Определение геометрических параметров и физических характеристик затменно-двойной типа Вольфа-Райе CQ CEPHEI тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

российская академия наук

специальная астрофизическая обсерватория

ТПГБ-ОТ--------------------------------

"9 ОКТ 1995 На правах рукописи

карташева татьяна аркадьевна

УДК 524.338.2-33

определение геометрических параметров и физических характеристик затменн0-дв0йн0и типа вольфа-раие са серне1

Специальность - астрофизика ( 01.03.02 )

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

нижний архыз - 1995

Работа выполнена в Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук,

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

В.Е.ПАНЧУК (ОАО РАН) доктор физико-математических наук В.Г.КАРЕТНИКОВ (ОГУ)

Ведущая организация: Казанский государственный университет.

Защита диссертации состоится " 27 " октября 1995 г. в " 9 " часов на заседания специализированного совета Д 003.35.01 при Специальной астрофизической обсерватории по адресу: 357147, Ставропольский край, Зеленчукский район,

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке САО РАН.

профессор М.А.СВЕЧНИКОВ (УрГУ)

пос.Нижний Архыз, САО РАН.

Автореферат разослан

Ученый секретарь специализированного совета кандид. физ.- мат. наук

Е.К.МАЙОРОВА

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ. ' CQ Cephei ( HD 214419 ) - одна из четырех затменно-двойных с компонентом типа Вольфа-Райе (WR), поставляющих нам основные сведения о размерах и физических характеристиках этих интересных объектов. Кроме того,она является единственной затменно-двойной в выделившейся в последнее десятилетие подгруппе WNL-позд-них WR-звезд азотной последовательности, обладавших повышенной по сравнению с остальными WR-звездами светимостью, повышенным содержанием водорода и занимающих, вербятно, особое место в эволюции массивных звезд. И, наконец, это самая тесная из WR-двойных (Р = I?64j А = 20 R© ), что обуславливает существование у нее общей оболочки, образованной материей, истекающей не только из WR-звезды, но и из О-спутника, заполняющего в столь тесной паре свою внутреннюю критическую поверхность Роша. До сих пор, хотя над системой бьются около полувека, нет общепризнанных решений ни ее кривой блеска, ни кривой лучевых скоростей .спутника, нет однозначных результатов исследования поведения ее орбитального периода, нет даже единого мнения относительно видимости в спектре системы линий спутника.

ЦЕЛЬ РАБОТЫ состояла в том, чтобы путем разработки новых методических подходов к решению кривой блеска системы, к интерпретации ее спектра, к интерпретации ее ( 0-С )-диаграммы и объединения результатов, полученных из фотометрических и спектральных исследований, выйти на модель CQ сер, на понимание физических процессов, происходящих в ней. Критериями достоверности полученных результатов,на наш взгляд, долкны были быть три основные момента:

1."Нормальное" положение компонентов системы на диаграмме Герц-шпрунга-Рессела.

2. Близость,выводимого из полученных результатов,возраста системы к возрасту ассоциации Сер OBI, членом которой CQ Сер является.

3. Возможность объяснить,с помощью полученных результатов.причину, по которой сильные абсорбции О-спутника находятся на грани видимости в спектре системы - наблюдательный факт,о^ень осложняющий ее исследование.

научная новизна

I.B широкополосных фотоэлектрических"иВУ"-наблюдениях февраля-мая

1969 года впервые детально в трех цветах была отнаблюдена вспышка излучения со Сер, длившаяся около двух часов.

2. В узкополосных фотоэлектрических наблюдениях 1975 года впервые удалось отнаблхдать систему в фазе повышенной активности,длившейся примерно год, когда нестабильности была подвержена вся кривая блеска в целом.

3. Впервые в рамках гипотезы о составном характере кривых блеска со сер, высказанной наш еще в 1972 году, путем выделения из всех кривых кривой блеска наименее искаженной дополнительным излучением газового уплотнения между компонентами ( ьж ) и при предположении о существенном вкладе блеска однородной по плотности части оболочки ( ь3 ) в общий блеск системы, удалось получить надежное решение кривой блеска СО Сер.

4. Из спектрофотометрического изучения абсорбционных и эмиссионных линий в спектрах системы,близких к первому максимуму блеска, с привлечением данных фотометрии о глубинах главного минимума, впервые удалось получить надежную оценку для отношения блесков компонентов системы, что обеспечило выбор верного значения ь3 и соответствующего ему решения кривой блеска системы.

5. Это же спектрофотометрическое исследование подтвердило высказанную наш гипотезу о наличии существенной, переменной с фазой и со временем, добавки в излучение системы в непрерывном спектре, обусловленной, вероятно, излучением квазистационарного газового уплотнениия между компонентами пары, возникающего в результате взаимодействия их звездных ветров. Удалось показать, что именно эта добавка в совокупности с ощутимым блеском однородной по плотности части оболочки ( ь3 ) ответственны за то, что абсорбционные линии О-спутника находятся на грани видимости ( А ш = П(Г фото<$ол + .

