1, якщо в!н. е реальним, то,. в1рог1дно, повинен 'завдячувати активн!й Етрат! речовини цим компонентом. Тепер ми можемо стверджувати, що при цьому сл!д зважати на так! нов! фзктори, як магв!тне поле чи приливы! та нерад!альн! коливання, як! в!добрзжаються в щжл!чн!й зм!нност! екв!валентних ширин л!н!й поглинання яскравого компонента.

Шдбиваючк загальний п!дсумок вивчення х!м!чного складу й беручи до уЕаги моделювання еЕолюцИ системи ß Л!ри 159], лриходимо до висновку, що ця система знаходиться на етап! зак!нчс-ння швидко! втрати маек яскравим компонентом та II акрец!! тепер б!лыц кэсивним супутником. Б!льшу частину багато! воднем оболонки яскравим компонентом вже втрачено, в!дкрит! багат! гел!ем та азотом шаря

його тепер!шнъо! атмосфери. ф!зичн! умови на поверхн! ц!е! здеформсвзно! зор! суттзво в!др!зняються в!д умов у атмосфер! нормально! зор! такого ж спектрального класу. Втрата 1 перенос речовини не проходить лам!нарко, вони усклздаен! несиметричною в!дносно ос! центр!в структурою магнитного поля яскравого компонента, високою в!рог!дн!ств нерад!альних колиеэнь та р!зштх резонанс!в, спричинених приливноп взаемод!ею . компонента, мультицикл!чними прсцесами в його атмосфер!.

Опроса -визначення х!м!чного складу яскравогс компонента систем яу Щита при мал!й к!лькост! його л!н1й I неЕисок1й якост! нзяених спектрограм не дала потрЮно! точност!. Можча лиае'. стверджувати пэдлишок гел!ю та деф!цит еодню. Одначе наш! дослЛдження [25,62] показ-- .ь, що утворення небулярних структур в ц!й систем! може бути результатом неконсервативногс переносу речовини пом!ж гарячими мэсиеними компонентами при- !! велик!Я втрат! поза меж! подв!йно! системи. Спостер!гаються, зокремз, дв! оболонки, що покидавть систему з пост!йними швидкостями, а такса високошвидк!сний' зоряний в!тер (див. п.7.3.). У цьому аспект! те ж Сули ц!кзеими результата нашого.визначення ф!зичних параметр!в та х!м!чного складу небулярно! оболонки з I! численними вузькими ем!с!ями (Тхн!" усереднен! екв!валентн! ширини для цього були переведен! в абсолюта! потоки вкпром!нювання на мож! земно! атмосфери [62]). Виявилось, що л!н!йчастий спектр цих структур нагадуе спектр планетарних туманностей, св!чення яких збуджуеться 1он!зуючим випром!нюванням центральных з!р: 1бальмер!всысий декремёнт оболонки б!лыне' в!дпов!дае рекомб!:?ац!йному механизму збудження, н!ж механ!зму з!ткнень. Тому для вивчення ф!зичш1х характеристик небулярно! оболонки ИУ Щита (електронна концентрац!я 1' температура, розм!ри 1 структура оболонки. лараметри зоуджуючо! зор!) та II х!м!чного складу були застосован! метода вивчення планетарних туманностей.

Для визначення електронно! конгентрзц!" та температури небулярних структур пе, Те використанс сп1вв!дноиення звроралпгл;: та небулярних заборонених л!н!й [N11 Ш-67Ь5/(6548+ 6584). Отримано,' що п =6'105, г-ю5" та Юг см-3 в!дпов!дно для Те-.ЮО'Х1, 1Н:00' та

20000К (сп!вв!дношення [Nelll]X3869/[0III]M4969f500Y) при ДУЖС слабк!й л!н!! [NelIl]X3869 дсзЕОЛяе оцпшти т!лыси верхню границю Пе^б-Ю5" см"3). Так! температури s характерними для областей ни, утворених в результат! взаемод!! корсткого УФ-випром!нюват1я з розр!дженим .газом. Важливим виявилось ' питания узгодаення розрахованих ! спостерекувэних розпод!л!в енерг!! спектра ir Щита. Воно стало мокливим при пршущенн!, що середовище :, творения небулярних _л!н!й не сфера,'а к!льцепод!бне утворення, ' сформовано • поблизу орб!тально! площини (в'систем! ry Щита нахил орб!ти 1=85° [126]). Ми провели [62] пор!вняння розрахованого плане !вського розпод!лу енерг!! для р!зних вар!ант!в температур центрального джерела (в межах 28000-50000К ) 1з спектральними даними для ry Щита в д!апазон! Ш200-9700К та в !нфрачервоному д!апазон!. Найкраще з оптичним ! УФ-спектром узгоджуеться крива !з T30¿¿ =4üü00K í R3opi =I.4-I0tó см (присутн!сть у спектр! системи !нфрачервоного надлишку Еипром!нювання е у вс!х вар!антах,що стверджуе наявн!сть у систем! пилу при температур! к200К; рад!свипром1нювання в!д ry Щита теж мае значний надлишок, не узгоджуючись з чорнот!льним в усьому д!йпазон! вказаних температур 1150]). Одначе спостереження. для б!льш яскраЕОГО ВО-компонента дають температуру 28000--300UÜK. Отже, теоретичн! розрахунки узгоджуються з результатами р!шення фо^ометрично! криво! блиску ry Щита [126], що ствердауить наяЕн!сть j систем! гарячого джерела з Т=40000К, яке сп!вв!дноситься з полюсами масивного супутника, закамуфльованого в орб!тальн!й площин! акрец!юючим диском. У цьому. аспект!, модель НУ~Щита е дв!йником системи {3 Л!ри: под!бн! результата отриман! при р!шенн! фотометрично! криво! бдиску р Л!ри [42].

