На главную Статьи Книги Гостевая Для авторов

 

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.

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 1.

Таблица 1. Физико-химические характеристики U Sgr

Фаза 0.04 0.10 0.23 0.38 0.67 0.75 0.86
Тэф1 5944 6079 6272 6122 5876 5634 6020
Тэф2 6356 6436 6588 6463 6008 5899 6362
Тэф3 7105 6891 7130 6456 7830
Sp(ml)1 F7.6 F6.0 F6.0 F6.5 F8.0 G0.2 F7.0
Sp(ml)2 F5.6 F5.0 F2.0 F4.0 F7.0 F8.6 F5.0
Sp(ml)3 A7.0 F0.0 A6.0 F5.0 A3.2
Vt 1 3.6 2.5 2.3 3.0 3.54.3 2.5
Vt 2 3.1 2.0 1.3 2.0 3.4 3.4 2.1
Vt 3 2.0 1.9 0.9 2.0 1.7
(Fe/H)1 7.36 7.97 7.82 7.73 7.47 7.75 7.93
(Fe/H)2 7.65 7.69 7.54 7.36
(Fe/H)3 7.56 7.59 7.43

Среднее по всем определениям - (Fe/H) = 7.63

Оказалось, что определения Sp(ml) под индексом 1и2 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.

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
FeI, Тэф1=6020K, lg=2.0

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.

Они показаны на рисунке. 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


На главную

Вернуться к списку статей

Написать отзыв