Результати досліджень довготривалих варіацій емісійної активності спектрів Ве зірок з різними домінуючими типами змінності. Ряд патрульних спостережень за небом. Емісійна фаза у зірок, що швидко обертаються. Оцінка параметрів супутників в Cep та Tau.
При низкой оригинальности работы "Довготривала змінність емісійних спектрів Ве зірок різних типів", Вы можете повысить уникальность этой работы до 80-100%
У найбільш загальному формулюванні термін Ве використовується для зір, у спектрах яких хоча б одноразово спостерігалася в емісії принаймні одна лінія водню. Частка Ве зір серед всіх В зір в Галактиці складає близько 17%. У теперішній час вважається, що Ве зорі мають велику двокомпонентну зовнішню атмосферу: полярні області гарячого зоряного вітру, які випромінюють в ультрафіолетової області спектра, і відносно холодний (~104К) тонкий екваторіальний диск, в якому виникають емісійні лінії видимої області спектру та інфрачервоний надлишок. З кореляції між напівшириною профілів емісійних ліній та Vsini зорі слідує, що вісь обертання навколозоряного диску співпадає з віссю обертання зорі. Назви ”shell-лінії” та ”shell-спектр” у теперішній час використовують для зір з добре розвинутим спектром оболонки.
Список литературы
Матеріалі дисертації опубліковано у 5-х статтях обсягом від 4 до 7 сторінок та в тезах конференцій. Перелік публікацій наведено нижче. Загальна кількість публікацій за темою дисертації - 13. Електронні версії опублікованих таблиць параметрів спектральних ліній, розміщуються у базі даних Астрономічного Центру Даних РАН - філії Страсбурзького Центру Даних (CDS).
2. Структура та обсяг дисертаційної роботи
Дисертація складається із вступу, пяти розділів, висновків, списку використаних літературних джерел, що містить 165 найменувань, та додатків Загальний обсяг дисертаційної роботи - 139 сторінок, у тому числі 105 сторінок тексту, 29 малюнків, 3 таблиці та 6 додатків.
У Вступі наведено опис основних властивостей Ве зір, сучасного стану проблеми вивчення Ве зір та Ве феномену, обґрунтовано актуальність теми, вказано звязок з науковими програмами організації, де виконувалася робота, визначено мету роботи, відображено новизну та особистий внесок пошукувача, а також викладено структуру дисертації.
У Першому розділі подано основи методики спостережень та обробки високодисперсійних спектрограм, описано процедури визначення основних параметрів спектральних ліній, змінність яких використовувалася для подальшого аналізу. Усі спостереження були одержані у Кримській астрофізичній обсерваторії з спектрографом, встановленим у фокусі куде 2.6-метрового телескопу ім. академіка Г.А. Шайна з ПЗЗ приймачами випромінювання. В роботі використані спостереження області лінії водню Нб л6563 для зір b Cep (62 спектрограми, одержано за 41 ніч спостережень), o And, (145 спектрограм, одержано за 101 ніч спостережень), z Tau (35 ночей та спектрограм), і EM Cep (41 спектрограма, одержано за 27 ночей спостережень), а також спостереження області лінії HEI л4471 - Mg II л 4481 (17 спектрограм) для зорі b Cep та HEI л6678 (14 спектрограм) і області лінії водню Р13 л8502 для зорі z Tau (9 спектрограм), які проводилися із зворотною лінійною дисперсією 6 або 3 Е/мм (реєструвалась ділянка спектру довжиною близько 30 або 60 Е).
Другий розділ присвячений дослідженню змінності емісійного спектру в Cep у 1990 - 2000 рр. У розділі показано, що активність в Cep як Ве зорі проявляється в епізодичних появах емісії у лінії водню На. Активність оболонки у b Сер може продовжуватися біля 10 років, та спокійна фаза може мати тривалість 10 - 15 років.
Повний профіль лінії На на протязі емісійного епізоду має виражену двокомпонентну структуру, але зміни відношення інтенсивності синього і червоного емісійних піків профілю (V/R) не повязані з активністю оболонки. Еквівалентна ширина повного профілю лінії змінюється від -0.6 до 2.5 Е. Відношення V/R змінюється від 1.01 до 0.95 з періодом, якій дорівнює періоду основної моди пульсації b Сер, що повязано з суперпозицією профілю оболонки та фотосферного профілю зорі.