Для визначення !онних концентр_ац!й р!зних елемент!в у небулярних структурах Еикористан! сп!ввв!дношення, е!дом! з л!тератури, зокрема, з монограф!! -[151], а також апроксимаЩйн! формули, виЕеден! на основ! розрахунк!в фото!он!зац1йних моделей св!чення.планетариях туманностей [62,152]. При визначенн! х!м!чного складу, виходячи також !з можливо! стратиф!кац!! небулярних структур, припускалось, що л!н!! [Siii], [Nil] ■ утрорюються в облает! 3 т -10000К, а л!н!! CIV^ siiv - в облает! з Та=20000К. 1нш! спостережуван! л!н!! утвориються в облает! з л!н!йною"

- т -

залежн!стю м!ж 'Ге та потенц!алом !он!зац!1 su, Nil 1 civ. у цьому раз! л!н!1 Hei Дин], Lou], Lweixi], [sii], [sin] 1- ll'eiii] утворюються в облает! з Te£l0000K та см"3. Таким чином,

найб!.чьш в!рог!дний такий х!м!чний склад газу ■ небулярно I оболонки: Не/Н=0.89, с/нгя.э-ю"4', N/HS2-10-<f, О/Н-Ь.Ь - Ю--5", Ne/H~9.9-10"3", S1/HJ2.4'10"V, S/hss1.1-10"5", Ре/Н>4-10"Г. Пор1внюичи х!м!чний склад небулярно! оболонки 13 сонячним (Не/Н=0.1, С/Н=4.7-10 , N/H=O.SS. 10"* , О/Я-в.З' 10"v , Ne/H=1.0• , Si/H=0.43 «10 , s/h=o.17-ю"4, , Ре/н=о.зз • ю"* - [152,153]), бачимо явну його в!дм!нн1сть в!д нормального. Спостер!гаеться великий надлишок вм!сту ,гел!ю пор!вняноз воднем (врахування ударних збуджень л!н!й гел!ю нриЕеде до He/Ife0.79, тобто воно зменшиться не суттево), а також зб!льшений пор!вняно*з вуглецем 1 киснем bmIct азоту.

Це важливий результат як в сенс! 1нтерпретац11 утворення небулярно! оболонки внаслГдок виносу речовини яс!фавого компонента поза меж! взаемодЮТо! системи п!дчас неконсервативного обм!ну масою кбмпонент!в, так I в аспект! розгляду еволюц!йного статусу системи RY Щита. В такому раз! можемо стверджуЕати, що в атмосфер! яскраЕого компонента, який Етрачае масу, спостер!гаеться речоЕИна з його надр -■ результат процесу вигорання водню в cno-цикл!. Д!йсно, продвинута стад!я еволнцП цього компонента п!дтверджуеться спостережувашм тепер зворотн!м в!дношенням мае компонента. Будут б!льш масивним на початку еволщП (вих!дна маса лервишого компонента становила приблизно 20 М0 при наповненн! його порожнини Роша I обм!ну речовиною п!сля вигорання водню ь ядр! [68]: тод! нап!вконвекц!я. встигае перем!шати речовину !э зм!ненш у CNO-цикл! вм!стом' елемент!в 1з речовиною верхн!х шар!в цього компонента)».в!н на даний час мае масу в три рази мешу за маоу супутника, всього приблизно 8 М© [25]. На д!аграм! маса-св1тн!сть цей компонент попадав е область завершения втрати речовини через заповнення ним порожнини Роша. Виходячи з цього, спостережуван! аномал!I гел!ю ! сжьелемент1в в небулярних структурах довкола системи ry Щита,- а, отже, Г на поверхн! II яскравого компонента, який втрачав речовину, поясншгься ц!лком природньо. Отже, можемо констатувати- под!бн!сть еЕолюцП обох масивнйх взаемод!ючих систем р Л!ри й ry Щита, як! е водночас вельми ориПнальними об'ектами типу Я ЗмП.

- 9С

Таким чином, досл!дження х!м!чного складу яскравого компонента системи р Л!ри та небулярних структур системи юг Щита' приводить до висновку про притаманн!сть продвинуто! стад!! еволщИ !х яскравим компонентам внасл!док Еигорання водню в !х надрах у . реакц!ях сио-циклу, що спричинилось до спостереяувано! тепер активно! стад!! переносу речовини пом!ж компонентами системи !з уТворенням в !х окол! ц!лого набору розЕинутих газових структур. •

9. УЗАГАЛЬНООЧI П1ДСУМКИ.

Вище ми виклали дан! всеб!чних спектральних спостережень та основн! результата? вир!шення давно назр!лих эавдань, а також в!дкриття I вивчення нових явищ, як1, назагал, I призвели до нового розум!ння ' природа й будови ,взаемод!ючо! системи р .'При. Це був тривалий процес, як через специф!ку спостережень цього об'екта, ьраховуючи великий та майке кратний доб! орб!тальний пер!од, так 1 через специф!зд зёбезпечення спостережень на крупних телескопах <зскрема, конкурсн!сть заявок через КТШТ; поступове удосконалення 1 створення як!сно ново! апаратури). Так, перше ототожнення л!н1й вторинного компонента в композиц1йному спектр! сйстеми р Л1ри було зд!йснене ще 1972 р. при досить високому спектральному розд!ленн!, однак остаточне свое лоПчне завершения -задача визначення мае компонент1в системи змогла отримати лише в 1990-1992, рр. завдяки спостереженням з використанням ПЗС-детектора, що, врешт!, й забезпечило потр!бне високе в!даошення сигнал/шум 1 точн!сть у вим!рах променевих швидкостей. В1д моменту в!дкрйття магн!тного поля яскравого компонента до вияенення його поверкнево! структури потребувались маЯхе щосезонн! спостереження на. 6-м телескоп! впродовж 1980-1988 рр. 1 т.п. Водвочас наш! спостерржання'-систвми р Л!ри показали, що II досл!дження традиц!йно' залишаоться доброю ас 1роф!зичною лабораторию. Зокрем'а, , застосування основних привцш!в методики пошуку л1мШ вторинного компонента до спектра иу Щита привело до визнЛэння мае компонента 1 ц!е! системи, а анал!з а<Зсорбц!Яно-ем!с!йного спектра розвинених газових структур в окол! цих' . обох систем - до ртзробки та- подальшо! апробац!!

