|
__На главную__ __Статьи__ __Книги__ __Гостевая__ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Физико-химические проблемы |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Исследование спектральных характеристик RR Лиры в минимуме блеска, в условиях отсутствия ударной волны, с целью определения химсостава атмосферы имеет принципиальное значение в теории эволюции звезд, так как считается наиболее достоверным. По данным ряда авторов содержание нейтрального железа в атмосфере RR Лиры имеет дефицит относительно солнечного химсостава порядка 1.5-2.0 dex. К сожалению, основным источником информации о содержании металлов остается спектрофотометрический индекс deltaS=10(Sp(H)-Sp(KCaII)) в минимуме блеска и его эмпирическая связь с параметром относительного содержания атомов железа из работы Батлера,1975(Butler D., As. J.,200,68) При этом не учитывается , что аномальность спектров может быть связана не только с реальными различиями в химическом составе, но и с особенностями условий ионизации атомов в атмосферах звезд. Для этого в атмосфере RR Лиры даже в минимуме блеска много причин. Об этом свидетельствует количественная спектральная классификация (Романов и др.1981 Астрометрия и Астрофизика,43,43). Фотометрический минимум блеска не всегда совпадает со спектральным. Интенсивность линий металлов в спектрофотометрическом минимуме имеет вторичный максимум, после которого более глубокие слои формирования металлов не успевают принять то состояние, в котором находятся линии поглощения водорода. Есть еще косвенные причины для возникновения спектральных аномалий. Вращение звезд приводит к изменению условий ионизации и возбуждения от полюса к экватору (Соболев, 1985 Курс теоретической астрофизики.М. Наука). На одном спектре это вызовет появление линий разных спектральных подклассов. Магнитное поле равное 1000-1500 гаусс (Удовиченко и др., 1993- Odessa Astronomical pablication,6,33.) может привести к искажению сферической симметрии, и соответственно к возникновению спектральных аномалий. Кроме того, известно, что при неизменной плотности вещества намагниченность обратно пропорциональна абсолютной температуре. Факт, установленный Кюри в 1895 году (Путилов,1965 в кн. Курс физики. М.Наука). Области с разной магнитной восприимчивостью внесут дополнительную неоднородность в атмосфере RR Лиры. Эти свойства могут проявиться в том, что наиболее глубокие уровни формирования линий поглощения окажутся холоднее верхних или будут соседствовать области с относительно высокой и низкой температурой. Таким образом, причин, по которым спектр RR Лиры в минимуме блеска может иметь аномальную интенсивность линий поглощения различных элементов, достаточно. Истинный минимум блеска у Лиры продолжается не более 0,1 периода основного колебания, непосредственно у основания восходящей ветви кривой блеска. Даже в такие моменты линии поглощения ионизованного кальция КСаII не всегда находятся в соответствии с линиями других металлов, в частности с линиями нейтрального железа FeI. Во время наблюдений 1989 года в САО на ЗТШ экспедицией Одесской астрономической обсерватории под руководством зав. Отделом «Переменных звезд» Романовым Ю.С. была получена серия спектров в области минимума блеска. Десять спектров охватывали весь фотометрический минимум в диапазоне длин волн 4000-4800А. Только один из этих спектров, судя по состоянию интенсивности сильных линий нейтрального железа в фазе основного колебания блеска, соответствует истинному моменту минимума. Данный спектр имеет следующие параметры: J.D.=24047788d5177, фаза основного колебания блеска =0.832, фаза эффекта Блажко =0.39. Сравнение экспериментального профиля линии водорода Н гамма с теоретическим показало соответствие модели с параметрами: Используемый фотоматериал - Кodak 103а-0, дисперсия 9А/мм. Пластинки перед экспонированием подвергались очувствлению жидким водородом. Оцифровка спектра выполнена в ГАО АН Украины. Для определения эквивалентных ширин использована программа Сергеева С.Г. (КрАО). Точность определения эквивалентных ширин ±10%. Для определения относительного содержания атомов различных элементов применен метод моделей атмосфер (Kurucz R.L.,1979 Astrophys.J.Suppl.Ser.V.40,1p). Для выбора теоретической модели эффективная температура определялась индивидуально по каждой линии FI на исследуемом спектре с использованием таблицы "Коэффициенты линейных уравнений для оценки температуры Тэф<=5040/ 0.82TETA по избранным линиям нейтрального железа. из раздела "Неоднородность звездных атмосфер пульсирующих звезд и метод ее исследования". Гравитационный параметр определялся по водородной линии Нгамма путем сравнения теоретического и экспериментального профиля. При этом оказалось, что данный спектр не однороден и линии поглощения FeI распределились по трем потокам. Их характеристики представлены в таблице 1.
