Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Пульсирующие звезды с периодами изменения блеска 8
1.1. Звезды типа Лиры 10
1.2. Звезды типа Щита . 12
1.3. Ударные волны в атмосферах пульсирующих звезд 15
ГЛАВА 2. Наблюдательный материал 19
2.1. Фотоэлектрические наблюдения 19
2.2. Редукция инструментальной системы к UBV 23
2.3. Спектральные наблюдения в области Л Л 3600 - 4800 А 26
2.4. Спектральные наблюдения в области АЛ 6000 - 6700 I 30
ГЛАВА 3. Результаты фотоэлектрических наблюдний . 35
3.1. SS Рыб 36
3.2. SZ Рыси 42
3.3. ОН Пегаса 48
3.4. QZ Цефея 50
ГЛАВА 4. Особенности спектральной переменности . 53
4.1. Изменения спектральных классов 54
4.2. Линии излучения и расщепление линий поглощения 62
4.3. Изменение профиля линии Н« в спектрах звезд типа 69
4.4. Изменение эквивалентной ширины линии поглощения КСаІІ 77
ГЛАВА 5. Проявление ударных волн у звезд типа d щита 90
5.1. Изменение профиля линии На в спектрах VZPaKa и SZ Рыси . 92
5.2. Динамика явлений в атмосфере VZ Рака 97
5.3. Физические условия в высвечивающихся слоях атмосферы VZ Рака 103
Заключение 110
Литература . 113
- Ударные волны в атмосферах пульсирующих звезд
- Спектральные наблюдения в области Л Л 3600 - 4800 А
- Изменение профиля линии Н« в спектрах звезд типа
- Физические условия в высвечивающихся слоях атмосферы VZ Рака
Введение к работе
На протяжении более сотни лет пульсирующие звезды привлекают пристальное внимание астрономов. Их исследование стало важной вехой в развитии многих направлений астрофизики. Не ослабевает интерес к этим объектам и в настоящее время, это обусловлено значительным прогрессом в наблюдательной технике. Современные инструментальные возможности позволяют проводить исследования пульсирующих звезд с высоким временным и спектральным разрешением, в недоступных ранее спектральных областях.
В настоящей работе рассмотрены фотометрические и спектральные особенности звезд типа Лиры и с Щита. Присутствие этих звезд в шаровых и рассеянных скоплениях позволяет с особой ясностью понять их эволюционный статус, локализовать их положение на диаграмме. В последнее время у звезд обнаружены новые, уникальные явления.
Возможно, что механизм образования хромосфер у пульсирующих звезд типа б Щита и с7Цефея тесно связан с периодическими ударными волнами в их атмосферах. Для изучения этого явления необходимы дальнейшие наблюдения звезд типа 6 Щита в спектральных линиях, которые являются индикаторами звездной хромосферы.
Практически у всех типов пульсирующих звезд обнаружены ударные волны. Ударные волны в атмосферах пульсирующих звезд тесно связаны с пульсационным процессом. Они определяют структуру атмосферы пульсирующей звезды и другие характеристики. Неясна роль ударных волн в процессе пульсации: происходят ли ударные волны от пульсационных движений или пульсационные движения являются следствием ударных волн [94] Наблюдения ударно-волновых явлений и их изучение представляет в настоящий момент одно из самых актуальных направлений исследования пульсирующих звезд, без чего невозможно дальнейшее понимание физики пульсаций.
Значительный интерес представляют также проблемы, связанные с присутствием значительного числа стационарных, Am и Ар звезд в полосе нестабильности звезд типа f Щита; с обнаружением двумодных звезд типа f?Q Лиры, пульсирующих одновременно в двух радиальных тонах [16] ; с эволюционным статусом звезд типа cf Щита с большими амплитудами колебаний блеска и 5У Феникс; с характером эволюции пульсирующих звезд в полосе нестабильности.
Цель настоящей работы состоит в комплексном, фотометрическом и спектральном исследовании группы короткопериодических пульсирующих звезд (Р/?с и звезды типа 6 Щита с большими амплитудами колебания блеска).
Были поставлены следующие задачи:
1. Осуществление фотоэлектрической 1/3V-фотометрии пульсирующих звезд RZ Цефея, SS Рыб, ОН Пегаса, VZ Рака и SZ Рыси с целью:
а. получения характеристик изменения блеска и цвета;
б. исследования стабильности формы кривой блеска;
в. определения линейных характеристик изменения блеска на период спектральных наблюдений.