6. Вслед за Ниемелой (1980) нам повезло увидеть большое число абсорбционных линий о-спутника в наших высокодисперсионных ( О = = 9,14,281/мм ) спектрах системы, полученных на II камере ОЗСП БТА в 1981 и 1982 годах. Везение мы сочетали с тщательным анализом всего сложного абсорбционно-эмиссионного спектра системы, в результате чего были выделены три системы абсорбционных линий, налагающихся на ш-эмиссии. Именно этот анализ помог нам выделить абсорбции О-спутника в фазах второй половины орбитального периода, когда все три абсорбции перемещаются на ле-

вое крыло эмиссий и блендируются между собой. Впервые была построена надежная кривая лучевых скоростей О-спутника. Показателем ее надежности явилось отличное совпадение 7-скоростей WR-ярра и О-спутника. Имея кривую лучевых скоростей и WR-ядра, и О-спутника, мы впервые получили надежное отношение масс компонентов системы ( q = mVR / mQ = 0.83 ± 0.07 )•

7- Впервые была проведена спектральная классификация О-спутника CQ Сер на основании присутствия и силы его абсорбционных линий Hei и Hell. В ходе специального спектрофотометрического исследования линий в спектрах системы, близких к первому максимуму блеска, был уточнен и класс светимости спутника ( 09.5111 ).

8. Полученное решение кривой блеска в совокупности с решением кривых лучевых скоростей обоих компонентов, а также с использованием факта принадлежности CQ Сер к ассоциации Сер OBI позволили впервые получить надежные размеры и физические характеристики как системы в целом, так и ее компонентов. О надежности полученных результатов говорит "нормальное" расположение компонентов CQ сер на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, а также то,что возраст системы, определенный через возраст ее О-компо-нента, отлично совпал с возрастом ассоциации Сер OBI.

9. Впервые было доказано, посредством интерпретации разностной

( 0-С2 )-( O-Cj )-диаграммы системы, существование у нее движения линии апсид, заподозренного Свешниковым еще в 1954году, определены эксцентриситет орбиты системы и период вращения линии апсид.

10. Выпрлнено исследование тонкой структуры сводной ( O-Cj 2)-диаграммы CQ Сер, выявившейся четко после исправления исходных (O-Cj ) и (0-С2 )- диаграмм за движение линии апсид и за линейный Ход моментов вторичного минимума относительно моментов главного минимума. Исследование позволило продвинуться дальше в понимании поведения орбитального периода и физических процессов происходящих в системе.

ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ. Помимо определения размеров и физических параметров компонентов системы, что само по себе ценно, проведенные исследования дали ряд фактов, способствующих пониманию физических процессов, происходящих в системах с общими оболочками. Результаты наших фотометрических исследований ( детальное наблюдение вспышки

марта 1969 года и фазы повышенной активности системы в 1975 году ), наша интерпретация амплитудной нестабильности кривой блеска cq Сер, как отражающей сложность структуры общей оболочки системы, и, наконец, интерпретация ( O-Cj 2 ) и разностной ( 0-С2 )-( O-Cj )- диаграмм, также свидетельствующая о существовании сложных, процессов, связанных с накоплением и выбросами массы из общей оболочки, - все это, по нашему мнению, должно представлять интерес для теоретиков, занимающихся физикой общих оболочек тесных двойных систем и исследованием процесса столкновения звездных ветров компонентов в этих системах. Кроме того, вероятно, полезны будут простые методические разработки, сделанные нами по ходу исследований:

1. Подход к интерпретации и решению кривых блеска CQ Сер, вероятно, можно будет перенести и на кривы© блеска других массивных контактных двойных, в частности на кривую блеска ш CMa ( 07fla + 0; Р = 4?4).

2. Для тех же систем, вероятно, будет полезна и наша модификация классического метода определения отношения блесков компонентов по интенсивностям линий, выполненная для случая существования ощутимой переменной добавки в излучение системы в непрерывном спектре и предусматривающая подключение данных фотометрических исследований о глубинах главного минимума.

3. Для исследования спектрально-двойных звезд с эмиссионными линиями в спектрах, там, где имеется хотя бы одна узкая эмиссия,кривая лучевых скоростей которой отражает движение звезда, будет полезен наш метод восстановления эмиссионного контура, искаженного абсорбциями, способствующий выявлению всех абсорбционных деталей спектра.

4. Наконец, наш подход к интерпретации ( 0-Сд _ 2 ) и разностной ( 0-С2 )-( 0-Cj )-диаграмм тоже содержит в себе ряд новых методических моментов, которые могут быть применеи-' к исследованию других тесных двойных систем с околозвездным газом.

НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ:

1. Результаты широкополосных фотоэлектрических"иву"-наблюдений CQ Сер, выполненных в феврале-мае 1969 года на телескопе "АЗТ-З" Коуровской обсерватории.

2. Результаты узкополосных фотоэлектрических наблюдений системы, проведенных в 1975-1976 годах на телескопе "Цейсс-600" CAO РАН.

3. Результаты решения кривой блеска CQ Сер июля-августа 1937 года, полученного в рамках гипотезы о составном характере кривой блеска системы, обусловленном значительным и переменным вкадом общей оболочки в блеск системы в континууме.

4. Результаты спектроскопического исследования системы, проведенного по спектрам, полученным в I98I-I982 годах на ОЗСП БТА.

5. Результаты спектрофотометрческого исследования линий в спектрах CQ Сер, полученных в 1981 и 1987 годах на ОЗСП БТА, выполненного с целью определения" отношения блесков компонентов системы.

6. Итоговые результаты фотометрических и спектральных исследований CQ сер - полученные размеры и физические характеристики как системы в целом, так и ее компонентов; определение возраста системы; обоснование причины плохой видимости абсорбционных линий О-спутника в спектрах системы.

7. Обнаружение существования у CQ Сер движения линии апсид. Оценки значений эксцентриситета орбиты системы и периода вращения линии апсид.

8. Результаты исследования тонкой структуры сводной ( O-Cj 2 )-- диаграммы CQ Сер.

АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ. Результаты работы докладывались:

на совещаниях рабочих групп по двойным звездам - КрАО, 1972; Тарту, октябрь 1982; Тбилиси, август 1984;

на семинаре "Образование газовых потоков в тесных двойных системах"- Тырэвере, октябрь 1985;

на всесоюзном совещании "Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты" - Эльва, октябрь 1986;

на международной конференции "Современные проблемы астрофизики"- Одесса, сентябрь 1993; на семинарах CAO РАН.

ПУБЛИКАЦИИ. По теме диссертации опубликовано 12 научных статей и 2 работы приняты к печати В BuIl.Speo.Astrophys.Obs.,vol.32. В работах,выполненных в соавторстве с М.А.Свечниковым и Л.И.Снежко, диссертант пользовалась регулярными и ценными обсуждениями результатов, полученных самостоятельно.

- б -

СТРУКТУРА И ОБЪЕМ ДИССЕРТАЦИИ. Диссертация состоит из ВВЕДЕНИЯ, шести ГЛАВ, ЗАКЛЮЧЕНИЯ и1 ПРИЛОЖЕНИЯ. Общий объем диссертации 173 страницы, из них: ИЗ страниц текста с 17-ю таблицами, 32 рисунка ; библиография содержит 87 наименований, ПРИЛОЖЕНИЕ - 28 страниц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во ВВЕДЕНИИ дается краткая характеристика исследуемой системы, отмечается ее особое место среди затменно-двойных с компоненом типа Вольфа-Райе, обусловленное крайней степенью близости звезд система и наличием у CQ Сер, в связи с этим, общей оболочки. Во ВВЕДЕНИИ сформулирована цель работы, показаны ее актуальность, научная новизна и практическая ценность, выделены пункты выносимые на защиту.

•в главе i приведена краткая история открытия cq Сер как затмен-но-двойной системы. Отмечено, что основные трудности, с которыми столкнулись первые исследователи системы,-трудности,связанные с невидимостью в спектре системы абсорбционных линий спутника, а также со сложной формой кривой блеска системы,-долгое время оставались непреодоленными, и, несмотря на обилие работ, общего понимания системы очень долго не удавалось достичь.

ГЛАВА 2 посвящена фотометрическим исследованиям CQ Сер. В самом начале главы дан полный перечень работ, выполненных к настоящему времени по этой теме. Далее представлен краткий обзор результатов фотометрических исследований, предшествующих нашим. Основная часть второй главы содержит результаты наших фотометрических исследований CQ Сер - широкополосных фотоэлектрических "ивУ-наблюдений февраля-мая 1969 года ( "АЗТ-З", Коуровская обсерватория ) и узкополосных ( X.HAÏ = 500QS, АК = I03& ) фотоэлектрических наблюдений I975-1976 годов ("Цейсс-бОО", CAO АН СССР ). Основной итог'фотоэлектрических исследований 1969 года состоял в получении трех (UBV) кривых блеска системы и детальной регистрации в трех цветах вспышки излучения звезды, произошедшей в ночь с 28 на 29 марта 1969 года. Побочным результатом наблюдений явилось получение трех моментов минимумов блеска CQ Сер. Два ряда узкополосных фотоэлектрических наблюдений системы, выполненных в 1975 и 1976 годах, застали систему в двух различных состояниях. Если наблюдения 1975 года показали, что система находилась в фазе повышенной активности, о чем свидетельствовали значительные смещения кривой блеска CQ Сер от цикла к циклу и

