__На главную__ __Статьи__ __Книги__ __Гостевая__

Неоднородность звездных атмосфер пульсирующих звезд
и метод ее исследования

Ряд особенностей спектров поглощения пульсирующих звезд не позволяют получить однозначные физические и химические параметры их атмосфер обычными методами. Определение температуры возбуждения атомов в спектрообразующем слое по профилю водородной линии, по уровню непрерывного спектра или температуре ионизации не дают согласованных результатов. Из-за этого исследование спектрального материала методами «кривой роста» или моделей атмосфер с использованием одной из этих температур или их среднего значения практически невозможно даже при наличии достаточно надежной системы сил осцилляторов.

Выход из этого положения подсказывается результатами количественной спектральной классификации пульсирующих звезд типа RR Лиры (Романов и др.1981), выполненной отдельно по линиям поглощения водорода Sp(Н), ионизованного кальция Sp(КСаII) и других металлов Sp(М). Оказалось, что фазовые изменения каждого из этих параметров имеют самостоятельный ход. Они могут быть взаимно синхронными или резко противоположными, особенно в области максимального блеска. Таким образом, оказывается, что в пульсирующей атмосфере в каждом квазистационарном состоянии нужно рассматривать как минимум три уровня формирования линий поглощения, т.е. три потока.

Дальнейшие исследования показали, что даже линии поглощения металлов в спектрах пульсирующих звезд не могут быть аппроксимированы только одной моделью. Как минимум металлические линии спектра разделяются на две группы по температуре возбуждения. Программа исследования в этом случае содержит следующие основные принципы: 1)определение параметров температуры возбуждения выполняется исключительно по данным исследуемого спектра; 2) основным источником информации является интенсивность линий нейтрального железа, так как она в меньшей степени подвержена влиянию различных атмосферных аномалий и связана в основном с изменением температуры возбуждения поглощающего слоя.

Должна существовать однозначная зависимость интенсивности эквивалентных ширин линий поглощения нейтрального железа(FeI) от параметра температуры возбуждения. Этот прием многократно испытан для спектральной классификации стационарных звезд и звезд со спектральными аномалиями. Недостаток его заключается в том, что использовалось ограниченное число ярких линий. Кроме того, сложная экспоненциальная зависимость эквивалентной ширины от эффективной температуры или спектрального класса не давала возможности использовать достаточно широкий диапазон температур из-за того, что экспонента быстро переходит в область неопределенности. Задача калибровки эквивалентных ширин по температурным параметрам намного упрощается, если применить стандартный прием преобразования экспоненциальной зависимости в прямолинейную, переводом ее в полулогарифмическую шкалу.

Таким методом получены достаточно надежные линейные зависимости вида:TETA _ex = a-b(-lgW_lambda /lambda ), где а и b коэффициенты линейных уравнений, вычисленные методом наименьших квадратов, lgW_lambda - параметр эквивалентной ширины соответствующей линии поглощения , S0- среднеквадратичное уклонение параметра TETA _ex В таблице для каждой линии поглощения нейтрального железа FeI, приводятся соответствующие ей параметры.

Применение данной таблицы для определения эффективной температуры позволяет обнаружить спектральные особенности не только физических переменных звезд, но и стационарных звезд, имеющих сложный спектр, а также пекулярных звезд с мощными магнитными полями.

Фенина Земфира Николаевна
кандидат физ-мат наук, астрофизик
FeninaZ@ukr.net
Facebook

На главную

Вернуться к списку статей

Написать отзыв