2. Исследование этой же группы пульсирующих звезд методом количественной спектральной классификации.
3. Исследование изменений эквивалентной ширины резонансной линии поглощения КОаП с фазой колебания блеска.
4. Исследование проявления ударно-волновых эффектов во внешних слоях атмосфер короткопериодических пульсирующих звезд.
Для решения поставленной задачи были выполнены следующие наблюдения:
1. Фотоэлектрические наблюдения в системе UBV пульсирующих звезд /?Z Цефея, 55 Рыб, ОН Пегаса, VZ Рака и SZ рыси (получено более 2300 оценок в фильтрах U3V ).
2. Спектральные наблюдения Q.Z Цефея, 55 рыб, ОН Пегаса и SZ рыси в области 3600-4800 А (получено 109 спектрограмм с дисперсией 125 А/мм).
3. Спектральные наблюдения с высоким временным разрешением (0.02-0.09 периода) в области водородной линии н (6000 -6700 А) для пульсирующих звезд RZ Цефея, ОН Пегаса, ИГ Рака и SZ Рыси (получено 127 спектрограмм с дисперсией 79 1/мм).
4. Необходимые фотометрические и спектральные наблюдения стационарных звезд для обеспечения редукции наблюдений и контроля стабильности аппаратуры.
На защиту выносятся следующие основные положения:
1. Результаты фотометрического исследования пульсирующих звезд RZ Цефея, 55 рыб, ОН Пегаса и SZ рыси.
2. Результаты количественной спектральной классификации пульсирующих звезд QZ Цефея, 55 рыб, DH Пегаса и SZ Рыси.
3. Обнаружение эмиссии и расщепления линии Н в спектрах звезд типа QRc - ОН Пегаса и &Z Цефея. Интерпретация наблюдений в рамках гипотезы о прохождении ударной волны.
4. Исследование изменения эквивалентной ширины линии поглощения КСаП с фазой колебания блеска.
5. Исследование эмиссионной особенности в линии на и ее изменений с фазой колебания блеска у звезды типа
б Щита - VZ Рака. Интерпретация наблюдений в рамках гипотезы о прохождении ударной волны.
6. Определение физических условий во внешних слоях атмосферы звезды VZ Рака.
По теме диссертации опубликовано 10 работ [7- 12, 88-91] .
Ударные волны в атмосферах пульсирующих звезд
Звезды типа RR Лиры являются представителями старого населения Галактики. Их возрасты превышают I09 лет [59]. Звезды типа QR Лиры очень многочисленны в бедных металлами шаровых скоплениях. На диаграмме цвет - звездная величина для шарового скопления они располагаются в области пересечения полосы нестабильности и горизонтальной ветви (пробел Герцшпрунга).По современным представлениям,горизонтальная ветвь - одна из последних стадий эволюции маломассивных звезд (0.4 - 1.ОЛ2.0).
Известно, что на горизонтальную ветвь звезды попадают после гелиевой вспышки в ядре на стадии красного гиганта. На горизонтальной ветви звезды имеют двойной источник ядерной энергии - горение гелия в ядре и водорода в сферическом слое вокруг ядра [100, IOl] . Попадая в область полосы нестабильности, звезда становится неустойчивой к возникновению пульсации. У звезд типа /?/? Лиры возбуждаются радиальные пульсации с перио-дами от 0.2 до I .2 [59] . Амплитуды изменения блеска составляют от нескольких десятых до двух звездных величин в системе V .
Широко представлены звезды типа RR Лиры в галактическом поле. Свойства переменных поля и шаровых скоплений в основном совпадают. Однако есть и существенные отличия. Так, металлич-ность у звезд поля изменяется в очень широких пределах. Наряду со звездами, бедными металлами ( [Fe/H] -I ), встречаются и звезды с нормальным содержанием тяжелых элементов ([Fe/И] 0). Вполне возможно также, что этот результат связан с недостаточно полным и надежным наблюдательным материалом для звезд типа RR Лиры в скоплениях.
В соответствии с формой кривой блеска и длиной периода звезды типа RR. Лиры подразделяют на подтипы RRa6 и RRc . Рассмотрим кратко основные характеристики звезд подтипа /?/2с . Они расположены, как правило, в высокотемпературной части полосы нестабильности, в то время как звезды /?/?а6 концентрируются в низкотемпературной области. Типичные представители этого подтипа V Волопаса, RZ Цефея, ОН Пегаса и Т Секстанта.