по блеску ( ДА га w о?15 ), и по фазе ( Д 8 » 0?1 ), то наблюдёния 1976 года, дав довольно стабильйую кривую блеска, указали на то,что система вновь вернулась в некоторое равновесное состояние. Побочным результатом наблюдений 1975-1976 годов было получение четырех моментов минимуов блеска системы. Завершена ГЛАВА 2 анализом результатов всех фотометрических исследований CQ Сер, выполненных к настоящему времени. Основной итог этого анализа - все фотометрические наблюдения подтверждают вывод Гусейнзаде о том, что внутренняя переменность системы обусловлена в основном нестабильностью излучения в самом континууме. Максимальное проявление этой нестабильности отмечается в ультрафиолете. Особое внимание в анализе обращено на результаты фотометрических исследований cq Сер, выполненных Курочки-ным по измерениям старых пластинок стеклотеки ГАЩ. Построенные им две довольно надежные фотографические кривые блеска системы июля-августа 1937 и августа-сентября 1938 года имеют в два раза отличающиеся амплитуда изменения блеска. Прямое наложение этих кривых ( наблюдения 1937 и 1938 годов относятся к одной и той же серии ) показало, что они отличаются высотой максимумов, в минимумах же их блески практически совпадают. Анализ результатов всех фотометрических исследований CQ Сер, и особенно результатов полученных Ку-рочкиным, побудил нас к более внимательному рассмотрению вопроса об амплитудной нестабильности кривой блеска системы и о причинах ее вызывающих. В итоге мы пришли к выводу,что фотометрические исследования системы подтверждают гипотезу о составном характере кривой блеска CQ Сер, высказанную нами еще в 1972 году. Последнее обусловлено, вероятно, сложной структурой общей оболочки системы, которая, вероятно, состоит из довольно однородной и низкой по плотности оболочки, не проявляющейся в затмениях, но дающей, в силу своей большой протяженности, существенный вклад в излучение системы в непрерывном спектре ( блеск 13 ) и из квазистационарного горячего уплотнения газа между звездами пары, возникающего в результате взаимодействия звездных ветров компонентов и дающего помимо поглощения блеска ( при проектировании на звезда ) значительный, переменный с фазой и со временем,вклад в излучение системы в видимой области непрерывного спектра ( блеск ь, ). Появление у. системы низкоамплитудных кривых блеска (ДД и « о?2 - о?з ),свидетельствующее об ослаблении или полном исчезновении источника дополнительного свечения в непрерывном спектре,обусловлено, вероятно,либо ослаблением физичес-

кой активности компонентов пары,либо временным упрощением структуры оболочки.произошедшим в результате выбросов газа из системы. Опираясь на эту модель,мы отнесли все высокоамплитудные кривые блеска СО Сер (ДА т > 0?4 ) к самым искаженным общей оболочкой кривым.

ГЛАВА 3 диссертации посвящена решению кривой блеска СО Сер. Начинается глава с краткого рассмотрения истории вопроса.Отмечено,что несмотря на то, что к настоящему времени имеется ряд решений кривой блеска системы, включающий в себя решения выполненные самыми современными методами,позволяющими произвести учет протяженной Ш-атмос-феры, уверенного, однозначного решения кривой блеска СО Сер до сих. пор не было получено.,Причина, по нашему мнению, заключается в неправильной трактовке современных высокоамплитудных кривых блеска системы ( а они то и решались ), которые по мнению большинства исследователей определяются в основном эффектами элдипсоидальности и затмения компонентов. Вклад оболочки в видимой области непрерывного спектра считается малым, все же искажения кривых блеска связываются только с локальными воздействиями газовых потоков. Иными словами,до сих пор не учитывался составной характер кривых блеска СО Сер, где <« половина амплитуды обусловлена изменением блеска дополнительного источника свечения в континууме - свечения газового уплотнения между компонентами системы. Показано методическое несовершенство нашего раннего (1972 года) решения кривой блеска СО Сер, основанного на разложении кривых блеска системы на две составляющие ("звездную" и "оболочечную"). Рассмотрены возможные причины несовершенства нашего более позднего решения кривой блеска СО Сер (1986 года), где мы пытались идти иным путем - путем решения самой низкоамплитудной (ДА т = 0'°2 ) и,по нашему мнению, наименее искаженной излучением газового уплотнения в континууме кривой блеска системы июля-августа 1937 года. Основная часть главы посвящена уточненному решению именно этой самой низкоамплитудной кривой блеска СО Сер, для которой, как и в решении 1986 года, мы полагали = о. Уточаетв решения кривой блеска системы мы попытались осуществить I) за счет учета малого эксцентриситета орбиты системы и 2) за счет предположения об ощутимом вкладе блеска общей оболочки системы ( ь3 ) в общий блеск системы в континууме. Первое уточнение практически ничего не дало ( эксцентриситет мал, е = 0.02 ). Предположение же о Ь3 / о привело к значительному улучшению решениия. Выполненное классическим методом Меррила-Рессела в схеме двух подобных эллипсоидов и