нового, незалежного способу значения мае компонента при 1х крупномасштабно ззавмодН.

До важливих результата, зв'язаних 1з в!дкриттям та вивченням магн!тного поля 1 супроводжуючих його явищ, ми в!дносимо. також доказ впливу поля на р!зн! процеси, шо прот!кають як в атмосфер! яскравого компонента, так 1 в його магн!тосфер!, зокрема, ка формування ориг!нально! в!ялопод!бно1 системи газових- поток!в пом!ж компонентами. ПорЧвняльний анзл1з навколозоряних газових структур у системах р Л1ри та КУ Шита- призв!в до виявлення сп!лышх рис в 1х будов!. Це стосуеться картини перем!щення гэзоеих мае всередин! обох систем 1 - 1х акрецИ на масивний супутник, присутност! загальних оболонок, що скидаються обома системами позз IX меж!. Можна спод!ватись, що це мае не лише д!агностичн! чи прогностичн!, а й узагальнююч! насл!дки для подальшого вивчення 1 розум!ння систем типу V? ЗмИ, як систем з розвинутими навколозоряними газовими структурами на актиЕн!й стадИ первинного переносу речовини. Водночас цей анал!з виявив багатство 1ндив1дуальних рис, зумовлених характером ятзгаца переносу в цих системах: скаж!мо, утворення ориг бального сател!т-диска довкола акрец!юючого масивного компонента р Л!ри при явно вираженому консервативному перенос! речовини м!ж компонентами, або утворення зм!нних небулярних структур в окол! системи НУ Щита при визначальн!й неконсервативност! такого переносу.

Водночас наш! досл!дження ставлять нов! завдання у подальшому вивченн! систем 8 л!ри й ну Щита, для реал!зац!1 яких передбачаються. триЕЗл! спостереження на ■ крупник телескопах. Звернемо увагу на так! напрямки. В зв'язку з виявленням у к!лькох фазах орб!тального пер!оду магн!тного поля у вторинного компонента Р Л!ри, нагальними стають його досл!дження з метою вияенення характеру зм!нност! з фазою I можливо! магн!тно! взаемодИ обох компоненПв. Це, правдопод!бно, краще допоможе зрозум!ти природу вторинного компонента, враховувчи дан! позаатмосферних спостережень про Надм!рну !нтенсивн!сть континууму р Л!ри в далекому ультраф!олет!,. як! !нтерпретуються у припущенн!, що вторинний компонент може бути гарячою, замасковшою зорею [10]. Необх!дао продовжити вивчення магн!тного поля яскравого компонента, що

- О*.? - V

зумовлено виявленням ориПналыюго по "дррм! хода' зм!ш магн!тного поля з фазою в р!зних спектральнкх л!н!ях, спаду магл!тного поля з висотою у вит!каюч!й атмосфер!, а також впливу мзгп!тиого поля па виявлене наш явйще цикл!чно! зм!нност! екв!валентних ширин л!н!й поглинання яскравого компонента. Все це могло б бути зрсзл!зованим при встановленн! 1130-детектора, пугливого до синьо! д!лянки спектру. Отримання в н!й як!сного спектрального матер!алу уможливить розрахунок л!н!йчастого синтетичного спектру системи р Л!ри' з подальпшм визначенням ф!зичних параметр!в та х!м!чного складу яскравого компонента з урахуванням випром!нквання обох компонента та навколозоряних структур. До реч!, вивчення останн!х залишаеться актуальним в сенс! виявленкя впливу магн!тного поля на 1х формування: скаж!мо, в аспект! магн!тно! " взаемодП обох компонент!в 1 сател!т-диска чи досл!дження виявленого прецесШюго обертання видовженого сател!т-диска навколо вторинного компонента. Одначе, в зв'язку !з специф!кою сПостережень р Л!ри у вузьких фазових !нтервалах, для вир!шення цього завдакня неоОх!дн! або. позаатмосферн! • досл!дження, або добре скоординован! спостережання. на 3-4 обсерватор!ях, рознесених по довгот! довкола Земл!.

В дисертац!йн!й робот! ми багато уваги прид!лили досл!дженню системи НУ Щита, як системи спор!днено! до р Л1ри. ..Незважаючи на пор!вняно невисоку яскрав!сть, як!сно'новим етапом досл!дження ц!е! системи мусить бути перех!д на И спостёреження з. детектором низького шуму. Це продиктовано, пёредус!м, необх!дн!стю точних вим!р!в доплер!вських змйцень ототожнених нами слабких л!н!й вторинного кошонента з метою б!льш впевненого визначення мае обидвох компонент!в, ем!с!йно-абсорбц!йних деталей складних л!н!й, в!дпов1дальних. ■ за динамику близьких навколозоряних утворень, а також детального вивчення розщеплення заборонених л!н!й небулйрних структур та 1х зм!нност! з фазою орб!тального пер!оду, як нововиявленого феномена.

Ми ВЕажаемо, що проведения таких досл!дж6нь е перспективним I стане наступним кроком до розум1ння природа й уточнения будови взаемод!ючих систем р Л!ри та ну Щита, .а, отже, .1. спор!днених 1м систем « ЗмП, як пенного класу р!дк!сних об'екПв на активн!й стад!! першого етапу обм!ну речовино» пом!ж 1х компонентами. -

Ш'ОВАНА ЛИ'ЙРАТУРА.

1. Асланов Д.А., К(\'.'сов Д.E-, Логунова Н.А. Хрузша К. С.,

Черепащук A.M., Каталог тесных двойных звезд на поздних стадиях эвол&ции. Изд. Моск. ун-та. 1989. С.49.