Кривые блеска у звезд QQc почти симметричные, амплитуда колебания блеска не превышает 0.5 в V . Периоды пульсаций заключены в пределах от 0.2 до 0.4 , с характерным периодом около 0.3 . Напомним, что звезды подтипа RRa6 имеют резко асимметричные кривые блеска, амплитуды более 0.5 в V и перио-ды от 0.4 до 1.2 . Характерной фотометрической особенностью звезд QQc является горб на кривой блеска в фазах восходящей ветви, эта особенность присуща всем звездам этого подтипа. Наиболее ярко горб проявляется у звезд с периодом пульсации от 0.25 до 0.31 . В литературе [62, 63] часто обсуждается вопрос о стабильности формы кривой блеска у звезд f?/?c . Однозначно ответить на этот вопрос в настоящее время нельзя. Зачастую выводы наблюдателей, даже касающиеся одного объекта, противоречивы. Неоднозначны также и данные о стабильности периодов пульсации у звезд типа /2/?с.
Спектральные особенности у звезд RQc изучены хуже, чем у звезд подтипа QQab. В основном это работы [108, 124] , выполненные по низкодисперсионным спектрограммам с целью спектральной классификации и определения параметра AS [124]. Наблюдения, как правило, выполнены лишь в отдельных Фазах, иногда [108] даже без учета фазы. В качестве параметра металличности в основном используется значение AS (либо прямо, либо косвенно через калибровки uo[Fe/H] }[CQ/H] ш[пг/Н]). Результаты этих работ указывают на очень низкое содержание металлов у звезд RRc .
В нескольких работах [125, 145] проведено исследование изменения лучевой скорости с пульсацией у звезд /?/?с. Так же, как и у звезд QQQ6 , максимум скорости расширения практически совпадает с максимумом блеска. Амплитуды изменения лучевой скорости невелики, в основном до 40 км/с (у звезд RRab амплитуда изменения лучевой скорости может превышать 100 км/с). В отличие от звезд Р/?а6 у подтипа QQc кривые лучевой скорости по линиям различных элементов отличаются незначительно. Не обнаружено у них также и характерного для звезд QQQ6 расщепления водородных линий в максимуме блеска (по наблюдениям в линии НЛ у DH Пегаса и Г Секстанта [125] ).
Наблюдательные данные свидетельствуют о том, что разделение на подтипы QRab и (?/?с не условное. Согласно теоретическим расчетам [79, 80, 101] , звезды типа RQob пульсируют в основном тоне, а звезды QQc в первом обертоне. Предполагается также,что в процессе эволюции звезды в полосе нестабильности происходит смена тона пульсации, в настоящее время обнаружено несколько двумодных звезд типа /?/? Лиры [іб], у которых одновременно возбуждаются колебания в основном тоне и первом обертоне. Причина этого явления во многом неясна. Неясен и сам характер эволюции звезд горизонтальной ветви в полосе нестабильности. Сравнительное изучение физических характеристик звездRa5 и 2с -один из путей решения этой проблемы.
Спектральные наблюдения в области Л Л 3600 - 4800 А
Для трех общих звезд (9 ящерицы, 22 Андромеды и у Персея) было проведено сравнение систем эквивалентных ширин (рис.2.2, 2.3). Совпадение систем вполне удовлетворительное. Следует отметить, что наблюдательный материал обеих работ был получен на одном спектрографе и фотоматериале. Таким образом, эквивалентные ширины, полученные в настоящей работе, пригодны для проведения количественной спектральной классификации по используемым критериям.
Для QZ Цефея, SS Рыб, ОН Пегаса и SZ Рыси было получено 109 спектрограмм (24, 19» 37 и 29 соответственно) с дисперсией 125 1/мм. Наряду с переменными звездами наблюдались и стандарты НК. Для 31 звезды получено 12 спектрограмм с дисперсией 125 А/мм и 94 спектрограммы с дисперсией 37 I/мм. Данные о спектрограммах приведены в таблицах П5-П8 Приложения.
Изменения блеска и цвета пульсирующих звезд, связанные с их пульсациями, хорошо известны. Однако наблюдатели сталкиваются и с такими проявлениями переменности, когда характерное время изменений существенно меньше периода пульсаций звезды (быстрая переменность). У пульсирующих звезд это, в частности, изменения в спектре, вызванные движением ударной волны в атмосфере. К настоящему времени выполнен ряд как теоретических [14, 18, 19] , так и наблюдательных работ [83, НО, 125, 12б] по исследованию этого явления. Однако наблюдения, как правило, очень малочисленны, не охватывают весь период пульсации и выполнены они лишь для небольшого числа пульсирующих звезд.
