Спектральная переменность избранных В и Ве звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

— 4 Я ^

ОДЕССКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им.И.И.МЕЧНИКОВА

ТАРАСОВ Анатолий Евгеньевич

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ ИЗБРАННЫХ В И Ве ЗВЕЗД.

Специальность 01.03.02 - астрофизика, р адиоастр ономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Одесса - 1992

N

Работа выполнена в Крымской астрофизической обсерватории.

Научный руководитель:

академик Российской Академии Наук А.А.Боярчук

Официальные оппоненты:

доктор физ.мат.наук А.М.Черепащук кандидат физ.мат.наук С.М.Андриевский

Ведущее учреждение:

Специальная астрофизическая обсерватория Российской АН

Защита состоится 1993г. в час.

на заседании специализированного совета К068.24.11 по защите диссертаций на соискание ученой степени кандидата физихо-математи-ческих наук при Одесском государственном университете.

270100, г.Одесса,ул.Петра Великого 2.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Одесского университета им. И.И.Мечникова (ул. Советской Армии, 24).

Автореферат разослан 1992г.

1

Ученый'секретарь специализированного совета .

доцент И.М.Ъсаченко

Актуальность работы. Спектральная переменность классических Ве звезд известна в течение многих десятилетий и связывается с глобальными изменениями физических условий в околозвездных оболочках, обусловленной либо двойственностью, либо другими физическими факторами, например, вращательной модуляцией. Сравнительно недавно у этих звезд обнаружена быстрая переменность профилей спектральных линий которую связывают с изменением условий в атмосферах звезд. Такие изменения могут быть результатом звездных пульсаций или вращением самих звезд, если на их поверхности есть участки, выделенные по некоторым параметрам. Похожие изменения спектральных линий наблюдаются и у некоторых В звезд.

В связи с растущим интересом к проблеме звездных пульсаций, а также к изучению поверхностной неоднородности звезд, исследование мелкомасштабных деформаций профилей спектральных линий является важной задачей, требующей особо высокой точности наблюдений. Другая важная задача физики Ве звезд - поиск надежных доказательств их двойственности. Обе эти задачи имеют непосредственное отношение к центральной проблеме физики Ве звезд - к объяснению механизма потери массы и механизма крупномасштабных изменений их эмиссионных характеристик, природа которых еще не вполне ясна.

Целью работы является:

1. Поиск двойственности Ве звезд 59 Лебедя и к Дракона и исследование на их примере связи двойственности и переменности эмиссионных спектров Ве звезд.

2. Изучение быстрой спектральной переменности профилей абсорбционных линий у В звезд е Персея, 7 Пегаса и 12 Ящерицы, рассмотрение возможных механизмов подобной переменности на примере е Рег и ее возможной связи с двойственностью и собственным вращением звезды. Анализ и уточнение периодов нерадиальных пульсаций этих звезд.

3. Детальное изучение поведения долговременной переменности эмиссионного спектра (по пинии На) у Be звезд о Андромеды и С Змееносца, обладающих ярко выраженной быстрой переменностью абсорбционных линий.

Научная новизна работы определяется прежде всего следующими результатами:

1. Автором диссертации в работах, выполненнных совместно с ТУоминеном на основе спектральных ПЗС наблюдений полученных в области линии На и Hei 5876 впервые найдено, что активная и хорошо известная Be звезда 59 Cyg является двойной системой с орбитальным периодом-27,945 дня. На основе собственных наблюдений переменности профиля эмиссионной линии HQ , дополненных данными других авторов, показано, что последнюю фазу активности этой звезды в 1979-85 гг. невозможно описать без учета двойственности системы.

2. Совместно с рядом авторов, по собственным наблюдениям в течение нескольких лет хорошо известной Be звезды к Dra в области пинии На и по наблюдениям соавторов, также как и на основе литературных данных, впервые показано, что эта звезда является спектрально-двойной с орбитальным периодом Р=61,55 дня и маломассивным вторичным компонентом.

