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 эшелле-спектров .... 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 Вейвлет-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 ь Her....................... 50
2.1.1 Наблюдения и обработка спектров.................... 51
2.1.2 Обсуждение результатов............................. 59
2.2 Тройная система SOri..................................... 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
2.2.4 Анализ спектра временных вариаций разностных профилей линий............................................ 74
2.2.5 Вейвлет-анализ вариаций профилей линий.............. 77
2.2.G Поиск регулярной переменности....................... 80
2.2.7 Обсуждение результатов.............................. 82
2.3 Выводы.................................................... 88
3 Персменость профилей линий, связанная с вращением звезд ранних спектральных классов 89
3.1 Вариации профилей в спектре звезды pLeo................... 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 0 Aur . . 105
3.2.1 Теоретическое обоснование задачи поиска переменности штарковских профилей спектральных линий в спектрах магнитных звезд спектральных классов
F-В.................................................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 Feige34....................119
4.2 Вариации лучевых скоростей в спектре Feige 34.............124
4.3 Выводы....................................................131
3
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 1? 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
4
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 нерадиальны-ми 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 светимостей по принадлежности их к группе горячих, конвективно-спокойных звезд. В настоящем введении к диссертации приводятся: сведения об изучаемых объектах и обсуждается классификация проявлений иестациопарности у этих звезд, и 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
5
системного исследования звездной переменности.
13 1596 Давид Фабрициус обнаруживает, что звезда Омикрон в созвездии Кита периодически то появляется на небе, то исчезает. В 1642, Йохаинес 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-двойиая 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 XX-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 (микропе-ременноеть). Согласно выше сказанному, определим переменную звез-;1у как звезду, претерпевающую значительные, или даже катастрофи-
6
ческие изменения се 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 и более процентов) изменениями наблюдаемых характеристик у переменных звезд.
В связи с таким историческим разделением звезд на группы переменных и стационарных, исследования микропеременности у звезд и, в особенности, их.быстрой мпкроперсменностп (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 астросейсмология - исследование внутреннего строения звезд по анализу частот их собственных иуль-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 пли 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
7
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 RRLvr - 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 6Set). Флуктуации их блеска происходят с амплитудами порядка 0.7 зв. величины и с периодами 1-2 часа.
8
Горячие, бело-голубые звезды ранних спектральных классов (О и В) -гигантские, очень горячие звезды, демонстрирующие пульсации малой амплитуды на коротких периодах.
Пульсирующие звезды типа /?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 квазирегуляр-ные 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.
Мириды - 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.
ГТолурегулярные 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 Ветсльгейзе, 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
9
звезды спектральных классов Р и О. 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.
Иерадиальные 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 не радиально пульсирующих звезд сложна и неоднозначна. В этой связи здесь мы перечислим только основные, наиболее характерные примеры нерадиальных пульсаторов.
Переменные звезды типа aCyg классические, не радиально пульсирующие звезды-сверхгиганты спектральных классов Ае/Вс, периоды пульсаций которых находятся в пределах от нескольких дней до нескольких недель, и амплитуды пульсаций обычно не превышают порядка 0.1 зв. величины. Изменения блеска у звезд этого класса, главным образом, нерегулярны и могут быть разложены на суперпозицию нескольких нерегу-лярных/квазирегулярных гармоник разных частот. Наиболее типичным представителем такого рода пульсирующих звезд является а Cyg.
Быстро осциллирующие го Ар звезды - сравнительно недавно открытые пульсирующие звезды спектрального класса Ар с короткими (десятки минут) периодами пульсаций. Механизмы таких быстрых пульсации до сих пор достаточно не изучены. Принято считать, что причинами этих пульсаций является взаимодействие глобальных магнитных нолей
ю
этих звезд с веществом в условиях быстрого вращения, что возмущает продольные автоколебания на акустических частотах этих звезд.
