Спектральная микропеременность горячих звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи 48&&и* 1 УДК 5Ц-312/318:520.84;524-33

БУРЛАКОВА Татьяна Евгеньевна

СПЕКТРАЛЬНАЯ МИКРОПЕРЕМЕННОСТЬ ГОРЯЧИХ ЗВЕЗД

Специальность 01. 03. 02 - астрофизика и звездная астрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

г 9 СЕН 2011

Нижний Архыз - 2011

4855041

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук

A. Ф. Холтыгин

Санкт-Петербургский государственный университет

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

H. Н. Самусь

Учреждение Российской академии паук Институт астрономии РАН (ИНАСАН)

кандидат физико-математических наук

B. В. Шиманский

Казанский (Приволжский) Федеральный университет

Ведущая организация: Учреждение Российской академии наук

Главная астрономическая обсерватория РАН (ГАО РАН) г. Санкт-Петербург

Защита состоится "_/3_"_октября_2011 г. в часов на заседании Диссертационного совета Д 002.203.01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу: 369167, КЧР, Зеленчук-ский район, пос. Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН. Автореферат разослан " '/О " сентября 2011г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.- мат. наук

МАЙОРОВА Е.К.

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы

Исследование переменности профилей линий в спектрах звезд является одним из важных направлений в современной астрофизике. Классические проявления звездной нестационарности, характеризующиеся изменениями большой амплитуды в профилях спектральных линий и являющиеся следствием, например, радиальных пульсаций, исследованы достаточно хорошо. Спектральная переменность малой амплитуды (далее будем называть ее микропеременно-стыо), которая связанна с нерадиальными пульсациями ОВ-звезд, а также с акустическим шумом, влиянием глобального магнитного поля звезды и звездного ветра изучена недостаточно.

Данная диссертационная работа посвящена детектированию, анализу и интерпретации спектральной микропеременности горячих звезд. Изучение микропеременности требует развития новых прикладных методов получения и обработки наблюдательного материала, а также его анализа. Из этих прикладных методов наиболее важны методы спектроскопии высокого спектрального разрешения, обеспечивающие высокую позиционную точность регистрации спектров звезд. Исследования микропеременности профилей линий позволяют детально исследовать структуру атмосфер звезд ранних спектральных классов и их магнитного поля, изучить кинематику и динамику звездного ветра и являются, поэтому, весьма актуальными.

Изучаемые в диссертации звезды находятся на разных стадиях эволюции: от звезд главной последовательности до звезд гигантов, или являются далеко проэволюционировавшим горячим субкарликом и относятся к горячим конвективно-спокойным звездам, у которых отсутствует конвекция во внешних слоях. Это обстоятельство делает возможным объединение их в один класс. Особенностью таких звезд является то, что амплитуды вариаций профилей их спектральных линий малы и обычно не превышают 0.5-2% в единицах

континуума. Для анализа такой переменности используются разрабатываемые в диссертации методы.

Анализируемые в диссертации спектральные наблюдения были выполнены, в основном, в Специальной Астрофизической обсерватории на БТА с использованием эшелле-спектрографа НЭС [1] и на 1.8-м телескопе Бонхьюнсанской астрофизической обсерватории с оптоволоконным спектрографом ВОЕЭ [9]. Использование указанного оборудования позволило обеспечить высокую фотометрическую и позиционную стабильность регистрируемых спектров, что дало возможность производить поиск вариаций лучевых скоростей звезд с высокой точностью.

Цели и задачи исследования

Основной целью настоящей работы является детектирование и анализ слабоамплитудной переменности профилей спектральных линий исследуемых звезд и их лучевых скоростей. Требование к пределу детектирования переменности амплитуд профилей линий (включая широкие бальмеровские линии) следующее: возможность обнаружения изменений профилей с амплитудой вплоть до 0.2% на один элемент спектрального разрешения. Детектирование спектральной микропеременности требует достижения высокой точности измерений интенсивностей профилей линий, что невозможно без использования высокоточной методики определения уровня континуума во всем изучаемом спектральном диапазоне, поэтому целью данной работы является также разработка методики проведения стабильного уровня континуума на основе наблюдательного материала, полученного на телескопах с эшелле-спектрографами. Важной задачей выполняемого исследования является исследование зарегистрированной переменности методами Фурье и вейвлет-анализа и интерпретация результатов обнаружения зарегистрированных вариаций профилей.