2. YeUrig Д., Snyder J.A., Astrophys. J. 1<J82. V.262. P.269.

3. Belopoisky Д., Mem. della See. Spett. ital. 1897. V.26. P.13b.

4. Strive 0., Astrophys. J. 1941. V.93. P.103.

5. Sahade J., Huang S.S., Struve 0., Zebergs V., Trans. Aster'.

. Philos. Soo., 1959. V.49. P.1.

6. Guinan E.E., Space Science Reviews. 1989. V.50. P.35.

7. Sahade J., Space Science Reviews. 1980. Y.26. P.349.

1 8. Plavec M.J., In: Interacting Einaries. Eds. 3$ggleton P.P., Pringle J.E., by D. Reidel Publ. Corap. 1985. P.155. 9. Hack M., Hutchings J., Kondo Y.-et. al., Mem. Soc. Astron.

ital. 1974. V.45. P. 805. 10-. Polidan R.S.,. Space Science Reviews. 1989. Y.50. P.85.

11. Devinnej E.J., Nature. 1971. Y.233. P.11.

12. Kondo-Y., Parsons B.S., Henize K.G-., Astrophys. J. 1976.

Y.208. -P.468.

13. Горбацкий В.Г., Астрон. циркуляр. 1972. w07. C..1.

14. Скульский М.Ю., Астрон. циркуляр. 1972. ШМ1. G.3.

15. Скульский М.Ю., Письма в АЖ. 1982. Т.8. С.238.

16. Бурнашев В.И., Изв. Крымской'астрофиз. обе. 1988. Т.80. О.Ь4.

17. Бурнашев В.И., Скульский М.Ю., Изв. Крымской астрофиз. обе.

1991. Т.83. С.108.

18. Найденов И.Д., Чунтонов Г.И., Сообщ. Спец. астрофиз. обе. . J.976. Т.16. С..63. ' -

19.-Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г ..А., Найденов. И.Д. и др., Сообщ. Спец. астрофиз. обе. 1979. Т.25. С.5.

20. Алексеев Г.Н., Бескин Г.М., Астрофиз. исслед. 1976.- Т.8. С.53.

21. Алексеев Г.Н., Драбек С.В., Саморуков Г.С. и др., Изв.

Крымской астрофиз. обе. 1983. Т.67. 0.177.

22. Березин В.Ы., Зуев А.И., Кирьян Г.В. и др., Письма в АЖ.

1991. Т.17. С.УЬЗ. •

23. Huov* . m J., Poutanen M., Tuominen I., Helsinki Univ. l'eohn.

Radio -Lab. Report. S1'66. 1986. P. 18.

24. Плачинда 0,-1/1., Якушечкин A.B.,.Сергеев e.V., Мзв. Крымской

астрофиз. обе. 1993. Г.87. С.124.

25. .Скульский- М.Ю., Астрон.ж. 1992. Т.69. C.8U3.

26. Скульский М.Ю..-МЗВ. Крымской астрофиз. обе. 1972. Т.45.С.135.

27. Belton M.J.S., Woolf K.J., Astrophys. J. 196Ь. V.141 . P.145.

28. Will-strop R.fl., Mera. Roy. Astron. Soc. 1965. V.69. P.83-

29. Бурнашев В.И.; Скульский М.Ю. Мзв. Крымской астрофиз. обе.

1978. Т.59. С.64. •

30. Кульчицкий A.B., Изв. Крымской астрофиз.обе. 1973. ï.47.С.176. "31. 'Никонов В.Б.,. Изв. Крымской астрофиз. обе. 1975. Т.54. С.З. .32. Бурнашев B.W., Изв. Крымской астрофиз. обе. ±977. Т.57. С.57.

33. Шаховской Н.М., Астрон. Ж. 1964.Д'.41. С.142.

34. Шулов О.С., Астрофизика. 1967. Í.3. С.233.

35. Боярчук я.А., Гершберг P.E. ; 1'одовников Н.В., Мзв. Крымской

астрофиз. обе. 1967. Т.38. с.308.

36. ХйритсЕ A.B., Терещенко В.М., Глушкова К.А. и др.. Труда

астрофиз. инст-та A4 Казахстана. 1974. Т.24. С.З.

37. Abt H.A., Jeffers H.M., Gibson J. et al., Astrophys. J.

1962. Y.135. P.4¿9.

38. Woolf N.J., Astrophys. J. 1965- V.141.. P.15Í.

39- Xondo <1., Me Clusltey C.P., Houck Т.Е., Coll. IAU N15. Veroîi.: Remels.-Sternw. Bamberg; 1971. Bd.9.N100. P.3O8.

40. Struve 0., Publ. Astron. Soo. Pad. 1958; V.70. P.5.

41. Kopal Z., Astrophys. J. 1941. V.93. P.92.

42. Wilson R.E., Astrophys. J. 1974. V.189. P.316. 43- Скульский М.Ю., Астрон. Ж. I97I-. T.48. C.766.

44. Скульский М.Ю., Астрон. Ж. 1975. Т.52.' C.7I0.

45. Bahyi' V., Bull. Astron. Inst. Czechosl. Т98Ь. V.37. P.364.

46. Скульский М.Ю., Тоттильскэя Г.П.б Письма в АЖ. 1991 Л'.17.С.619.

47. Dimitrov D., Bull. Astron. Inst. Caechosl. 1987- Y.38. P.240.

ч

48. Wright S., Argyror. J., Commun. Univ. London. Obs. 1975.

V.75. Р.Э.

49- Kuruch R., A:-trophyy. J. Suppl. Ser. 1979- V.40. P.1» s 50. Скульский M.ïJ. ¡¡роолемы косм, физик;». В1сник Ки1в. yiiln. Сер.

астрон. 1975. T.10. С.160.