Для изучения ударно-волновых эффектов у пульсирующих звезд были проведены спектральные наблюдения в области 6000-6700 А (область водородной линии Н , Л = 6562.81 і). Для решения поставленной задачи использовалась следующая методика получения и обработки наблюдательного материала.
Наблюдения были выполнены на дифракционном спектрографе UAGS, установленном в фокусе 122-см рефлектора Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. Спектры сняты с применением спектральной монтировки СЭМ-1 [67] с электронно-оптическим преобразователем (ЭШ). ЭШ имеет входную и выходную шайбы из волоконной оптики и обладает высоким разрешением (фотографическое разрешение 60 шт/мм).
В качестве приемников излучения были использованы фотоэмульсии (на выходе ЭШ) Kodak ІОЗа-6" (для VZ Рака) и экспериментальная пленка ортохром "тип 121" и "тип 123"» разработанная в лаборатории М.О.Польского (ГосНИИТЕХФОТШРОЕКТ). Эти пленки значительно превосходят Kodok ІОЗа-G по чувствительности, практически не уступая по остальным фотометрическим характеристикам. Детальное исследование этих эмульсий выполнено в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР А.Г.Щербаковым. Применение ЭШ и эмульсий "тип 121" и "тип 123" позволило существенно повысить временное разрешение (около 150 раз, относительно применения Kodak 103a -F без ЭШ на данной аппаратуре) и,в конечном счете, исследовать быструю переменность в линии На . Время экспонирования составляло 6-8 минут для VZ Рака и около 15 минут для остальных звезд, что составляет от 0.02 до 0.08 периода пульсации.
Наблюдения планировались таким образом, чтобы непрерывно покрыть весь период пульсации. В ближайшую наблюдательную ночь наблюдения по возможности дублировались. За ночь получалось от 13 до 30 спектрограмм. Время между экспозициями не. превышало в среднем 0.5 минуты. Спектры для /?Z Цефея, ОН Пегаса и SZ Рыси расширялись от 0.3 до 0.4 мм, для VZ Рака - 0.5 мм. По обе стороны от звездного впечатывался спектр сравнения. Для каждой серии наблюдений снимался фотометрический клин, дисперсия спектрограмм 79 1/мм.
Обработка спектрограмм проводилась следующим образом. На регистрирующем микрофотометре Одесской астрономической обсерватории записывался в пропусканиях участок спектра в пределах -250 1 от линии На . Затем однообразно проводился непрерывный спектр, осуществлялся переход к интенсивностям и нормирование к континууму. Далее в пределах 100 А спектры оцифровывались с шагом I мм (на ленте 0.4 1), и на ЭВМ проводилось их кросс-корреляционное совмещение, вычисление среднего спектра и среднеквадратичной погрешности одного измерения (программа составлена А.С.Мицкевичем). Процедура кросс-корреляционного совмещения осуществлялась следующим образом. Цифровые массивы (300 точек) заносились в память ЭВМ, причем один из массивов условно принимался начальным. Смещение остальных массивов относительно начального производилось на -10 точек (х Ц А), для каждого смещения определялся коэффициент корреляции. По максимальному значению коэффициента корреляции массивы суммировались. Полученный таким образом средний спектр считался первым приближением. После этого процедура повторялась еще раз, но уже с использование ем вычисленного спектра в качестве начального. На рис. 2.4 представлено усреднение спектра ОН Пегаса в области линии н по 16 спектрограммам за 8/9 октября 1982 года. Среднеквадратичная погрешность одного измерения составляет около Ъ% в среднем по спектру.
Изменение профиля линии Н« в спектрах звезд типа
Расщепление линий поглощения по-разному проявляется у пульсирующих звезд разного типа населения. Так, у классических цефеид появляется не коротковолновый, а длинноволновый абсорбционный компонент. [15з 139] .
Количественная теория, которая смогла бы объяснить наблюдаемые особенности эмиссионного спектра и расщепления линий поглощения, отсутствует. В первую очередь, это связано со сложностью определения структуры динамической атмосферы, плотность в которой устанавливается под действием ударных волн, и отсутствием детальных наблюдательных данных.