Научная новизна

Новизна работы заключатся в следующем:

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

2. На основе такой методики построения континуумов впервые обнаружены: вариации малой амплитуды профилей линий у звезды ¿Her на характерных временах от 7-ми часов до 3-х дней; переменность малой амплитуды профилей спектра звезды ö Ori А, вызванная нерадиальными пульсациями или связанная с неоднородностью ее звездного ветра.

3. Впервые обнаружена регулярная переменность профилей спектральных линий pLeo с характерными временами 0.6 d - 1.8 d, связанная, вероятнее всего, с вращательной модуляцией профилей.

4. На примере звезды 0 Aur впервые получено прямое доказательство наличия у магнитных Ар/Вр-звезд переменных эффективных ускорений силы тяжести вследствие влияния на структуру атмосфер глобального магнитного поля звезды.

5. Из анализа спектров горячего субкарлика Feige 34 получено первое свидетельство о том, что он не является тесной взаимодействующей двойной системой. Этот вывод противоречит имеющимся представлениям о природе возникновения горячих SdO-субкарликов [13, 17, 18], и, тем самым, накладывает существенное ограничение на дальнейшее построение моделей этого класса звезд.

Достоверность результатов

Достоверность результатов, полученных в настоящей работе, подтверждается следующим:

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

• Исследования стабильности применяемых нами методов обработки спектров основывались на результатах анализа спектров звезд-стандартов.

• В ходе исследований переменности малой амплитуды профилей линий в спектре звезды t Her и Фурье-анализа изменений этих профилей были получены частоты вариаций с характерными временами, близкими к найденным другими авторами (например, Шапелье и др. [4]) периодами спектральных и фотометрических изменений t Her.

• Обнаруженные нами свидетельства присутствия крупномасштабных структур в ветре звезды 5 Ori А подтверждаются исследованиями методом доплеровской томографии [6, 3], что характеризует достоверность применяемых нами методов исследования спектральной переменности малых амплитуд и их интерпретации.

• Достоверность обнаруженной регулярной переменности профилей спектральных линий в спектре звезды pLeo подтверждается сравнениями с независимыми результатами других авторов (см., например [12]), применяющих методы, отличные от используемых нами.

• Доказательство наличия у звезды 0 Aur переменного значения эффективного ускорения силы тяжести [10, И, 15] не вызывает сомнения, поскольку изменения штарковских профилей баль-меровских линий в ее спектре достигают амплитуды 5сг и более, где а - точность проведения уровня континуума. Этот вывод подтверждается также мониторинговыми наблюдениями стандартной звезды Веги и других звезд с использованием того же спектрографа.

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

Научная и практическая ценность работы

1. Улучшенная методика построения континуумов спектров звезд, полученных с эшелле-спектрографами, позволит проводить исследования малых нестационарных вариаций профилей широких спектральных особенностей звездных спектров с амплитудой вплоть до 0.2 % от интенсивности соседнего с линией континуума.

2. Результаты анализа переменности малой амплитуды с короткими характерными временами у спектров звезд ¿Her, <Юп и р Leo могут быть использованы для построения моделей звезд подобных спектральных классов и классов светимостей.

3. Доказательство наличия переменного, вращателыго-модулиро-вапного эффективного ускорения свободного падения у звезды О Аиг потребует введения новых поправок в теорию атмосфер магнитных звезд. Одна из таких возможных поправок в рамках существования значительных возмущений газостатических структур атмосфер магнитных звезд со стороны их глобальных магнитных полей уже сделана в работе [14] при непосредственном участии автора диссертации. Мы ожидаем, что это стимулирует построение альтернативных моделей Ар/Вр-звезд.

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

Основные положения, выносимые на защиту

На защиту выносятся:

1. Вывод о наличии переменности профилей линий в спектрах звезд ¿Her и 50ri, связанной с нерадиальными пульсациями этих звезд. Амплитуда переменности составляет 0.5-2%, характерные времена этих вариаций от 7h до 2.9d для ¿Her и 4-5 часов для 8 Ori.

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

3. Обнаружение вращательной модуляции штарковских крыльев профилей бальмеровских линий химически-пекулярной звезды GAur. Переменность профилей, зарегистрированная с характерной точностью 0.2%, достигает максимальных значений 11.3 % на расстоянии 5-7 А от ядер линий. Наблюдаемые прояв-

ления модуляции связаны с переменным эффективным ускорением силы тяжести в атмосфере звезды.

4. • Вывод об отсутствии тесной двойственности горячего субкарлика Feige34.