Зміщення ядра повного профілю лінії ha, як і зміщення ліній дублету вуглецю C II, повязано с фазою пульсаційного періоду. Профіль емісійної компоненти лінії ha, одержаний після урахування фотосферного профілю зорі, в основному має достатньо плоску вершину з невеликим абсорбційним компонентом, таким чином, оболонка b Cep спостерігається у проміжному положенні, але ближче до випадку, коли вісь обертання близька до променя зору (pol-on). Інтенсивність емісії зменшується при практично незмінній формі повного профілю лінії На та при майже постійному значенні ширини емісійного компоненту лінії на половинній інтенсивності. Кореляції еквівалентної ширини лінії з періодом змінності магнітного поля не знайдено.
Променева швидкість емісійного компоненту значуще відрізняється від променевої швидкості самої зорі. Це можна вважати наслідком того, що оболонка утворюється навколо супутника в Cep.
Отримано оцінку маси близького супутника в Cep, яка відповідає відношенню променевих швидкостей: 7 - 8 M¤. При такому значенні маси та віці системи b Cep від 9.2Ч106 років до 9.6Ч106 років супутником є зоря спектрального типу В3-В6 V. Проте, при спостереженнях в області лінії HEI л4471 - Mg II л 4481 спектральних ліній супутника не знайдено, що може бути звязано з великою швидкістю його обертання, характерною для Ве зір. Таким чином, Ве феномен у випадку в Cep, може бути повязаним із супутником, а не з головним компонентом системи.
У Третьому розділі аналізується змінність параметрів спектральної лінії Нб пізньої Ве зорі п And при трансформації спектру B®Be®Be/shell, та детально вивчаються початкові фази розвитку оболонки. Виявлено особливості розвитку оболонки, які, ймовірно, повязані з відносно низькою температурою зорі. Виявлено також, що у початковій стадії розвитку оболонки o And показує нехарактерну для більшості Ве зір змінність профілю лінії ha, а саме збільшення глибини лінії та зменшення її напівширини. Амплітуда отих змін може сягнути 10%. Розвиток оболонки йде повільно та немонотонно. Типовий емісійний спектр виникає на кілька місяців пізніше, ніж зявляються перші зміни у профілі лінії Нб, а саме тоді, коли оболонка відійде на досить велику відстань від зорі. Типову для shell-фази форму профіль лінії одержує, коли область формування лінії становить більш, ніж 1.8 радіусу зорі. У стаціонарній фазі існування оболонки лінія демонструє характерні для класичних Ве зір неправильні варіації профілю. На початковій стадії скидання оболонки найбільш чутливими параметрами лінії Нб є на півширина лінії на половинній інтенсивності і остаточна інтенсивність у центрі лінії, а для shell-фази більш суттєвими є зміни еквівалентної ширини лінії та різниці швидкостей синього і червоного піків інтенсивності емісійного профілю. У стаціонарній стадії існування оболонки область, у якій формується лінія Нб, має розміри від 2 до 3 радіусів зорі.
У Четвертому розділі виявлено розбіжності в параметрах профілю лінії Нб и HEI l6678 в стадії спокійної оболонки та при розвинутій V/R-змінності для Ве/shell зорі ж Tau.
У фазі низької активності оболонки ж Tau еквівалентна ширина емісійної лінії Нб змінюється від 7 до 12 Е, відношення V/R, зостаючись більше 1, змінюється нерегулярно та в невеликих межах, профіль лінії має двокомпонентну структуру, інтенсивності синього та красного піків відрізняються незначно. Променева швидкість абсорбційного компоненту оболонки близька до променевої швидкості самої зорі та змінюється у межах 40 км/с.
Після переходу оболонки у фазу високої активності еквівалентна ширина емісійної лінії Нб збільшилась до 19-26 Е, виникла циклічна V/R змінність. Профіль емісійної лінії Нб набуває складної форми, у якої просліджуються декілька піків інтенсивності та дуже широкі крила. Розкид значень променевої швидкості абсорбційного компоненту сягає 230 км/с.
Крім того, в активній фазі час, коли V/R >1, приблизно дорівнює часу з V/R <1, а довжина циклу V/R змінності дорівнює приблизно 2.5 роки, що підтверджує теорію осциляцій глобально-неоднорідного диску.
Довготривала змінність форми профілів лінії гелію He I l6678 відображає структуру внутрішніх частин оболонки.