51. Скульский М.Ю., Астрон. циркуляр. 1974. N827. G.3.

52. Скульский М.Ю., Переменные звезды. 1973. Т.18. С.609.

53. Скульский М.Ю., См^лярчук В.М., Циркуляр АО Львсв. ун-та

1976.' N51. С.20.

54. Curtiss H.R., Publ. Allegheny Obs. 1912. Y.2. P.73.

55. Struve 0., Svolopoulos S.N., Zebergs V., Astrophys. J. 196.0.

Y.131. P.111.

56. Kran j о A., Mem. Soo. Astron. Ital. 1960. V.31 - P.211...

57. Скульский М.Ю., Письма в АЖ. 1992. T.18.-C.7I1.

58. Скульский М.Ю.., Письма в АЖ. 1993. Т.19. С.49.

59.'Ziolkowski J., Astrophys. J^ 1976. V. 204. P.512.

60. Леушин B.B., Снежко Л.И.', Письма в АЖ. 1980.

61. Balachandran S., Laubert D.L., Tomkin J. et al., Mon. Not.

Roy. Astr. Soe. 1986. Y.219. P-4Y9. :

62. Голоезтый B.B., Скульский М.Ю. Астрон. s. 1992. Т.69. С.1069.

63. г. ульский М.Ю., Ывлл. Абастум.астрофиз.обе., Д985. Т.58.С.101.

64. 1^киров М.М., Бюлл. Аоастум. астрофиз. обе. 1985. Т.58. С.■325.

65. Ciatti F., Mâmmano A., Margoni R. et al., Astron. and

Astrophys. Suppl. Ser. 1980. V.41. P.143.

66. Popper D.M., Astrohpys. J. 1943. v'.97. P.394.

67. Cowley A.P., Hutchings J.B., Publ. Astron. Soo. Рас. 19Y6.

Y.88. P.45b.

68. Стариццн Е.И., Астрон. К. 1991. T.68. С.306.

69. Скульский М.Ю., Циркуляр АО Львов, ун-та. 1976. N51. C.I3.

70. Plavec M., Kratochvil P., Bull. Astron. Inst. Czechosl.

1964. V.15. P.145-

71. Скульский М.Ю., Астрон. циркуляр. 1973. N766. С.4.

72. Гирняк Ы.Б., Скульский М.Ю., Шанин Г.И., Щербаков АЛ'.,

Изв. Крымской астрофиз. обе. Ii?/'8. Т.58. С.75.

73. Антропов Ю.Ф., В кн.: Новая техника в астрономии.,

-Ред. Михельсон H.H., "Haina", Ленинград. 1972. С.75.

74. Глаголевский Ю., Найденов И.Д., Романюк М.М. и др.,

Сообя;. Спец. астрофиз. сбс. 1978. N24. С.62.

75. Скульский М.Ю., Письма в АЖ. 1985. Т.Н. С.Li.

76. Skulskij M.Yu., In: Magnätic stars. Eds. Glagolewsklj Yu.Y.,

Kopylov I.K., "Nauka", Leningrad. 1988. P.47.

77. Slcuiskij M.Yu., Mitteilungen KSO (Tautenburg. 1990. N125.P.146.

78. Bahyl' V., Pikler J., Rreiner J.M., Acta Astron. 1979.

V.29. P.39,3.

79. Пискунов. Н.Е.,- Хохлова В.Л., Письма в АЖ. 1983. Т.Э. С.665.

80. Кссовичев А.Г., Скульский М.Ю., Письма в АК. 19Э0. Т.16.С.240.

81. Didelon Р., Astron.and Astrophys. Suppl.Ser., 1984. V.55. Р.69-•82. Cramer N., Мае der А.,. Astron. and Astropys. 1980. ,V.88. F. 13b.

83- Maitzen .H.M., Astron. and Astrophys. 1981. V.95. P.213.

84. Houok В., Nurth Р., Astron. and Astrophys. 1982. V.114. P.23.

85. Бурнашев В.И., Скульский МЛ)., Письма в АН. 1986. 'J'.12. Р.53b.

86. Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г.А., Найденов И.Д. и др.,

Сообщ. Спец. астрофиз. обе. 1979. Т.25. С.5-.

87. Романш И.М., Астрофиз. исслед. (Изв. ОАО). 1986. 'Г.22. С.25.

88. Skulßkij M.Yu., Naidenov I.D., Romanyuk I.I.; Bychkov V.D.,

In:'"Stellar magnetism". Eds.- Glagolewskij Yu.V.,. Romanyuk 1.1., "Nauka", St-Peterburgs. 1992. P.204.

89. Skuiskij Bi.Yu.; Flachida S.I., Kalkov Yu.P., In: "Stellar ..

magnetism". Eds. Glagolewslcij Yu.V., Romanjuk I.I., . -"Nauka", St-Peterburg. 1992. P.216.

90. Скульский М.Ю.< Плачинда С.И. Письма в АЖ. 1993. Т.19. С.525. 91'. Плачинда С.И., Якушёчкин A.B., Сергеев С.М., Изв. Крымской

астрофиз. обе. 1993. Т.87. С.104.

92. Swings Р-., .Jose P.D., Astrophys.J. 1950. V.111-. Р.513.

93. Bealß С.В., Publ. Dom. Ар. Obs. Victoria. 1951. V.9. P.1.

94. Скульский М.Ю., Мальков Ю.Ф., Астрон.Ж. 1992. Т.69. С.291.

95. Погодин М.А., Астрофизика. 1990. Т.32. С.371.

96. МандушевТ.И., Аст-ран. циркуляр. 1988. N1533. С.15.

97. Скульский'М.Ю., Письма в АЖ. 1993. Т. 19, С.116..

98. Plachinda'.S.I., In: "Magnetic Stars1'. Eds. Glagolewakij' Yu.Y.,

Kopylov I.M., "Nauka", Leningrad. 1988. P.54.