Пульсирующие белые карлики типа ZZCet Это особый класс пульсирующих карликовых звезд. Белые карлики представляют класс далеко проэволюциоиировавших остывающих ядер обычных звезд умеренных масс. Это финальный этап жизни звезды перед тем, как она превратиться в остывшую кристаллическую межзвездную скалу размером с Землю. Белые карлики ZZCet также относятся к классу очень быстро нерадиально пульсирующих звезд с периодами пульсаций от сотен до тысяч секунд и малыми амплитудами от 0.001 до 0.2 зв. величин.
Вращательно-модулированная переменность
Такой тип переменности охватывает практически все звезды, имеющие неоднородное поверхностное распределение их физических характеристик, таких как температура, химический состав, глобальное магнитное поле значительных напряженностей. В результате вращения такой звезды, присутствие неоднородностей в ее атмосфере создает регулярные, малой амплитуды вариации ее блеска и спектра. Строго говоря, такой тип переменности присутствует у всех звезд. Однако эффективное конвективное перемешивание вещества у холодных звезд поздних спектральных классов в большинстве случаев приводит к тому, что амплитуды таких вариаций оказываются ниже порога детектирования даже с современными приборами. По-видимому, только у конвективно-спокойных звезд от ранних подклассов спектрального класса Б до поздних подтипов О звезд может быть уверенно обнаружена такую переменность. Особый интерес представляют магнитные Ар/Вр звезды [44, 51].
Спектральная переменность горячих звезд, вызванная радиационно-индуцированным ветром
Наличие радиальных истечений вещества (звездных ветров) является распространенным явлением у массивных, горячих звезд, хотя конкретные физические процессы, приводящие к истечению, зависят от эффективной температуры звезды. Спектральные исследования таких звезд чрезвычайно важны, поскольку потеря массы массивной звездой критически сказывается на ее эволюции и конечной судьбе [58].
11
Подробный анализ проблем, связанных с наличием звездных ветров у горячих звезд представлен в монографии [50] и обзоре [47]. По общепринятым представлениям спектральная и фотометрическая переменность горячих звезд с расширяющимися атмосферами вызывается наличием в них клочковатых неоднородностей (крупно и мелкомасштабных структур). Как правило, эта переменность не строго периодическая. Этот тип переменности у обычных горячих звезд регистрируется, главным образом, спектроскопически.
Вот очень краткий обзор основных физических переменностей В той или иной степени являющихся предметом представляемой диссертации. Мы нс рассматривали взрывающиеся новые, сверхновые звезды и звезды типа Вольфа-Райе (\¥Л), переменность которых обусловлена катастрофическими, взрывными изменениями, выбросами масс и т.д. Мы также не рассматриваем переменность протозвездных образований (молодых рождающихся звезд), затменно/спектрально-перемепных двойных/кратных звезд и т.д. Все эти звезды имеют свою собственную внутреннюю классификацию и представляют другие области исследования, нс затрагиваемые диссертацией.
Общая характеристика объектов исследований
В диссертации приводятся результаты исследований следующих звезд.
Звезда бНег (85 Нег,.НВ.6588, ЕГО 160762)
Переменные звезды верхней части главной последовательности делятся на две большие группы: звезды типа /3 Сер и медленно пульсирующие В-звезды (БРВ), выделенные как отдельная группа переменных звезд в работе [92]. В группу БРВ-звезд входят звезды спектральных классов В2-В5, обладающие мультипериодическими фотометрическими вариациями на временных шкалах от нескольких часов до ~ 2 сут. Обычно эти вариации приписываются »-модам (связанными с силой Архимеда, действующей на сгустки звездного вещества в атмосферах звезд) нерадиальных пульсаций (НРП) высокого порядка (см., например, [65]). Особый интерес представляет подгруппа звезд, находящихся на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (ГР) в промежуточной области между звездами типа р Сер и ЭРВ-звездами. Предполагается, что звезды в этой подгруппе обладают характеристиками обеих групп звезд.
12
- Київ+380960830922