По інфрачервоних спостереженнях проведено оцінку фізичних характеристик супутника ж Tau. У спектрі z Tau в ділянці лл8487 - 8515 Е присутня тільки лінія водню Р13 л8502.49 з невеликою емісією у червоному крилі лінії, яка належить первинному компоненту - гарячій зорі. Лінія Са II л8498 не перевищує рівня шумів спектрограм. Тобто, якщо супутник z Tau - зоря класу пізнішого ніж А9, як то вважалося раніше, то в досліджуваної ділянки спектру він не може мати світність більш, ніж 1% від світності самої z Tau. Таким чином супутник не може бути зорею пізнього спектрального класу. Найбільш імовірно, що подвійна система z Tau пройшла стадію обміну мас та до неї тепер входять Ве зоря та гарячий гелієвий субкарлик, як у системі ц Per.
У Пятому розділі досліджується змінність емісійної активності ЕМ Cep - зорі, що належить до розсіяного скупчення NGC 7160. Одержано діапазон змін еквівалентної ширини лінії та остаточної інтенсивності у центрі лінії. Форма профілю лінії при виникненні емісії має двокомпонентну структуру, інтенсивності синього та красного піків відрізняються незначно. V/R змінності у ЕМ Cep не знайдено. Розміри частини оболонки, у якій формується лінія Нб, змінюються від 3 до 1 радіусу зорі. Знайдено, що активність оболонки ЕМ Cep має три рівня, які спостерігаємо як відсутність емісії, швидку змінність емісії або стійку емісію у лінії На. Показано, що фаза стабільної емісії змінюється фазою, в якій ознаки емісії зявляються та зникають на протязі десятків днів, та що по характеристикам фотометричної та емісійної змінності ця зоря дуже близька до Ве зір типу l Eri.
У Висновках підсумовано одержані пошукувачем результати спостережень та дано їх інтерпретацію для Ве зір в Cep, п And, ж Tau и ЕМ Cep, а також представлено найважливіші висновки роботи.
Основні результати та висновки
1. Визначені: тривалість емісійного епізоду b Cep, діапазон зміни еквівалентної ширини лінії На при виникненні та зменшенні емісії, особливості V/R варіацій цієї зорі. Променева швидкість оболонки, знайдена з урахуванням фотосферного профілю b Cep, помітно відрізняється від променевої швидкості зорі. Одержано оцінку маси супутника: 7 - 8 M¤. Дано інтерпретацію особливостей V/R, та показано, що Ве феномен у випадку b Cep може бути повязаний із супутником, а не з головним компонентом подвійної системи.
2. Для відносно холодної зорі o And одержано значення розмірів оболонки на початкових стадіях її формування та в shell-фазі. Показано, що на початку існування оболонка тільки змінює форму профілю лінії водню На, але як власне оболонка вона починає спостерігатися пізніше, коли відійде на деяку відстань від зорі. Часом у початковій стадії профіль лінії На повертається до чисто фотосферного.
3. Для V/R змінної Be/shell зорі z Tau знайдено значення параметрів ліній водню На та гелію НЕІ l6678 при переході оболонки із спокійної стадії до активної.
В активній фазі оболонки z Tau час, коли V/R >1, приблизно дорівнює часу з V/R <1, а довжина циклу V/R змінності дорівнює приблизно 2.5 рокам, що підтверджує модель осциляцій глобально-неоднорідного диску.
4. По інфрачервоних спектрах області лінії водню Р13 л8502 показано, що супутник z Tau не може бути зіркою спектрального класу А9 або холоднішою. Найбільш імовірно, що подвійна система z Tau пройшла стадію обміну маси та до неї тепер входять Ве зоря та гарячий гелієвий субкарлик, як у системі ц Per.
5. Одержано значення параметрів лінії водню та розміри області, в якій виникає емісія На, для різних стадій емісійної активності ЕМ Сер. По характеристиках фотометричної та емісійної змінності ЕМ Сер дуже близька до Ве зір типу l Eri.
Одержані результати дозволять деталізувати опис Ве феномену, що є важним для створення детальної теорії Ве феномену в цілому та пояснення ролі Ве стадії в еволюції гарячих зір, що швидко обертаються.
Основні результати дисертації опубліковані в таких статтях
1. Панько Е.А., Тарасов А.Е. Долговременная переменность эмиссионного спектра Be-звезды в Цефея. // Письма в Астрономический Журнал. - 1997.- T.23, № 8. - C. 620 - 625.
2. Panko E.A. The Shell Activity of Be/shell Star ж Tauri in 1985 - 1997. // Odessa Astronomical Publications. - 1997. - V. 10. - P. 72 - 75.
3. Панько Е.А. Вариации лучевой скорости лініи Нб звезды в Cephei в 1994 - 1998 годах. // Кинематика и физика небесных тел. - 1999. - Т. 15, № 6. - С. 509 - 515.