предполагающее сложную структуру обоих, компонентов ( различие их размеров как затмевающих и затмеваемых объектов ), уточненное решение кривой блеска CQ Сер июля-августа 1937 года дало сетку фотометрических элементов,полученных для разных значений блеска общей оболочки Ь3. Выбор верного.значения L3 ( ь3 =.0.27 ) и соответствующего ему решения стал возможен только после специального спектро-фотометрического исследования линий в спектрах системы, полученных в фазах близких к первому максимуму блеска, позволившего определить отношение блесков компонентов системы, о чем речь пойдет в третьей части следующей главы. В конце ГЛАВЫ 3, для лучшего понимания процессов происходящих в системе, с помощью полученного уточненного решения кривой блеска системы июля-августа 1937 года, выполнен качественный анализ семи высокоамплитудных кривых блеска CQ Сер. В итоге был найден ход добавочного блеска ( ь,) с фазой орбитального периода и прослежена эволюция этого хода с течением времени.

ГЛАВА 4 посвящена спектральным исследованиям системы. В начале главы дан краткий обзор результатов всех спектральных исследований системы,предшествующих нашим. Отмечено,что долгое время система считалась однолинейчатой. Кривая лучевых скоростей O-спутника-,построенная в 1980 году Ниемелой по абсорбции Hell 4686, и ее решение были встречены с явным недоверием и из-за того, что эта абсорбция выделена на самой сильной эмиссионной полосе , и из-за большого отличия 7-скорости,полученной по кривой лучевых скоростей этой абсорбции,от 7-скорости WR-компонента. Вторая часть четвертой главы содержит результаты наших спектроскопических исследований CQ Сер, выполненных в I981-1983 годах по высокодисперсионным спектрам системы ( D = = 9,14,28 Х/мм ),полученным на II камере ОЗСП БТА. Так как просмотр записей наших спектров CQ Сер показал, что практически у всех эмиссий коротковолновые крылья в сильной степени искажены абсорбциями, то позиционные измерениия было решено производить непосредственно на записях спектров системы. Измерению положений абсорбционных деталей спектров предшествовал этап восстановления эмиссионного контура линий. Была разработана простая и единая для всех линий методика восстановления эмиссионного контура, в основу которой были положены два утверждения: I. кривая лучевых скоростей самой узкой из эмиссионных линий NIV 4058 отражает движение WR-ядра ( доказательством тому служит пятидесятилетний опыт изучения спектрально-двойных типа ш ); 2. красные крылья эмиссионных линий не сильно иска-

жены абсорбциями. Таким образом, построив кривую лучевых скоростей для эмиссии NIY 4058, мы смогли для любой эмиссионной линии, в любой фазе определить положение ее центра, а зеркальное отражение красного крыла линий относительно этого центра обеспечивало восстановление эмиссионного контура и выделение всех абсорбционных линий и бленд, искажающих его синее крыло. Многоэтапный процесс разделения выделенных абсорбционных бленд, позиционные измерения отдельных абсорбций и анализ полученных лучевых скоростей позволили нам понять, что в спектре сосуществуют и переналагаются три системы абсорбционных линий: а) абсорбции самой WR-звезды; б) PCyg-абсорбции ( абсорбции,возникающие в оболочке ); в) абсорбции 0-спутника. Результаты отождествления сложного эмиссионно-абсорбционного спектра CQ Сер представлены в работе в таблице-ключе. Наиболее важные и ответственные моменты отождествления проиллюстрированы. Далее приведена таблица с результатами наших позиционных измерений трех систем абсорбционных линий и эмиссии NIV 4058 ( лучевые скорости для абсорбций WR-ядра и PCyg-абсорбций измерялись отдельно для линий высокого, среднего и низкого потенциалов возбуждения ). Полученные кривые лучевых скоростей представлены на рисунках. Проанализированы результаты спектроскопического исследования каждой из трех составляющих сложного аброрбционного спектра системы. Качественный анализ абсорбционного спектра спутника в сочетании с фотометрией его абсорбционных линий позволил нам сделать оценку спектрального класса спутника ( 09-В0 ). И, наконец, в этом разделе четвертой главы даны результаты решения спектроскопической орбиты WR-звезды и 0-спутника, позволившие определить надежное отношение масс компонентов ( q = 0.83 ) и размеры орбиты системы ( A sin i = 17-3 R© ). Заканчивается вторая часть четвертой главы обсуждением результатов спектроскопического исследования CQ Сер Андерхилл и ее коллег, выполненного в 1990 году, то есть после нашей работы. Отсутствие абсорбционных линий спутника в спектрах, полученных Андерхилл в 19861987 годах в области 5200-600018 с дисперсией D = 30 1/мм, мы целиком объясняем неудачным выбором спектральной области исследования. Как будет показано в третьем разделе этой главы, в спектрах, полученных нами в 1987 году в широкой области длин волн ( 3600-6800&S ), линии спутника присутствуют в синей области спектра. Мы согласны с мнением Андерхилл, что отсутствие абсорбционных линий 0-спутника ( или их слабость! ) связана с тем, что они замываются электронным