Апробация результатов

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

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

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

3. 26-я Генеральная Ассамблея Международного Астрономического Союза, 14-25 августа 2006 г., Прага, Чехия

4. Международная конференция Magnetic stars, 28-31 августа 2006 г., CAO РАН, Нижний Архыз, КЧР

5. Всероссийская Астрономическая Конференция ВАК-2007, 1722 сентября 2007 г., Казань

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

7. Международная конференция 5th POTSDAM THINKSHOP: Meridional flow, differential rotation, solar and stellar activity, 2429 June 2007, Potsdam, Germany

8. Международная конференция Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик, 25 - 29 августа 2008 г., Одесса, Украина

9. Международная конференция 150 лет спектральным исследованиям в астрофизике: от Кирхгофа до наших дней (Kirchhoff-150), 7-13 июня 2009г., КрАО, Украина

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

11. Международная конференция Magnetic stars, 27 августа -1 сентября, 2010, CAO РАН, Нижний Архыз, КЧР

Публикации по теме диссертации

Основные результаты, полученные в диссертации, представлены в следующих работах:

1. Холтыгин А. Ф., Галазутдинов Г. А., Бурлакова Т. Е., Валя-вин Г. Г., Фабрика С. Н., Lee В.-С., 2006, "Микропеременность профилей линий в спектре звезды ь Her", Астрон. Журн. 83, 252-264

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

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

4. Холтыгин А. Ф., Фабрика С. Н., Бурлакова Т. Е., Валявин Г. Г., Чунтонов Г. А., Кудрявцев Д. О., Канг Д., Юшкин М. В., Галазутдинов Г. А., 2007, "Микропеременность профилей линий в

спектрах ОВ-звезд III: сверхгигант р Leo", Астрон. Журн., 84, 016-1028

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

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

7. Kholtygin A. F., Fabrika S. N.. Chountonov G. A., Burlakova Т. Е., Valyavin G. G., Kang Dong-il, 2007, "Line profile variability of OB stars: Pulsation, rotation, clumps and magnetic fields", Astron. Nachr., 328, №10, 170-172

8. Shulyak D., Valyavin G., Kochukhov O., Lee B.-C., Galazutdi-nov G., Kim K.-M., Han I., Burlakova Т., Tsymbal V., Lyash-ko D., 2007, "The Lorentz force in atmospheres of CP stars: 9 Aurigae", A&A, 464, 1089

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

Личный вклад автора

В перечисленных выше работах автору принадлежат:

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

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

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

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

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

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

Структура и объем диссертации

Полный объем диссертации составляет 142 страницы, включая 32 рисунка и 10 таблиц. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы из 119 наименований.

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

В Первой Главе диссертации описываются инструменты, на которых выполнялись спектральные исследования представленных в

работе звезд, методики обработки и анализа данных и результаты тестирования этих методик.

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

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

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

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

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

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

Во Второй Главе диссертации приводятся и обсуждаются результаты детектирования спектральной переменности профилей линий у звезд i Her и 8 Ori.

i Her - спектрально-двойная звезда, состоящая из яркой (3.8т)

звезды спектрального класса ВЗ и слабого маломассивного спутника (7.5т) [5]. Орбитальный период системы составляет «113 суток [5]. Вклад маломассивного спутника в полное излучение системы пренебрежимо мал [16], поэтому говоря о звезде ¿ Her, мы имеем в виду главный компонент.

В разделе 2.1 рассматриваются параметры звезды ¿Her, наблюдения и обработка спектров, анализ переменности профилей спектральных линий этой звезды. Обсуждаются полученные результаты и эволюционный статус i Her. Обнаружена переменность всех исследуемых линий ¿Her. Амплитуда переменности составляет 0.5-2%. Делается вывод, что регулярные вариаций профилей этих линий с характерными временами от 7h до 2.9d соответствуют нерадиальным пульсациям.

Звезда 8 Ori является широкой визуальной тройной системой, состоящей из трех компонентов: А (HD 36486), В (BD00°983B) и С (HD 36485) с видимыми звездными величинами 2.23т, 14.0т и 6.85т соответственно. Компоненты В и С находятся на расстояниях 33" и 53" соответственно от главного компонента А. Выполненные нами исследования относятся к ярчайшему компоненту 5 Ori А, который является физической тройной системой с основным компонентом ö Ori Аа - затменной двойной с периодом обращения Р — 5.73d [7], и вторичным компонентом 6 Ori Ab с периодом обращения 224.5 года.