3. Совместно с Гарбузовым, на основе небольшой серии патрульных наблюдений в линии Hei 6678 для хорошо известных звезд типа ß Сер: 7 Peg и 12 Lac подтверждено, что 7 Peg пульсирует радиально и не имеет каких-либо деформаций профиля, заподозренных по наблюдениям в других линиях некоторыми авторами, а для 12 Lac подтверждено наличие сложного характера переменности профиля линии, вызванного нерадиальными пульсациями звезды.

4. Получено в течение трех пет более 500 спектров в линиях Hei 6678 и На известной В звезды е Per, имеющей быструю переменность профилей спектральных линий. Совместно с Гар-манцем в ряде работ, на основе анализа переменности лу- •

чевых скоростей линии Hei обнаружено, что е Per является спектрально-двойной звездой с орбитальным периодом 14,07 дня, очень большим эксцентриситетом е=0,63 и маломассивным невидимым компонентом._ Впервые показано, что эта двойная система обладает спин-орбитальным синхронизмом. Кроме того, из анализа быстрой переменности профиля линий выявлено, что ее переменность может быть тесно связана с двойственностью и/или вращением звезды. Значительно уточнены четыре периода секторных нерадиальных пульсаций с 1=-т=-3,-4,-5 и -6, которые тем не менее не описывают с достаточной точностью переменность глубины линии Ilel 6678, но возможно, что основная 1=-4 мода может быть связана с орбитальным периодом.

5. На основе многолетних наблюдений хорошо известной активной Ве звезды о And в области линии На также как и по наблюдениям линейной поляризации в континууме, впервые в деталях прослежен медленный сброс оболочки звездой и трансформации ее спектра типа В — Ве — Besheii- Подтвержден ранее заподозренный 8,5 летний цикл перехода звезды из фазы В в фазу Ве.

6. На основе большого числа спектрограмм, полученных в области линий На и Hei 6678 впервые показано, что хорошо известная Ве звезда £ Oph, обладающая большой амплитудой быстрой спектральной переменности фотосферных линий, является также активной Ве звездой, у которой происходят частые микросбросы оболочки, так что эта звезда почти постоянно находится в активном состоянии. Кроме того но наблюдениям в линии Hei 6678 обнаружена неоднородность оболочки звезды.

Практическая ценность работы.

Важнейшей ценностью работы являются прежде всего длительные ряды наблюдений В и Ве звезд, полученные с высоким

разрешением и большим отношением сигнал/шум. Обнаружение двойственности хорошо известных Be звезд 59 Cyg, к Dra и В звезды е Per позволяет, повидимому, по новому взглянуть на проблему связи медленной переменности эмиссионных спектров этих звезд с двойственностью системы, а также перейти к поиску связи между двойственностью объектов и быстрой спектральной переменностью их профилей. Длительные патрульные наблюдения оболочек Be звезд о And и £ Oph, имеющие быструю переменность профилей фотосфер-ных линий, позволяют в деталях проследить различные фазы активности этих звезд, для о And впервые рассмотреть все фазы медленного сброса оболочки, а для ( Oph рассмотреть неоднородность оболочки на разных расстояниях от звезды.

Аппробация работы.

Работы по теме диссертации докладывались: на 10 Региональном астрономическом съезде MAC (Прага, Чехословакия, август 1987); на совещании рабочей группы "Быстрая переменность OB звезд: природа и диагностика" (Мюнхен, ФРГ, октябрь 1990) , а также на семинарах Астрономического института в Онджееве, Чехословакия; Специальной астрофизической обсерватории и Крымской астрофизической обсерватории.

На защиту выносятся:

1. Результаты методики получения и обработки спектральных наблюдений с высоким разрешением и большим отношением сигнал/шум при помощи ПЗС системы. Ряды спектральных наблюдений в области линий На и Hei 5875, 6678 В звезд: 7 Peg, 12 Lac, е Per, и Be звезд: 59 Cyg, к Dra, о And и £ Oph.

2.Обнаружение переменности лучевых скоростей и профилей линий На и Hei, связанных с двойственностью Be звезд 59 Cyg и к Dra.

3. Обнаружение двойственности и спин-орбитального резонанса у е Per. Результаты поиска и уточнения периодов быстрой спектральной переменности профилей фотосферных линий этой звезды, их интерпретация на основе тестовых моделей для подобной переменности с помощью нерадиальных пульсаций.