99. Svolopoulos S.N., Astron. Nachr. 1967. V.290. P.155.

100. Sahade J., Trane. IAU. 1964. 12В. C.494.

101. Batten A.H., Sahade J., Publs. Astron. See. Рас. 1973.

V.85. H.599. ' '

102. ätebbins J., Krön G.E., Astrophys. J. 1956. V.123. P.440.

юз. Влагсдер ЯЛ'., Скульский М.Ю., Циркуляр АО Львов, ун-та. 1979. N54. 3.51. '

104. Касаркевич B.C., Скульский М.Ю., Вопросы астрофизики. В1сник

"Льв1в. ун!в. Сер. астрон. I9B1. N56. С.36.

105. Скульский М.Ю., Письма в АЖ. 1980. Т6. С.628.

106. Касаркевич B.C., Скульский М.Ю., Вопросы астрофизики, вiсник

Льв1в. yri 1в. Сер. астрон. 1981. N56. С.28. 1G7. Алексеев А.Г., Скульский м.ю., Билл. АСастум.'астрофиз. обе.

1985. Т.58. С.57. 108..Алексеев А.Г., Скульский М.Ю., Астрофиз. исслед. (Изв. ОАО). • 1989. Т.28. С.21.

109. Алексеев'Г.Н., Изв. Крымской Астрофиз.обе. 1983.T67.C.I77.

110. Алексеев Г.Н., Сообщ. Спец. астрофиз. обе. 1974. Т.12. С.5.

111. Алексеев Г.Н., Бескин Г.М., Астрофиз.исслед. 1976. Т.8. С.ЬЗ.

112. Соколов В.В., Ченцов Е.Л., Астрофиз. исслед.' (Изв. САО).

1984. Т.18. С.8. ИЗ. 31еза R.S., Eaton J.A., Mekde M.R., Publ. As иг. Soo. Рас.

1976. V.8Ö. Р.899.

114. Бурнашев В.И., Скульский М.Ю., Письма в Ай. 198U. т.6.С.587.

115. Tüg А., White П., Lookwood G.W., Astron. and Astrophys.

1977. V.61. Р.679.

116'. Харитонов i.3., '^ериценко В.М., Тч.АИ АН Казах. I972.T2I.C.13

117. Харитонов A.B., Терещенко В.М., Нмлвэз® дЛ., Бойко n.M.,

Астрон. Ж. 1980. Т.57. С.587.

118. Hajes D.S., Latham D.W., Astrophys. J. 1975.V.197. Р.593. 119-'Скульский М.Ю., Письма'в АЖ. 1993. Т.19. С.417.

120. Mlhalas D., Conti P.S., Astrophys. J. 198Q, V.235. Р.51$.

121. Skulskij M.Yu., In: "Stellar magneiism". Eds.

Glagolewskij Yu.. Rcnanjuk I.I., "Nauka", St-Peterburg. 1992. P.216.

122. Скульский М.Ю., Сообщ. Тарт. астрофиз.■обе, 1990. N107. С.57.

123. Каретников В.Г., Менченкова Е.В., Астрон. циркуляр.

1988. N1531. С.II.

124. Каретников В.Г., Менченкова'Е.В., Астрон. циркуляр.

1989. N1536. С.25.

- ya -

12b. Karetnikov V.G., Menchenkova E.V., SkulskiJ M.Yu. et al., Contr. Astr. obs. Soalnate PIeso.1991. Y.20.P.33-. 126. Антохина Э.Ф., Черепащук A.M., Письма в АЖ. 1988. T.I4.i;.2ü2.

127. Grasdalen G:l., Hackwell J.A., Gehrs K.B. et al.,

Astrophys. J. 1979. V.234. P.L129. '

128. Purton'G.P.., Feldman P.A., Marsh K.A. et al., Mon. Wot.

Roy. Astron. Soo..1982. V. 198. P.321.

129. Скульский M.Ю., Сообй;. Абастум.астрофиз.обе. 1985. T.58.С.53.

130. Скульский М.Ю., Астрон.-Циркуляр. 1973. N765. С.6.

131. Kuiper G.P., Astrophys. J. 1941. V.93. Р.133: .132. Hack M., Hatchings J.B., Kondo Y., Mo Ciaskey G.E.,

■ Astrophys. J. Suppl. Ser. 1977. V.34. P.565.

133. ZirinM., Astrophys. J. 1975. V.199. P.63.

134. Черепащук A.M., Бшлл. Абастум. астрофиз.обс. I985.T.58.0.133.

135. Sahade J., Brandi E., Fontela J.Y., Astron. and Astrophys.

Suppl. Ser. 1984. V.56. P.17.

136. Wright A'.E., Barlow M.J., Mon. Not. Roy. Astron.'Soc.

1975- V.170. P.41. *I37. Алдусева В.Я., Астрон. Ж. 1969. T.46. С.832.

138. Larson-Leander G., Vistas Astron. 1970. Y.ia. P.183-

139. Скульський М.Ю., Вовчик Е.Б., Циркуляр Львов. Астрон. обе.

1971. N45. С.25.

140. Романюк И.И., Астрофиз. исслед. (Изв. CAO).1991. Т.33. С.53.

141. Горбацкий В.Г., Космическая газодинамика. М. Наука. 1977. I42..ünno Я., Osakí Y., Ando-H., Shihosashi H., In: Nonradial

osoillations oí Btars. Univ. Tokyo press. 1979143. Косовичвв A.Г.,. Северный A.Б., Изв. Крымской астрофиз. Обе. 1685; Т»70. С.14,

144. Kato S., Publ. Astr. Soo. Japan. 1974. V.£6.P.341.

145. Боярчук A.A., Астрон. Ж. 1959. Т.36. С.5. ■

146. Наок Ы., Job P., Zs. AStrophys. 1965- В62. С.203.