Эмиссионные линии в спектрах звезд типа RQ Лиры в основном исследованы лишь по наблюдениям в На. Остальные члены бальмеровской серии изучены только у самой /?/? Лиры [126, 127 , ІЗі] 5 к сожалению, в основном качественно. Отсутствуют также данные о бальмеровском декременте. Исследование бальмеровского декремента проведено лишь у долгопериодических пульсирующих звезд (мирид) [20, 66]. Самой интенсивной линией бальмеровской серии является нг (или Htf). Линия Н , почти не наблюдается в эмиссии, эмиссия в НА очень слаба, эта аномалия бальмеровского декремента у долгопериодических переменных объясняется тем, что область, где образуются эмиссионные линии, расположена глубоко в атмосфере , и излучение в линиях На к НА экранируется молекулами Ті О . После соответствующей коррекции бальмеровский декремент становится аналогичным декременту у большинства звезд с эмиссией и свидетельствует о рекомбинационном характере излучения [20] . Бальмеровский декремент зависит OT нескольких физических параметров излучающей среды: механизма излучения, электронной температуры, характерных внутренних движений и оптической толщины в линиях. Поскольку происхождение эмиссионных линий у пульсирующих звезд разных типов определяется одним и тем же процессом, то можно ожидать, что аналогичный характер бальмеровского декремента сохранится и у других типов пульсирующих звезд. Тем более, что эмиссионные линии у цефеид и короткопериодических пульсирующих звезд образуются гораздо выше в атмосфере, чем у мирид, и влияние самопоглощения на бальмеров-ский декремент будет гораздо меньшим.
Таким образом, как и у большинства типов нестационарных звезд, самой интенсивной эмиссионной линией бальмеровской серии водорода у пульсирующих звезд должна быть На. Отметим также, что, согласно расчетам Уитни и Скалафуриса [141] , высокотемпературная область за фронтом ударной волны является оптически тонкой в На , оптическая толщина области растет при переходе к высшим членам серии.
Есть еще одно обстоятельство, побуждающее исследовать проявления ударно-волновых эффектов у короткопериодических пульсирующих звезд по наблюдениям в линии Н .. Дело в том, что наиболее сильно расщепляются ударной волной линии поглощения На и НиК ионизованного кальция, формирующиеся в протяженных верхних слоях атмосферы, где ударные волны достигают максимальной силы.
Выше подчеркивалось, что в работе Престона и Пачинского наряду со звездами QRQ6 были исследованы две звезды типа#с-DH Пегаса и Т Секстанта. Эти наблюдения не позволили обнаружить признаков расщепления или эмиссии в линии Н . С целью исследования физических условий во внешних слоях атмосфер звезд /?/?с были предприняты спектральные наблюдения ОН Пегаса и QZ Цефея в области линии поглощения н . . Наблюдения были выполнены на 122-см рефлекторе Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. Методика наблюдений и аппаратура описаны в параграфе 2.4, данные о спектрограммах приведены в таблицах П9, ПІ0 Приложения. . ШПегаса. Наблюдения получены в течение двух ночей в октябре 1982 года [II] . Всего было получено 24 (8+16) спектрограммы. Б ночь на 8/9 октября наблюдениями охвачено 0.8 периода. Время экспозиции составляло 0.05 - 0.04 периода пульсации. Наибольшим изменениям в исследуемой области спектра ОН Пегаса подвержено коротковолновое крыло линии поглощения На . На рис. 2.4 приведен усредненный спектр ОН Пегаса в области линии поглощения На и среднеквадратичная погрешность одного измерения. Средний спектр получен по 16 спектрограммам за 8/9 октября 1982 года. Изменение профиля линии поглощения Еа в фазах восходящей ветви и максимума блеска иллюстрирует рис. 4.5. На нем последовательно воспроизведены профили линии На j полученные в интервале УО 2445251.2564 - .3144. Фазы колебания блеска вычислены относительно линейных элементов (3.3). р В фазе 0.837 профиль линии поглощения На почти без особенностей, со слегка искаженным коротковолновым крылом.