4. Описание поведения медленного сброса оболочки Be звездой о And и перехода ее из В в Be фазу. Подтверждение 8,5 летнего периода активности звезды.

5.' Обнаружение высокой оболочечной активности Be звезды £ Oph, сопровождающееся частыми сбросами оболочки, обнаружение быстрой переменности по линии Hei 6678.

Структура диссертации.

В предлагаемой диссертации на основе спектральных ПЗС наблюдений с высоким разрешением и большим отношением сигнал/шум рассмотрена спектральная переменность профилей эмисионных и абсорбционных пиний у Be звезд 59 Cyg, к Dra, о And, ( Oph и В звезд е Per, 7 Peg и 12 Lac в области линий На и Hei на временных интервалах от нескольких часов до нескольких лет.

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы и приложения. В диссертации содержится 80 страниц машинописного текста, 27 рисункдв, 11 таблиц и приложения. Библиография состоит из 131 названия работ. Общий объем диссертации составляет 177 страниц. По теме диссертации опубликовано 8 работ, их перечень приводится в заключении.

Во введении дается обоснование темы диссертации, определяется цель работы и изложена структура диссертации.

В главе I изложены основные принципы работы ПЗС матрицы и ее характеристики, влияющие на качество получения

спектрального материала. Приводится методика обработки спектрограмм, полученных на твердотельном приемнике излучения. Описаны процедуры определения основных параметров эмиссионных и абсорбционных линий, по которым в дальнейшем анализируется переменность избранных звезд.

В главе 2 описываются результаты спектральных наблюдений, выполненных в линиях На и Hei 5876 для Ве звезды 59 Cyg в 1986-87 годах и наблюдения в На, полученные в 198688 гг для Ве звезды к Dra. По измерениям лучевых скоростей и отношений интенсивностей синего компонента эмиссионных линий к красному (V/R), полученных для 59 Cyg, показано, что эта звезда с большой вероятностью является спектрально двойной системой с орбитальным периодом 27,946 дня и предполагаемой массой вторичного компонента около IMq. На основании исследования изменений V/R в линии На в интервале с 1979 по 1988 гг, дополненного наблюдениями других авторов, показано, что этот период виден на протяжении всего последнего цикла активности звезды. Показано, что период, в пределах точности его определения, не изменяется, хотя амплитуда 28-дневных колебаний V/R изменяется почти на порядок при переходе от активной фазы к более спокойному состоянию. Из анализа последней фазы активности 59 Cyg в 1979-86 гг вероятно следует, что подобную переменность можно объяснить изменениями темпа обмена массой в двойной системе.

Из анализа лучевых скоростей абсорбционных линий у Ве звезды к Dra вместе с изучением изменений лучевых скоростей крыльев линии На, делается вывод о том, что эта звезда является двойной системой с орбитальным периодом 61,5549 дня и предполагаемой массой невидимого компонента около IMq. Одинаковые по амплитуде и фазе изменения лучевых скоростей фотосферных и эмиссионной линии На, говорит о том, что оболочка звезды в основном формируется вблизи яркого компонента системы.

В главе 3 описываются результаты трех лет патрульных наблюдений 1988-90 гг В звезды е Per, показывающая переменность интенсивностей и профилей фотосферных линий до 4-5 процентов. Из анализа изменений лучевых скоростей центра тяжести линии Hei 6678, делаются выводы о двойственности этой звезды с периодом 14,07 дня. Масса невидимого компонента системы составляет около IM®, эксцентриситет орбиты равен 0,63. Показано, что система находится в спин-орбитальном резонансе, так что орбитальная скорость движения компонентов в периастре равна линейной скорости вращения главного компонента. Перед детальным анализом быстрой переменности профилей линий у этой звезды приводятся тесты, позволяющие оценить возможные механизмы подобной переменности в линиях. Дальнейшее их применение к е Per позволяет говорить о том, что звезда вероятнее всего имеет нерадиальные пульсации, которые возможно вызваны приливными силами вторичного компонента при отсутствии синхронного вращения главной звезды с его орбитальным движением. Анализ быстрой переменности позволяет выделить четыре доминирующих периода быстрой спектральной переменности профиля (Рг=0,189, Р2=0,159, Р3=0,126 и Р4=0,094 дня) которые интерпретируются как 1=-т=-3,-4,-5 и -6 секторные моды нерадиальных пульсаций, причем отношение орбитального и основного (Рг) периодов может указывать на их связь.