147. Скульський М.Ю., Астрон.циркуляр. 1972. N668. С.2. 148: Мерекин В.В., Труда Казан, горн. АО. 1972. Т.38. С.16. I49J Skulskij M.Yu., In: "Upper Main Sequence Stars with.

' Anomalous АЪипйапоев", Coll. IAU N90. Eds. Cowley С.В., et al., Utrecht ReideL Publ. Comp. 1986. P.365.

150. Hjelliming R.M., HlarJcenship I.S., Balick B., Nature.

Phsy. Sci. 1973. V.242. P.84.

151. Aller L.M.„ In: Physics of Termal Gaseous Nebulae.

1984. P.350.

152. Lambert d.L., LucKe R.E., Mon. Not. Roy. Astr. Soc.

1978. V.183. P.79.

Список основних публ1кац!й по тем! дисертацП.

1. Скульский М.Ю. Элементы орбиты р ьуг. - Астрон.Ж. 1971. Т.48. • ' С.766-776.

2. Скульский М.Ю., Вовчик Е.Б.Эквивалентные ширины линий поглощения

в спектрах р Lyr. - Циркуляр Львов. АО. Т.45. 1971.С.25-31.

3. Скульский М.Ю. Количественный анализ спектра р 1уг. 1.Изменение

некоторых эмиссионных линий водорода и гелия. - Изв. Крымской астрофиз. обе. 1972- Т.45. С.135-146.

4. Скульский М.Ю. О линиях вторичного компонента в спектре р Ьуг. -

Астрон. .циркуляр. 1972. N741. С.1-3.

5. Скульский М.Ю. Количественный анализ спектра р Ьуг. и.Лучевые

скорости по наблюдениям весной 1972 г. - Переменные звезды. 1973. 'Т. 18. С.609-613.

6. Скульский М.Ю. О существовании газового диска вокруг вторичного

компонента р Ьуг. - Астрон. циркуляр. 1973'. N765- с. 6-8.

7. Скульский М.Ю. О поведении абсорбционных особенностей гэзоеой

оболочки р Ьуг. - Астрон. циркуляр. 1973. N766. с.4-6. й. Скульский М.Ю. К эффекту"-вращения газового диска в системе Бэта

Лиры. - Астрон. циркуляр. 1974. N827- С-3-5. 9- Скульский М.Ю. Количественный анализ.спектра.р Лиры. 111.Исследование атмосферы яркого компонента. - Проблемы космической., физики. В1 сник Ки1в.ун1в. Сер.астрон. 1975. '1'.10.С.160-174.

10. Скульский М.Ю. Количественный анализ спектра р Лиры. п.Отожде-

ствление линий слабого компонента и массы звезд тесной деойкой. - Астрон. Ж. 197,5- Т.52. С.510-521.

11. Скульский М.Ю. Способ определения масс компонентов тесных двой-

ных систем по признакам переноса и потери вещества. -

- ТОО -

Циркуляр Львов. АО. 1976. N51. С.13-19.'

12. Скульский М.Ю., Смолярчук В.М. Уточнение элементов орбиты

ß Lyr. - Циркуляр Львов. АО. 1976. N51. С.20-23.

13. Бурнашев В.Й.-, Скульский.М.Ю. Абсолютная спектрофотометрия

ß Ъут. Изв. Крымской Астрофиз. Обе.-1978. Т.58. С.64-74.

14. Гирняк М.Б., Скульский М.Ю., Шанин Г.И., Щербаков А.Г. Изучение

эмиссионной лшши НеШОВЗО в ейектре ß Лиры. - Изв. крымской астрофиз. обо. 1978. Т.58. С.75-80.

15.' Благодар Я.Т., Скульский М.Ю. Изучение газовой оболочки ß Lyr

В 1976-1977 ГГ. - Циркуляр Львов. АО. 1979. N54. С.21-26.

16. Бурнашев в.И., Скульский М.Ю. Квазипериодические изменения ами-

. ссии На. в системе ß Лиры. Письма в AM. 1980. Т.6. 0.587-591

17. Скульский М.Ю.' Кратковременные флуктуации эмиссии водорода и

гелия в спектре ß Лиры. - Письма в АЖ. 1980. Т.6.С.628-631.

18. Касаркевич B.C., Скульский М.Ю. Быстрая переменность .эмиссион-

ных линий Бзта Лиры. - Вопросы астрофизики. BIchhk Льв1в. ун!в.-Сер. астрон. 1981. N56. с.28-35.

19. Касаркевич В С., Скульский М.Ю. Изучение околозЕездного вещест-

ва Бэта Лиры в 1969 и 1978 гг.- Вопросы астрофизики."В1сник Льв1в. ун!в. Сер. астрон. 1981. N56. С.36-44.

20. Скульский М.Ю. ß Лиры - магнитная двойная звезда.- Письма в АЖ.

1982. Т.8. С.238-241.

21. скульский М.Ю. Изучение магнитного поля'системы ß Лиры. - Пись-

ма в 'АЖ. 1985. Т.Н. С.51-54.

22. Скульский М.Ю. Магнитное поле яркого компонента и структура га-

зовых потоков в системе ß Лиры. - Совещание подкомиссии N5 "Двойные звезда" тогостор. сотр. АН соц. стран, ОооОщ. Абастум. астрофиз. обе. 1985. N58. С.ЬЗ-56.

23. Алексеев Г.Н., Скульский М.Ю. Секундная, переменность ß Лиры в

линии На по наблюдениям на 6-м телескопе. - Совещание подкомиссии N5 "Двойные звезда" многостор. сотр. АН соц.стран, Сообщ. Абастум. астрофиз. обе. 1985. N58. С.57-60.

24. Skulskij M.Yu. ß Lyrae - a binary system with anomalous abun-

dances and magnetic field.- In:' "Upper main sequence stars with anomalous Abundances",Colloquim IAU T)90. Eds.Cowley et al. Utrecht. Heidel publ.comp. 1986.-P.365-368.