рассеянием излучения в оболочке системы. В следующем разделе этой главы мы попытаемся обосновать эту точку зрения. Третий раздел четвертой главы содержит результаты нашего спектрофотометрического исследования линий в трех высокодисперсионных ( 28 й/мм ) спектрах СО Сер, полученных в 1981 и 1987 годах на II камере ОЗСП ВТА в фазах близких к первому максимуму блеска. Исследование проводилось с целью определения отношения блесков компонентов системы, знание которого было необходимо для нахождения наиболее верного решения кривой блеска системы. В начале раздела обсужден вопрос о видимости абсорбционных линий О-спутника в спектрах системы. Показано, что их видимость зависит не только от дисперсии и разрешения используемого спектрального материала,но и реально изменяется с течением времени. Опираясь на нашу интерпретацию кривой блеска со Сер, изложенную во второй главе, мы высказали предположение, что непостоянство видимости абсорбционных линйй спутника связано, вероятно, с изменением физического состояния газового уплотнения между звездами, созданного взаимодействующими ветрами компонентов и дающего ощутимую переменную добавку в излучение системы в непрерывном спектре ( блеск ь* ) ( иначе*говоря, степень замывания абсорбционных линий О-спутника дополнительным излучением в континууме изменяется со временем ). Именно по этой причине мы произвели раздельное исследование спектров системы, полученных в 1981 и 1987 годах. По этой же причине нам пришлось внести изменения в стандартную методику определения отношения блесков компонентов двойной системы (а ) по измерениям эквивалентных ширин линий. Полученные нами из спектрофотометрического исследования абсорбционных линий О-спутника и тьэмис-сий значения = ( ь*) / ь0 и = ■ ( Ь0 + ь,) /

были отягчены дополнительным блеском ь*, изменяющимся с течением времени. Этим объяснялось несогласование результатов, полученных по спектрам разных лет, по той же причине мы не смогли прямо сопоставить результаты, полученные из исследования О-абсорбций и та-эмис-сий ( / * / ). Для определения отношения блесков

компонентов системы Т* = ьп / ь0 = ( ^ ^ ъп овол>) / ь0 ) нам пришлось привлечь данные фотометрических исследований о глубинах главного минимума кривых блеска со сер и использовать вывод Ку-рочкина о том, что рост амплитуды кривой блеска системы происходит за счет роста блеска в максимумах. С помощью этих данных фотометрии и самого надежного результата,следующего из спектрофотометрии линий

( q' 2.38), мы не только нашли отношение блесков компонентов

системы ( q = 1.81 ), но и определили вклады блесков bWR, L0 и в общий блеск системы на четыре интересующие нас момента времени -на 1937,1980,1981 и 1987 года. Последнее позволило нам рассчитать ожидаемые для разных лет значения q' и q' и сопоставить их с

* • SM •

оценками этих величин,полученными из спектрофотометрии линий. Кроме того,нам удалось показать,что большой вклад в блеск системы (>20%) блеска однородной по плотности части оболочки ( lvr ойол_= ь3) в совокупности с меньшим и переменным (О - 20%) вкладом блеска газового уплотнения между компонентами ( Ь* ) приводят к ситуации, когда абсорбции спутника оказываются на грани видимости

( A m = m0- => 1m! ).

В ГЛАВЕ 5 представлены абсолютные размеры и физические параметры системы,полученные после объединения результатов наших решений кривой блеска и кривых лучевых скоростей компонентов, а так же использования факта принадлежности CQ Сер к ассоциации Сер 0В1. Приведен рисунок, показывающий положение обоих компонентов системы на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, на которую нанесены эволюционные треки, рассчитанные Медером. Показано,что Ш7-комлонент системы попадает в область занимаемую поздними га-звездами и близок к эволюционному треку, рассчитанному для звезды с начальной массой m = 40 m© , что свидетельствует о том, что в ходе эволюции Ш7-звездой системы потеряно » 50% первоначальной массы. Спутник,ощутимо проэволюциониро-вавший вправо от исходной главной последовательности,.лег чуть ниже трека, рассчитанного для звезды с начальной массой в 25 m© , что, с учетом ошибки определения массы, свидетельствует о том,что масса 0--компонента практически не изменилась в ходе эволюции. Возраст 0--компонента-, определенный с помощью сетки моделей, рассчитанной Медером для начальной массы в 25 m© и начального химического состава близкого к солнечному, хорошо согласовался с возрастом ассоциации Сер 0В1, членом которой CQ Сер является.