В разделе 2.2 представлены результаты исследования тройной системы ¿OriА. Описываются параметры этой системы, наблюдения и анализ данных. Рассматриваются вклады различных компонент в профили спектральных линий этой системы. Обнаружена переменность профилей линий в спектре звезды 5 Ori А. Амплитуда этой переменности «0.5-2%. Делается вывод о детектировании быстрой (~4ч) микропеременности профилей линий в спектрах основного компонента S Ori Aal, обсуждается связь найденной переменности с нерадиальными пульсациями и структурами в ветре этой звезды. Рассматривается эволюционный статус системы S Ori А.

В разделе 2.3 содержатся основные выводы главы.

Третья Глава диссертации, посвящена анализу вращательной модуляции профилей линий в спектрах звезд, приводятся результаты спектральных исследований звезд р Leo и 0 Aur.

Звезда р Leo - медленно вращающийся сверхгигант, спектрального класса В1 lab. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела находится в области переменных звезд типа /3 Сер ранних подклассов спектрального класса В. Звезда характеризуется высоким темпом потери массы, порядка 1О_6М0 в год. В спектре этой звезды видно большое число линий иона N11, особенно в области длин волн 5660-5715 Á, что связано со значительным избытком азота по сравнению с солнечным содержанием [2]. В теоретической работе Капера и др. [8] предполагается, что в расширяющихся звездах ранних спектральных классов присутствуют коротационные струи, которые могут вызывать модуляцию профилей спектральных линий в результате вращения звезды.

В разделе 3.1 анализируются вариации профилей в спектре звезды р Leo. Исследуется связь переменности профилей спектральных линий с вращением звезды и ее нерадиальными фотосферными пульсациями. Обнаружена переменность всех исследуемых линий с амплитудой 0.5-1%. В Фурье-спектре вариаций профилей этих линий обнаруживаются регулярные компоненты с характерными временами от 6h до Делается вывод о том, что найденные регулярные компоненты с характерными временами 3.8h-6h соответствуют нерадиальным пульсациям звезды, а от 0.6 до 1.8 дней - вращательной модуляцией профилей линий.

© Aur является классической, АО - В9 химически-пекулярной звездой с магнитным полем порядка 1 kG. В теоретической работе [19] предсказано, что эволюция магнитного поля у звезд ранних спектральных классов вызывает силу Лоренца. В результате действия этой силы изменяется газостатический баланс в атмосфере звезды в зонах ее магнитного экватора. В полярных же областях атмосфе-

ра остается невозмущенной. Это должно приводить к переменности штарковских профилей линий серии Бальмера. Если звезда, как в случае 0 Aur, в процессе вращения демонстрирует полярные и экваториальные зоны, то, предположительно, есть возможность регистрировать такую переменность.

В разделе 3.2 проводятся результаты спектрального исследования штарковских профилей бальмеровских линий спектра звезды 0 Aur, описываются наблюдения и анализ данных. Дел'ается заключение об обнаружении регулярной переменности профилей спектральных линий на расстоянии 5 - 7 Ä от их ядер с характерной точностью 0.2% и амплитудой 1 — 1.3%. Обсуждаются физические механизмы найденной переменности и приводятся доказательства существования переменного, вследствие вращения, эффективного ускорения силы тяжести у этой звезды.

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

В Четвертой Главе диссертации описываются мониторинговые спектральные исследования звезды Feige 34, рассматривается ее эволюционный статус.

Feige 34 относится к классу горячих субкарликов (SdO). Несмотря на то, что за последнее время был достигнут значительный прогресс в понимании звезд этого класса, их точный эволюционный статус до конца не ясен. В спектре Feige 34 присутствуют линии серии Бальмера и линии ионизованного гелия, что является результатом очень высокой температуры этой звезды (от 50000 К до 80000 К [17]). В центре бальмеровских абсорбций (главным образом в На) наблюдаются эмиссионные инверсии. В работах [13, 17, 18] предполагается, что такие инверсии могут быть следами от спектра тесно расположенного вторичного компонента Feige 34. Для обнаружения возможной двойственности этой звезды и установления истинной природы эмиссий были проведены ее наблюдения на разных телескопах со спектрографами высокого спектрального разрешения.

В разделе 4.1 приводится мониторинг звезды Feige 34 на 1.8-м телескопе Бонхыонсанской Астрономической Обсерватории (Южная Корея) и на 2.1-м телескопе Национальной Обсерватории Сан Пе-дро Мартир (Мексика). Описываются спектральные линии, наблюдаемые от этой звезды.