Из анализа коротких серий наблюдений звезд типа ß Сер: 7 Peg и 12 Lac в линии Hei 6678 подтверждено, что 7 Peg пульсирует радиально на единственной частоте без изменения профиля пинии, в то время как 12 Lac показывает набор периодов, найденных ранее другими авторами, которые можно объяснить нерадиальными пульсациями звезды.

В главе 4 изложены результаты долговременных патрульных наблюдений поведения эмиссии в линии На у двух хорошо известных Be звезд с быстрой переменностью профилей ли-

"ний: о And и ( Oph.

Наблюдения линии На у о And в период с 1985-91гг показали, что звезда в 1986г начала сброс оболочки, проявляющийся в постепенном увеличении эмиссии в линии. Детальный анализ спектральных и UBVRI наблюдений линейной поляризации звезды на начальной стадии сброса оболочки позволил выявить две стадии перехода звезды в активное состояние. Показано, что время максимального развития оболочечного спектра этой звезды совпадает с предсказанным ранее другими авторами 8,5 летним циклом активности.

Трехлетний патруль в линии На другой Be звезды ( Oph, позволяет говорить о небольшой по амплитуде, но почти непрерывной переменности эмиссии в этой линии. Активность звезды проявляется на временных интервалах от нескольких десятков дней до нескольких месяцев. Сделан вывод, что помимо эмиссии в линии На, в это же время наблюдаются эмиссионные компоненты в других линиях. Сравнение поведения эмисионных деталей в линиях На и Hei 6678 в активном состоянии позволяет предположить, что звезда теряет вещество в виде отдельных сгустков или струй, что проявляется в быстрой (несколько часов) переменности в крыльях линии Hei, но не видимых в На.

В заключении подведен итог представленных результатов наблюдений В и Be звезд. Приводится список работ, выполненных автором, и определен личный вклад в опубликованные по теме диссертации работы, выполненные в соавторстве.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

1, Изучение переменности эмиссионного спектра 59 Cyg в линиях На и Hei 5876 в 1986-87гг показало, что эта одна из наиболее активных Be звезд - двойная система с периодом 28 дней и круговой орбитой. Переменность с этим периодом эмиссионного спектра наблюдается, по крайней мере, с конца

.1979г на протяжении всей фазы ее активности. Амплитуда колебаний параметра V/R линии На значительно меняется при сохранении периода й фазы. Возможно, что невидимый компонент имеет массу около IM©. Обращается внимание на то, что анализ длительных вариаций эмиссионного спектра этой звезды невозможен без учета ее двойственности и обмена массой в системе. Отмечается значительное сходство спектральной переменности 59. Cyg с некоторыми другими Be звездами.

2. Из анализа лучевых скоростей абсорбционных и эмиссионных линий у Be звезды « Dra найдено, что эта известная звезда является спектрально - двойной с периодом 61,5 дня, круговой орбитой и возможной Mäccofi невидимого компонента около 1М0. Одинаковая амплитуда и фаза переменности лучевых скоростей фотосферных и эмиссионной линии На указывает на то, что оболочка в основном формируется вокруг яркого компонента системы.

3. Небольшие ряды спектральных наблюдений в линии Hei 6678 хорошо известных звезд типа ß Сер: у Peg и 12 Lac показали, что у 7 Peg отсутствует какая-либо переменность профиля, кроме изменения лучевой скорости линии с амплитудой 7,5 км/с, вызванная радиальными пульсациями. Переменность этой же линии у 12 Lac указывает на присутствие нескольких колебаний большой амплитуды и не противоречит модели нерадиальных- пульсаций на нескольких модах, ранее предложенной для этой звезды.