- 10t -

Бурнашев В.И., Скульский-ft.Ю. Переменность депрессии'па Л52ои в спектрах р Lyr и v sgr. - Письма в AK. 198fr. Т.12.С.535-540 ИВ. Skulskij M.Yu. Modern state of magnetic field.investigation in. p Lyrae.- In: "Magnetic stars". Proc. of intern, meeting of the problem "Physics end evolution stars". Eds. Glagolew-sky Yu.V. and Kopylov I.M. Leningrad. Nauka. 1988. P.47-50. si. Скульский М.ю. К возможности резонансных явлений в системе

р Лиры. Переменные звезды. 1988. Т.28. С.311-312. ¿.8. Алексеев Г.П., Скульский М.Ю. О быстрой переменности спектра р Лиры е области На. - Астрофиз. исследования (Известия CA0). 1989. Т.28. С.21-43. ¿9..КосоЕИчев А.Г., Скульский МЛ). Осцилляции и приливные резонансные явления в системе р Лиры. - Письма в АЖ. 1990. Т.16. С.240-246.

30. Скульский М.Ю. Особенности сколозвездних газошх структур

RY Set и р 1уг.- В сб. "Нестационарные процессы в тесных двойных системах", нед. Пустылыик И.О. Сообщ. Тартусской астрофиз. обе. им. В. Струве. 1990. N107."С.57-58. 31-. Skulskij" M.Yu. The magnetic field and tidal resonant phenomena in p Lyrae. - Mitteilungen KS О Tautenburg. 1990. N125. P.146-152.

32^Golovaty Y.Y., Skulskij M.Yu. Physics characteristics of the

nebular envelope around the RY bet system. - Contr. astron. obs. Scalnate Pleso.-1991 - Y.20. P.37-40.

33. Skulskij M.Yu. On the determination of masses of components -

using spectra of developed circumstellar structure and the case of RY Set and Eeta Lyrae. - Contr. astron. obs. Scalnate Pleso. 1991. Y.20. P.41-44'.

34. Бурнашев B.M., Скульский М.Ю. На-фотометрия и магштаюе поле

. р Лиры.- Изв. Крымской астрофиз.обо. 1991. Т.83. с.108-117.

35. Скульский м\ю.-, Топильская Г.П. Лиши вторичного компонента в

спектре р Lyr. - Письма в АЖ. 1991. Т.17. 0.619-6^5.

36. Скульский,М.Ю., Мальков Ю.ф. Исследование, "р" Лиры по пзс-спект-

рограммам еысокой дисперсии в области На. - Асгрон.Ж. '- Т.69. С.291-307.

37. Скульский М.ю. Исследование абсорбционного спектра ry Set:

- та? -

отождествление линий Еторичного компонента, элементы ороиты и принципы определения масс компонентов по спектру развитых •' околозвездных структур. - Астрон. Ж. 1992. 'Г.69. С.803-820.

38. Голоеэтый В.В.-, Скульский М.Ю. физические характеристики и хи-

мический состав небулярной оболочки вокруг RY Sot. -Астрон. Ж. 1992. Т.69. С.1068-1082.

39. Skulskia M.Yu.Towards understanding the p lyrae nature:maqnetic

field and investigation of Ha and Не1Л70бЬ emission lin'e dynamics.- In: "Stellar magnetism". Eds. Glagolewskij Yu.V. Romanyuk I.I., "Kauka", St-Peterburgs. 1992. P.127-132.

40. Skulskij M.Yu., Najdenov I.D., Romanjuk I.I., Bychkov V.D.l'irst

. observation of p Lyr in i'eIIA.4233 line made with a magneto-metr with the Pabry-Perot interferometr. - In: "Stellar magnetism". Eds. Glagolewskij Yu.V., Romanyuk 1.1., "Jiauka", St-Peterburg. 1992. P.204-206.

41. Skulskij MiYu., Plachinda S.I., Mal'kov Yu.P. On the COD-stady

of the red doublet of ionised silicon in the spectrum of P Lyrae: radial velocities and magnetic field. - In: "Stellar magnetism". Eds. GJagclewskij Yu.V., Romanyuk I.I-.", "Wauka", St-Peterburg. 1992. P.216-222.-

42. Скульский М.Ю. Изучение ПЗС-спектров р Lyr. Линии.поглощения,

параметры орбиты и дисковая структура gainer1а. -.Письма В АЖ. 1992. Т.18. С.7И-726. 43- Скульский'М.Ю. Изучение спектроЕ р Lyr. Характеристики дублета sillAA6347,637I и обнаружение .циклической переменности эквивалентных ширин линий "замагниченной" атмосферы loser'а - Письма в АЖ. Т.1Э.'С.4Э-64.

44. Скульский М.Ю. Изучение спектров р Lyr. Перенос вещества и

околозвездные структуры в присутствии.магнитного поля loser'а. - Письма в АЖ. 1993. Т.19. 0.116-133.

45. Скульский М.Ю. Изучение спектров р Lyr. Характеристики дублета

siilAA6347,6371 в 1992 г. и их переменность от сезона к сезону. - Письма в АЖ. 1993. Т.19. С.417-435.

46. Скульский М.Ю., Плачинда С.И. Изучение магнитного.поля яркого

компонента р Lyr в линиях siili\A6347,637i по зеемановским ПЗС-спектрограммам. - Письма" в АЖ. 1993. Т.19. С.525-538.

Щдл. до друну it-оь дз . фориат бОхй^'/Гб. Ilanip друк. 1й 2г Друк. офо. Умовн.друк.арк. S.5 Уиовн.фарб.-в1 дб. б,s* Обл.-вид.арк. г>,э? Тирая too прим. Зам. ьв . Безплатно

_ЛП1 290646 Дьв!в-13, Ст.Бандери, 12

Дгльниця* оперативного друку ЛП1 Льв1в, вул. Городоцька, 286