В разделе 4.2 исследуются вариации лучевых скоростей в спектре этой звезды. Для тестирования модели тесной двойственности горячего субкарлика проводится временной анализ спектра Feige 34 на наличие в нем антикорреляционных периодических доплеровких смещений между абсорбционными и эмиссионными спектральными линиями. На основе этого исследования делается вывод об отсутствии антикорреляции лучевых скоростей звезды, измеренных отдельно по абсорбционным и эмиссионным особенностям на уровне точности в несколько сотен метров в секунду.

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

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

В Заключении представлены основные результаты диссертации.

Список литературы

[1] Панчук В. Е., Клочкова В. Г., Юшкин М. В., Найденов И. Д.

2009, "Оптический журнал 76, 42

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

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

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

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

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

7] Hoffleit D., 1996, JAAVSO, 24,105

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

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

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

11] Musielok B., Madej J., 1988, Astron. & Astrophys, 202, 143

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

13] Saffer Rex A., Bergeron P., Koester D., Liebert J. 1994, ApJ, 432, 351

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

15] Stepien K., 1978, Astron. & Astrophys., 70, 509

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

[17] Thejll P., MacDonald J., Saffer R. 1991, Astron. к Astrophys. 248, 448

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

[19] Valyavin G., Kochukhov O., Piskunov N., 2004, Astron. к Astrophys., 420, 993

Бесплатно

Бурлакова Татьяна Евгеньевна Спектральная микропеременность горячих звезд

Зак. № 187с Уч. изд. л. - 1.0 Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Российская Академия Наук Специальная Астрофизическая Обсерватория

На правах рукописи УДК 524.312/318:520.84;524-33

Бурлакова Татьяна Евгеньевна

Спектральная микропеременность горячих звезд (01. 03. 02 — астрофизика и звездная астрономия)

ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

О N.

^ Научный руководитель:

с\1 доктор физико-математических

^^ ^ наук Холтыгин А.Ф.

СМ £

Нижний Архыз - 2011

Оглавление

Введение 4

1 Методы получения и обработки звездных эшелле-спектров 29

1.1 Эшелле-спектрометр НЭС БТА................................29

1.2 Спектрограф BOES Бонхыонсанской астрофизической обсерватории ......................................................31

1.3 Обработка спектров............................................34

1.3.1 Первичная редукция данных..........................35

1.3.2 Калибровка по длинам волн эителле-спсктров .... 37

1.3.3 Проведение континуума и процедура стыковки спектральных порядков................................38

1.4 Исследование стабильности метода панорамного восстановления континуума спектров звезд..........................44

1.5 Анализ переменности в спектрах..............................47

1.5.1 Фурье-Анализ............................................47

1.5.2 Вейв лет-анализ..........................................48

1.6 Выводы..........................................................49

2 Переменость профилей линий, связанная с нерадиальными пульсациями в звездах ранних спектральных классов 50

2.1 Медленно пульсирующая звезда ¿Her........................50

2.1.1 Наблюдения и обработка спектров....................51

2.1.2 Обсуждение результатов................................59

2.2 Тройная система 5 Ori..........................................65

2.2.1 Наблюдения и обработка спектров....................67

2.2.2 Вклады различных компонент системы в профили линий....................................................69

2.2.3 Вариации средних профилей. Разностные профили 70

2.2.4 Анализ спектра временных вариаций разностных профилей линий ........................................74

2.2.5 Всйвлет-анализ вариаций профилей линий..........77

2.2.6 Поиск регулярной переменности......................80

2.2.7 Обсуждение результатов................................82

2.3 Выводы..........................................................88

3 Переменость профилей линий, связанная с вращением звезд ранних спектральных классов 89

3.1 Вариации профилей в спектре звезды р Leo..................89

3.1.1 Фурье-анализ наблюдений pLeo ......................98

3.1.2 Обсуждение результатов................100

3.2 Спектральное исследование переменности Штарковских профилей Бальмеровских линий спектра звезды О Aur . . 105

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

F-B............................106

3.2.2 Наблюдения.......................109

3.2.3 Анализ данных.....................111

3.3 Выводы.............................116

4 Спектральные исследования звезды Feige 34 118

4.1 Спектральный мониторинг звезды Feige 34.........119

4.2 Вариации лучевых скоростей в спектре Feige 34.......124

4.3 Выводы.............................131

Введение

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

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

с

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

Вводные исторические и классификационные замечания по нестационарным проявлениям у звезд

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

системного исследования звездной переменности.

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

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

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

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

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

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

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

Коротко-периодические радиальные звездные пульсации

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Радиальные пульсации с большими периодами и квазирегулярные пульсации

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

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

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

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

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

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

Нерадиальные пульсации

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