4. По результатам трехлетних (1988-1990) наблюдений В звезды с быстрой переменностью профилей линий е Per найдено, что эта звезда спектрально-1 двойная с периодом 14,07 дня, эксцентриситетом орбиты 0,63, полуамплитудой кривой лучевых скоростей 20 км/с и массой невидимого компонента около 1-2Мд. Показано, что система находится в спин-орбитальном резонансе. На основе предложенных тестовых моделей показано, что главный компонент системы имеет быструю пере-

менность профилей фотосферных линий, которые лучше всего интерпретировать нерадиальными пульсациями. Анализ этой переменности позволяет выделить четыре доминирующих периода на временной шкапе в, несколько часов, которые можно интерпретировать как 1=-т=-3,-4,-5 и -6 секторные моды нерадиальных пульсаций. Заподозрено, что кратная величина отношения орбитального и основного (Р2) периодов может указывать на их взаимосвязь;

5. Многолетний патруль( в линии На (1985-1991гг) вместе с наблюдениями линейной поляризации в континуме у Be звезды о And позволил в деталях проследить сброс оболочки этой звездой. Подтвеждено существование 8,5-летнего цикла активности эмиссионного спектра этой звезды.

6. Трехлетний патруль в линии HQ Be звезды ( Oph указывает на небольшую амплитуду переменности линии,но почти постоянную оболочечную активность этой звезды на временных интервалах от нескольких десятков дней до нескольких месяцев. Сравнение переменности эмиссионного спектра в линиях На и Hei 6678 позволяет предполагать, что звезда теряет вещество в виде сгустков или струй, видимых в линии Hei, но не видимых в Нв.

Основное содержание диссертации изложено в следующих статьях:

1. Тарасов А.Е., Щербаков А.Г. О периодичности быстрых изменений профиля На в спектре Be звезды 59 Лебедя. Письма А.Ж., 9, 673-677, 1983.

2. Tarasov А.Е., Tüominen I. Duplicity of the Be - star 59 Cyg. Publ. Astron. Inst. Chechosl. Acad. Sei., N70, 5, 127-129, 1987.

3.Tarasov A.E., Tuominen I. Binaritv and activity of the Be -star 59 Cyg. Astron. Astrophys., в печати, 1992.

4.Juza К., Harmanec P., Hill G.M., Tarasov A.E., Matthews

J.M., Tuominen I., Yang S. Properties and nature of Be stars. 16. Closer to a solution of the puzzle of 5 к Dra? Bull. Astron. Inst. Czechosl., 42, 39-61, 1991.

5. Тарасов A.E., Гарбузов Г.А. О спектральной переменности звезд типа /3 Сер: 7 Peg и 12 Lac. Изв. Крымск. Астрофиз. Обе., 84, 000-000, 1992.

6. Harmanec P., Tarasov A.É. New facts about the variability of 45 e Per. In "Angular тоте^Цвад апс! mass loss for hot star^i: NATO workshop, ed.L.A.Willson, R.Stalio, Kluwer Acad.Publ.", Dordrecht, Netherlands, 205-212, 1990.

7.Harmanec P., Tarasov A.E. Towards -understending rapid • line- profile and light variations of early-type stars. 2. Confrontation of several possible models with new spectroscopic data on 45 e Persei. Bull. Astron. Inst. Czechosl., 41, 273-311, 1990.

8. Harmanec P., Olah K., Bozic H., Hadrava P., Horn J., Ko-ubsky P., Kriz S., Minikulov N.H., Muminovic M., Percy J.R..,. Shcherbacov A.G., Stupar M., Tarasov A.E. о And. Photometry, polarimetry and a tentative model of the'light variability. In "Physics of Be stars", TAU Coll. N92, ed.A.Slettebak, P.Snow, Cambridge UnivenPress, N.Y., 456-459, 1987.

. ... 'tJ^Î

Тарасов Анатолий Евгеньевич Спектральная переменность избранных В и Ве овезд

Формат 60x84. Бумага писчая. Печать ротапринтная. Усл.печ.л. 0,74. Усл.кр.-отт. 0,97 Ткраж 100 экз. Заказ 085. Бесплатно. Множительный цех КрАО, 334413, Крым п.Научный