ГЛАВА 6 диссертации посвящена изучению поведения орбитального периода cq Сер. Как и другие главы,она начинается с обзора предыдущих исследований (О-С)-диаграмда системы, включащего наши ранние варианты исследования. Отмечено, что, с нашей точки зрения, все работы, выполненные до 1987 года, включая наши ранние варианты исследования, можно рассматривать как приближения нулевого порядка, поскольку все они предполагают постоянство скорости изменения орби-

тального периода системы ( Р = оопвЪ или Р = 0 ) на больших временных интервалах порядка 40 - 80 лет. Особое место среди всех этих работ занимает работа Крейнера и Тремко, в которой авторы впервые обратили внимание на непостоянство скорости изменения периода системы на больших промежутках времени при произвольном и неоднозначном дроблении (0-С)-диаграммы на ряд временных интервалов. Шагом, который позволил нам перейти к изучению тонкой структуры .(О-С)-диа-граммы оа Сер явилось обнаружение у системы ( с помощью исследования ее разностной (0-С2 )-(0-С1 )-диаграммы ) движения линии апсид (е=0.02; и=54 года) вместе с линейным ходом моментов вторичного минимума относительно моментов главного минимума. Исправление (0-С1 ) и (0-С2 )-диаграмм за отмеченные эффекты позволило свести их воедино. Сводная (0-С,, 2)-диаграмма четко распалась на шесть ветвей. Реальность обнаруженной тонкой структуры подтверждалась тем фактом, что образование третьей, пятой и шестой ветвей диаграммы совпало по времени с появлением у системы значительных фотометрических аномалий, Нами были выполнены два варианта исследования тонкой структуры (0-С1 2)-диаграммы са Сер - представление диаграммы рядом разомкнутых и рядом сомкнутых параболических сегментов. Только после того, как происхождение линейного хода на разностной (0-С2 )-(0-С1 )--диаграмме СО Сер ( явно обязанного разнице искажающего влияния на моменты главного и вторичного минимумов околозвездной газовой среды) мы попытались увязать с нашей сложной моделью общей оболочки системы, стал ясен физический смысл двух возможных вариантов представления (0-С1 2)-диаграммн, а стало быть стал возможен и выбор между ними. Действительно, в случае, когда за линейный член в представлении разностной (0-С2 )-(0-С1 )-диаграммы ответственно только искажение вторичного минимума центральным газовым уплотнением, мы можем полностью очистить (0-С1 ) и (0-С2 )-диаграммы от побочных эффектов, что позволяет представить сводную (0-С1 2)-диаграмму сомкнутыми параболическими сегментами. В случае же, когда оба момента минимума блеска искажены околозвездной газовой средой, а за линейный член в представлении разностной (0-С2 )-(0-С1 )-диаграммы ответственна разница в их искажениях, мы не можем полностью очистить (0-С1 ) и (О—с2 )-диаграммы от побочных эффектов, но мы можем уравнять искажающее влияние на них газового уплотнения и объединить диаграммы в одну недоисправленную.Представление такой недоисправленной диаграммы разомкнутыми параболическими сегментами ( то есть полностью са-

мостоятельное решение отдельных ветвей на (0-С, _ 2)-диаграмме вместе с предположением о постоянстве искажающего влияния околозвездного газа вдоль каждой из ветвей ) представляется нам единственно верным в этом случае. Качественный анализ семи высокоамплитудных кривых блеска со Сер, выполненный в конце третьей главы, дополненный таким же анализом двух фотографических кривых блеска системы, полученных в первой половине века, позволили нам понять в какой степени в разное время главный и вторичный минимумы были искажены поглощением и дополнительным свечением газового уллотненя между звездами и выбрать смешанный вариант представления (0-С1 2)-диаграммы ( представление трех первых ветвей сомкнутыми параболическими сегментами, трех последних ветвей - разомкнутыми параболическими сегментами ). Проведенное исследование сводной (0-С1 2)-диаграммы со Сер позволило нам более точно изучить поведение орбитального периода системы. Было обнаружено, что монотонное его уменьшение ( вдоль ветвей диаграммы ) время от времени нарушалось резким возрастанием. Исключение составила четвертая ветвь ( четвертый временной интервал 1950 - 1969.1 г.г.), вдоль которой векового уменьшения орбитального периода не наблюдалось. Отмечено,что монотонное уменьшение орбитального периода со Сер обусловлено, вероятно, не столько переносом массы от более массивного и заполняющего свою ВКП _ 0-ком-понента к те-звезде, сколько потерей массы и орбитального момента системой в целом. Скачкообразный рост орбитального периода СО Сер можно объяснить выбросами с ведущих полусфер 0 и Ш-звезд ( реактивный эффект). Приведена оценка средней скорости потери массы системой в год за счет выбросов. В шестой главе обсуждены также появление на разностной (0-С2 )-(0-С1 )-диаграмме системы аномальных областей и их вероятная связь с движением линии апсид. В заключение главы, для полноты картины, рассмотрен вопрос о реальности вхождения оо Сер в тройную систему. Этот вопрос* по нашему мнению, стал болев острым после получения наш довольно большого значения блека ъ3 , пока целиком отнесенного к блеску общей оболочки системы. Повторены вычисления возможных параметров долгопериодической орбиты и массы третьего тела. Новые результаты сравнены с результатам наших вычислений 1974 года. Сделан вывод о том, что до сих пор нельзя уверенно отрицать вхождение со Сер в тройную систему.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ подведены итоги результатам комплексного исследова-