4. Panko E.A., Tarasov A.E. Variations of the в Cephri Нб Line Parameters at 1994 - 1998. // Odessa Astronomical Publications. - 2000. -V. 12. - P. 227 - 230.
5. Panko E.A., Tarasov A.E. Variability of the Ha Emission in the Be Star o Andromedae // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Conference Series. Ed. by M.A. Smith, H.F. Henrichs and J. Fabregat. - 2000. - V.214. - P.543 - 546.
1. Panko E.A. Activity of the Be/shell star ж Tauri. // Information Bulletin UAA. 1997. № 12. P.80 - 81.
2. Panko E.A. “Research for IR spectrum of a star ж Tauri.” // Information Bulletin UAA. 1997. № 12. P.85.
3. Panko E.A., Tarasov A.E. “Variability of Emission Нб Line of star п Andromedae” // IAU Colloquium 175. "The Be-Phenomenon in Early-Type Stars". Abstracts. Alicante, Spain, 1999. P.144.
4. Panko E.A. “The Parameters Variations of EM Cephei Нб Line at 1986, 1990-93 and 1996-98” / /"The Universe of Gamov: Original Ideas in Astrophysics and Cosmology". Abstracts. Odessa, 1999. P.81.
5. Panko E.A., Tarasov A.E. “Variations в Cephei Нб Line Parameters at 1994 - 1998” // "The Universe of Gamov: Original Ideas in Astrophysics and Cosmology". Abstracts. Odessa, 1999. P.82.
6. Panko E.A. ж Tauri at 1995 - 1999: the variability of hydrogen and helium lines. // Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-2000. Abstracts. Moscow, 2000. P. 85.
7. Panko E.A., Tarasov A.E. o Andromedae - shell outburst 1986 - 1999 // “UKRASTRO-2000. Astronomy in Ukraine - 2000 and Beyond (Impact of International Cooperation)” Abstracts. Kyiv, 2000. P.30. http://www.mao.kiev.ua/mao-2000
8. Панько Е.А., Тарасов А.Е. Особенности начальной стадии развития оболочки o And. // Международная мемориальная конференция “Астрономия 2000”. Тезисы докладов. Одесса, 2000, С. 28.
Summary
Panko E.A Longterm variability of the emission spectra of Be stars of different types. Manuscript. The thesis on search of the scientific degree of candidate of physical and mathematical sciences, specialty 01.03.02 - astrophysics and radio astronomy. Mykolaiv state pedagogical university, Mykolaiv, 2000.
The dissertation contains the results of study of the longterm emission activity of Be stars with different dominating variability types: в Cep, п And, ж Tau, EM Cep. Star variability was analyzed by patrol observations obtained at 1985 - 2000. The characteristics of variability of Нб line basic parameters were studied and interpreted.
All program stars are members of multiple systems, but secondary component have not the direct influence on envelope in all cases. Emission phase of program stars have duration from a few months (EM Cep) to decades (ж Tau). The evaluation of secondary component parameters for в Cep and ж Tau were obtained.
The results, which were obtained for all program stars premise work out in detail Be phenomenon description and define more exactly the role of Be stage in hot fast-rotating stars.
Панько О.О. Довготривала змінність емісійних спектрів Ве зірок різних типів. Рукопис. Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.02 - астрофізика, радіоастрономія, Миколаївський державний педагогічний університет, Миколаїв, 2000.
Дисертація містить результати досліджень довготривалих варіацій емісійної активності Ве зір з різними домінуючими типами змінності: в Cep, п And, ж Tau, EM Cep. Аналіз змінності проводився по ряду патрульних спостережень, які були отримані у 1985 - 2000 рр. Одержано та надано інтерпретацію змінності основних параметрів лінії Нб для зір програми.
Всі зорі, що дослідувалися, входять до кратних систем, але безпосереднього впливу супутника на оболонку не знайдено в жодної. Емісійна фаза у зір програми спостерігається на інтервалах часу від кількох місяців (EM Cep) до десятиріч (ж Tau). Одержано також оцінки параметрів супутників в Cep та ж Tau.
Одержані результати дозволять більш деталізувати стан речовини оболонок Ве зір, що є важливим для створення детальної теорії Ве феномену в цілому та для уточнення ролі Ве стадії в еволюції гарячих зір, що швидко обертаються.
Ключові слова: емісійні лінії: профілі: Ве зорі: зорі з оболонками
Вы можете ЗАГРУЗИТЬ и ПОВЫСИТЬ уникальность своей работы