Физические условия в высвечивающихся слоях атмосферы VZ Рака
С другой стороны, существование хромосфер у звезд типа ? Щита маловероятно, так как они являются достаточно горячими звездами [24] (спектральный класс в максимуме блеска более ранний, чем FO ). Возможно, что определяющую роль в существовании хромосфер у пульсирующих звезд играют ударные волны, пульсации и их взаимодействие с конвективной зоной [24] . На существенное отличие хромосфер у пульсирующих и стационарных звезд указывает временный характер эмиссии в линии КСаП и невыполнение закона Вилсона-Баппу [83] для цефеид (соотношение Вилсона-Баппу связывает эквивалентную ширину эмиссии в линии КСаП и светимость звезды [зз] ). Что касается эмиссионных особенностей звезд типа Щита с большими амплитудами колебания блеска ( 0.3 в V ), то они в этом отношении почти не исследовались. Для изучения физических условий во внешних слоях атмосфер пульсирующих звезд типа с? Щита были проведены спектральные наблюдения в области линии Hw у VZ Рака и SZ Рыси. VZ Рака. Это одна из наиболее интересных и исследованных звезд типа сУЩита. Ранее, в соответствии с 0ЮІЗ [34], она классифицировалась как звезда типа RRs . Ее основные фотометрические характеристики (по данным работы [39] ) приведены в таблице I. Одной из интересных особенностей VZPaKa является хорошо -выраженный эффект Блажко (/7 = 0.718, Р = 0.178) [85] . Эффект Блажко проявляется как в смещении момента максимума (максимальное уклонение 0.004 ) [85, 135] , так и в изменении формы и амплитуды кривой блеска [85, 135] и лучевой скорости [68] . С фазой эффекта Блажко изменяется и амплитуда изменения эффективной температуры [89] . Одним из важных выводов из многочисленных фотометрических исследований этой звезды является констатация постоянства периода изменения блеска звезды на протяжении 70 тысяч эпох [54] . На рис. 5.2 приведена кривая изменения блеска и показателя цвета
В данной работе получено 60 фотоэлектрических оценок блеска VZ Рака в системе BV . Наблюдения проведены в течение двух ночей в марте 1980 года на 64-см рефлекторе Крымской астрофизической обсерватории АН СССР относительно звезды сравнения ВО + П1894 [135] (таблица П4 Приложения). Сравнение полученных наблюдений и наблюдений, выполненных Тодораном [135] и Мовчаном (наблюдения выполнены на 20" рефлекторе Одесской астрономической обсерватории в 1981 и 1984 гг., получено 112 оценок блеска в системе BV ; наблюдения неопубликова-ны) показывает, что период изменения блеска VZ Рака продолжает оставаться постоянным.
По данным многоцветной фотометрии, VZ Рака показывает незначительный избыток металлов: [Fe/H] = +0.2 [115] . Метод кривых роста дает нормальное содержание тяжелых элементов [82] .
Спектральные наблюдения VZ Рака проведены в ноябре 1982 года на 122-см рефлекторе Крымской астрофизической обсерватории АН СССР [12] . Наблюдения выполнены на дифракционном спектрографе UflGS с электронно-оптическим преобразователем. В качестве приемника на выходе ЭОП использовалась фотоэмульсия Kodok 103a -G В течение двух ночей было получено 49 (18+ЗІ) спектрограмм с дисперсией 79 I/мм. Время экспонирования 6-8 минут, что составляет около 0.02 периода пульсации. Время между экспозициями не превышало 0.5 минуты, расширение спектрограмм 0.5 мм. Более подробно методика наблюдений и аппаратура описаны в параграфе 2.4, данные о спектрограммах приведены в таблице И12 Приложения.
На рис. 5.3 последовательно воспроизведены профили линии На , снятые в интервале УО 2445277.5368- .5750. В ядре линии поглощения во всех случаях отчетливо видна эмиссия. Как правило, эмиссионные компоненты в линиях бальмеровской серии водорода у пульсирующих звезд с короткими периодами колебания блеска присутствуют только в фазах восходящей ветви кривой блеска, в течение около 0.1 периода. У VZ Рака эмиссионный компонент присутствует в течение всего периода наблюдений (я 1.5 Ю с ). Наибольшей интенсивности эмиссионный компо р р нент в линии Нл достигает в фазах 0.722 - 0.837 , затем за время около 2 10 с интенсивность ее быстро падает и далее остается почти неизменной. Примерно в фазах увеличения интенсивности эмиссии значительно возрастает и полуширина линии поглощения на (рис. 5.5). Уширение линий поглощения в спектре VZ Рака во время подъема блеска отмечено также МакНамарой и Роджерсом [116] (по высокодисперсионным спектрограммам), это, в частности, позволило Фролову предположить существование ударных волн в атмосфере VZ Рака и других звезд типа 6 Щита [57] .