ния CQ Сер. Практически все трудности, стоящие на пути исследования системы, были преодолены в рамках модели сложной структуры ее общей оболочки. Тщательный анализ сложного эмиссйонно-абсорбционного спектра системы, позволивший выделить абсорбционные линии О-компонента, также способствовал нашему продвижению к пониманию системы. Полученные, в результате объединения решений фотометрической и спектроскопических орбит, физические характеристики системы вернули CQ Сер в ряд обычных we-двойных - тесных двойных, возникающих, вероятно, в процессе перемены ролей в результате эволюции в случае В.

В ПРИЛОЖЕНИЕ ьннесены наиболее громоздкие таблицы,содержащие результата наших"ЦВУ"и узкополосных фотоэлектрических наблюдений системы 1969 и 1975-76 годов соответственно, таблица-ключ с результатами отождествления сложного эмиссионно-абсорбционного спектра системы и восемь рисунков, на которых проиллюстрированы наиболее важные моменты отождествления и, наконец, таблица моментов минимумов CQ Cephei.

ПУБЛИКАЦИИ

Х.Пыльекая 0.П..Токарева Ю.И..Карташева Т.А. Фотоэлектрические наблюдения на телескопе AST-3. // Уч.зап.УрГУ, 1970,Ц1,вып.7,с.105.

2.Kartasheva Т.Д. Photoelectric observation of CQ Сер. // Inform. Bull.Var.Stars.,1970, 473-

3.Карташева Т.А. Трехцветные фотоэлектрические наблюдения затмен-но-двойкой типа Вольфа-Райе CQ Дефея. // Переменные звезды,1972, 18, с.459.

4.Карташева Т.А. Решение кривой блеска затменно-двойной типа Вольфа-Райе CQ Сер. // Астрофиз.исслед.(Изв.CAO>,1974, 6, с-11.

5.Карташева Т.А..Свечников М.А. Решение "звездных" кривых блеска затменно-двойной типа Вольфа-Райе CQ Сер. // Переменные звезды, 1974, 19, с.441.

6.Карташева Т.А. Узкополосные фотоэлектрические наблюдения затменно-двойной CQ Цефея. // Письма в Астрон.ж.,1976, 2, с.505.

7.Карташева Т.А..Снежко Л.И. Спектроскопические исследования зат-менно-двойной типа Вольфа-Райе CQ Сер. Спектроскопическая орбита и спектральная классификация спутника. //Астрон.ж.,1985,62,с.751.

8.Карташева Т.А.,Снежко Л.И. Спектроскопические исследования зат-менно-двойной типа Вольфа-Райе CQ Сер.// Бюд.Абастум.астрофизич.

обе.,1985, 58, с.25.

Э.Карташева Т.А. Узкополосные фотоэлектрические наблюдения 197576 годов затменно-двойной типа Вольфа-Райе CQ Сер и возможная их интерпретация. // Астрофиз.исслед.(Изв.САО), 1987, 24, с.35.

Ю.Карташева Т.А..Свечников М.А. Результаты фотометрических и спектральных исследований затменно-двойной типа WR CQ Сер. // Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты. Таллин, 1988, с.126.

П.Карташева Т.А.,Свечников М.А. Исследование (0-С)-диаграммы затменно-двойной типа WR CQ Сер. // Астрофиз.исслед.(Изв.ОАО),1989, 28, с.З.

12-Карташева Т.А..Свечников U.i. Исследование тонкой структуры (0-С)-диаграммы затменно-двойной типа WR CQ Cephei. // Астрофиз. исслед.(Изв.САО), 1991, 34, с.75.

I3.Kartasheva Т.А..Sveohnikov Ж.A. Interpretation and solution of the light curve of the WR eclipsing binary CQ Сер. // Bull.Spec. Astrophys.Obs.,1995, 22> (in press).

14-Kartasheva 5.A. On the visibility of absorption lines of a companion in the spectrum of the WR eclipsing binary CQ Сер. Determination of the system components' brigtness ration. // Bull. Spec.Astrophys.Obs., 1955, 39, ( in press).

3aic.N> 350

Тираж- 100

Отпечатано в Ставропольском краевом комитете

государственной статистики г.Ставрополь. ул.Пушкина,4 тел.24-48-?4