Таблица 1 . Характеристика потоков, полученная по линиям,
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ТэффК | VT (k/s) | lg g |
| 5790 | 1.8 | 2.8 |
| 6940 | 1.3 | 2.8 |
| 9770 | 0.6 | 2.8 |
Полный расчет модели атмосферы приведен в таблице 2. Для каждой длины волны нейтрального и ионизованного железа приведены эквивалентная ширина , сила осциллятора из работы (Corliss C.H.,Tech J.L.,(1968) NBS,108)глубина формирования линии и относительное содержание FeI и FeII.
| Длины волн в A | EW(mA) | log gf | lg (tau) | lg(Fe/H) |
| 4229.75 | 92 | -2.65 | 0.460 | 7.130 |
| 4238.02 | 110 | -0.05 | 0.396 | 6.897 |
| 4241.11 | 69 | -1.65 | 0.818 | 6.871 |
| 4243.82 | 62 | -1.11 | 0.957 | 7.527 |
| 4246.82 | 59 | -1.50 | 0.920 | 6.968 |
| 4250.12 | 172 | 0.41 | 0.079 | 6.537 |
| 4253.93 | 29 | -1.89 | 1.184 | 7.056 |
| 4260.00 | 110 | -0.27 | 0.390 | 7.029 |
| 4264.74 | 73 | -0.56 | 0.821 | 6.979 |
| 4276.67 | 112 | -0.38 | 0.422 | 7.704 |
| 4239.36 | 39 | -0.79 | 0.755 | 6.982 |
| 4260.47 | 91 | -0.02 | 0.197 | 6.563 |
| 4285.44 | 47 | -1.19 | 0.697 | 7.220 |
| 4298.04 | 34 | -1.37 | 0.779 | 6.968 |
| 4358.50 | 30 | -1.64 | 0.799 | 7.061 |
| 4367.90 | 34 | -2.65 | 0.773 | 7.063 |
| 4375.93 | 71 | -3.03 | 0.370 | 6.931 |
| 4224.17 | 11 | -0.41 | -0.417 | 7.719 |
| 4282.40 | 36 | -0.16 | -0.750 | 7.541 |
| 4369.77 | 17 | -0.15 | -0.503 | 7.507 |
| 4404.75 | 51 | -0.14 | -0.990 | 7.573 |
| 4443.19 | 32 | -0.22 | -0.704 | 7.898 |
| 4447.72 | 19 | -0.58 | -0.534 | 7.514 |
| 4459.12 | 30 | -0.50 | -0.681 | 7.716 |
| 4494.56 | 25 | -0.35 | -0.618 | 7.446 |
| 4273.33 | 83 | -3.28 | 0.255 | 7.426 |
| 4278.16 | 33 | -3.82 | 0.790 | 6.743 |
| 4303.18 | 100 | -2.49 | 000 | 7.130 |
| 4351.77 | 89 | -2.15 | 0.176 | 6.439 |
| 4258.15 | 23 | -3.40 | -0.554 | 7.083 |
| 4451.55 | 9 | -1.84 | -0.452 | 6.890 |
| 4520.22 | 36 | -2.55 | -0.719 | 6.644 |
| 4576.34 | 17 | -3.04 | -0.531 | 6.615 |
Для наглядности структуры атмосферы приводится рисунок, на котором показана зависимость интенсивности эквивалентной ширины линий поглощения от глубины их формирования для трех потоков. На рисунке видно, что независимо от интенсивности, линии могут формироваться в областях как относительно низких, так и высоких температур. Внутри каждого потока четко сохраняется классический принцип - чем слабее линия, тем она глубже.
В таблице 1 и 2 приведен полный расчет только по одному спектру. Результаты обработки других спектров приведены в книге Романова Ю.С. и Фениной З.Н.«Физические аспекты пульсационной природы звезд типа RR Лиры», Киев,2004.
На основании полученных результатов можно заключить, что в минимуме блеска атмосфера RR Лиры имеет сложную слоевую структуру, которая меняется в зависимости от фазы эффекта Блажко, связанного с вращением звезды. Из-за нарушения сферической формы атмосферы под влиянием магнитного поля, аномалии в спектре проявляются по-разному. Верхние атмосферные слои содержат горячие компоненты с температурой до 9000К. Нижние слои по причине геторогенной неустойчивости атмосферы RR Лиры оказываются холоднее. Из-за этого слабые спектральные линии примерно одной интенсивности могут принадлежать разным потокам, но формируются спектральные линии и в верхних и в нижних слоях атмосферы.
Таким образом, в минимуме блеска атмосфера RR Лиры неоднородна по поверхности и глубине и как следствие имеет сложный спектр. При определении относительного содержания атомов различных химических элементов учет аномалий в формировании спектров приводит к практически нормальному содержанию атомов различных химических элементов с дефицитом по линиям железной группы порядка 0.5 , то есть в пределах точности определения этого параметра методом моделей атмосфер.
Полученные результаты не соответствуют стереотипному представлению о звездах типа Лиры, как о старых объектах, с избытком кальция и дефицитом железа. Сложность структуры атмосферы этих объектов порождает много противоречий. Как всегда, истина где-то посредине. Предлагаемый нами метод это один из путей, по которому можно идти к истине. Несомненно, он очень сложен и подсилу только коллективу, которым был когда-то отдел "Переменных звезд" на Одесской обсерватории при директорстве в ней Владимира Платоновича Цесевича.
Фенина Земфира Николаевна
кандидат физ-мат наук, астрофизик
FeninaZ@ukr.net
Facebook
 |