|
__На главную__ __Статьи__ __Книги__ __Гостевая__ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Спектральные исследования цефеиды U Sgr |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Многолетние исследования пульсирующих звезд приводят к выводу о том, что классические цефеиды можно рассматривать как объекты с постоянным химическим составом, проходящие последовательно ряд квазистационарных состояний с различными физическими параметрами. Поэтому использование цефеид для построения спектральных калибровочных систем имеет определенное преимущество перед аналогичным набором из стационарных звезд сравнения. Любая стационарная звезда имеет свои спектральные особенности. Трактовать их можно по- разному: и как аномалии в химическом составе, и как особенности спектрообразующего слоя. При разработке 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" была использована работа (Schmidt E.G. , 1971, Astrophys .J.V.170,p.109.). Она содержит исследование железного спектра 4-х цефеид, одна из которых U Sgr (Р=6.74 ). Ее спектральная характеристика =F5-GI и класс светимости =IB. В цитируемой работе ее автор предполагал найти объяснения некоторым спектральным особенностям цефеид. В частности, появлению в максимуме блеска сильных линий металлов, аномальное усиление линий ионизованного железа FeII, и очень высокие турбулентные скорости от 4к/с до 11 к/с. Возможно, что это и связано с расслоением атмосферы под действием каких-то физических факторов. И хотя расслоения обнаружить не удалось, но был получен весьма обширный каталог эквивалентных ширин линий поглощения в различных фазах изменения блеска нескольких цефеид. Такие однородные каталоги являются базовым, нестареющим информационным материалом, к которому можно обращаться по мере появления новых методик, что мы и попытались сделать. Предварительно были построены "кривые роста" по линиям железа для каждой фазы изменения блеска (рис 1). 
Рисунок 1 Продиагностировав структуру атмосферы U Sgr по выше предложенной схеме в 7 фаза изменения блеска методом «кривой роста» и моделей атмосфер получили следующие результаты. Практически для каждой фазы можно выделить 2-3 различных уровня формирования линий поглощения. Их характеристики: 1) эффективная температура -Тэф K; 2)спектральный класс , как ее аналог - Sp(ml); 3) турбулентная скорость -Vt k/s; 4) относительное содержание атомов железа-(Fe/H), приведены в таблице 1 и показаны на рисунке 2. Таблица 1. Физико-химические характеристики U Sgr
Среднее по всем определениям - (Fe/H) = 7.63 Оказалось, что определения Sp(ml) под индексом 1 и 2 действительно имеют небольшую амплитуду спектральной переменности -F5-G0. А определения Sp(ml) под индексом 3, которым принадлежат в основном слабые линии, показывает значительно большую спектральную амплитуду от A3 в максимуме блеска до F5 в минимуме. Примечательно, что такой же интервал спектральной переменности линий нейтрального железа имеют звезды типа RR Лиры. 
Рисунок 2. Фазовые изменения спектральных характеристик у U Sgr Все выше перечисленные аномалии вполне объяснимы , если учесть неоднородность структуры атмосферы U Sgr. На этом можно бы было закончить анализ атмосферы U Sgr, если бы не один очень интересный результат, получаемый методом моделей атмосфер. Дело в том, что метод моделей атмосфер позволяет определить параметр оптической глубины слоя формирования линии поглощения (lg tau). (К сожалению, солнечная модель, которая лежит в основе набора моделей Куруца(1979) , не дает конкретного значения глубины оптического слоя. Получаемые в результате анализа величины, можно рассматривать только как относительные.) Тем ни менее, в расчетах модели должна соблюдаться классическая закономерность – чем меньше интенсивность линий поглощения т.е. их эквивалентные ширины W(mA), тем глубже уровень их формирования и больше по абсолютной величине параметры (lg tau). Для проверки этой ситуации приводим подробный расчет модели атмосферы для одной фазы, чтобы не перегружать текст, хотя расчет модели был выполнен по всем фазам. К примеру, пусть это будет фаза=0.86 перед выходом светимости цефеиды к максимуму блеска.
Таблица 2. Расчет модели атмосферы U Sgr в фазе основного колебания =0.86
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Wave | EW(mA) | lg fg | lg tau |
| 6055.99 | 159 | 0.37 | 0.803 |
| 6065.48 | 270 | -1.03 | 0.202 |
| 6157.73 | 107 | -0.45 | 1.129 |
| 6200.31 | 157 | -1.96 | 0.707 |
| 6213.43 | 145 | -2.15 | 0.793 |
| 6335.33 | 182 | -1.86 | 0.524 |
| 6481.87 | 145 | -2.40 | 0.803 |
| 6518.37 | 142 | -1.93 | 0.844 |
| 6609.11 | 131 | -2.28 | 0.911 |
| FeII | |||
| 6416.92 | 140 | -2.85 | 0.885 |
| FeI, | Тэф1=6362K, | lg=2.0 | |
| 6136.62 | 293 | -0.94 | 0.020 |
| 6137.69 | 250 | -0.95 | 0.63 |
| 6180.20 | 91 | -2.08 | 1.012 |
| 6252.55 | 227 | -1.29 | 0.082 |
| 6265.13 | 127 | -2.00 | 0.714 |
| 6302.49 | 165 | -0.61 | 0.493 |
| 6322.69 | 97 | -1.93 | 0.964 |
| 6344.15 | 102 | -2.32 | 0.924 |
| 6355.03 | 81 | -1.76 | 1.081 |
| 6393.60 | 248 | -1.10 | 0.033 |
| 6421.35 | 168 | -1.54 | 0.392 |
| 6430.84 | 198 | -1.57 | 0.186 |
| 6475.63 | 89 | -2.23 | 1.024 |
| FeI, | Тэф1=7830K, | lg=2.0 | |
| 6024.05 | 99 | 0.72 | 0.051 |
| 6229.23 | 40 | -2.11 | 0.451 |
| 6358.69 | 45 | -4.00 | 0.416 |
| 6469.21 | 66 | 0.18 | 0.295 |
| FeII | |||
| 6149.26 | 70 | -2.92 | 0.266 |
По этим определениям и аналогичным для других фаз построена зависимость W(mA) от lg tau.
Рисунок 3
Они показаны на рисунке 3. В 7-ми фазах для каждого потока получена зависимость W(mA) от lg tau прямолинейная и довольно четкая. В целом по этим рисункам видно как меняется структура атмосферы цефеиды в процессе пульсации. К примеру, в той же фазе =0.86 на глубинах, где формируются сильные линии появляется область с температурой выше почти на 2000К. То есть имеет место поверхностная неоднородность. Видно как начинается процесс разогрева атмосферы на восходящей ветви кривой блеска. На следующей фазе=0.04 атмосфера выходит в максимум светимости, сохраняя температурную неоднородность по поверхности. И только в минимуме блеска происходит расслоение атмосферы. В этом случае, наблюдаемая разность температур, распределяется по другим глубинам.
Фенина Земфира Николаевна
кандидат физ-мат наук, астрофизик
FeninaZ@ukr.net
Facebook
 |