Определение геометрических параметров и физических характеристик затменно-двойной типа Вольфа-Райе CQ CEPHEI Карташева, Татьяна Аркадьевна

Введение к работе

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ. ' CQ Cephei ( HD 214419 ) - одна из четырех затменно-двойных с компонентом типа Водьфа-Райе (WR), поставляющих нам основные сведения о размерах и физических характеристиках этих интересных объектов. Кроме того,она является единственной затменно-двойной в выделившейся в последнее десятилетие подгруппе ШЬ-ПОЗД-них WR-звезд азотной последовательности, обладающих повышенной по сравнению с остальными WR-ЗБездами светимостью, повышенным содержанием водорода и занимающих, вероятно, особое место в эволюции массивных звезд. И, наконец, это самая тесная из WR-двойных (Р = I?64$ А = 20 R ), что обуславливает существование у нее общей оболочки, образованной материей, истекающей не только из то-звезды, но и из О-спутника, заполняющего в столь тесной паре свою внутреннюю критическую поверхность Роша. До сих пор, хотя над системой бьются около полувека, нет общепризнанных решений ни ее кривой блеска, ни кривой лучевых скоростей .спутника, нет однозначных результатов исследования поведения ее орбитального периода, нет даже единого мнения относительно видимости в спектре системы линий спутника.

ЦЕЛЬ РАБОТЫ состояла в том, чтобы путем разработки новых методических подходов к решению кривой блеска системы, к интерпретации ее спектра, к интерпретации ее ( 0-С )-диаграммы и объединения результатов, полученных из фотометрических и спектральных исследований, выйти на модель СО, сер, на понимание физических процессов, происходящих в ней. Критериями достоверности полученных результатов,на наш взгляд, долкнк были быть три основные момента: I."Нормальное" положение компонентов системы на диаграмме Герц-шпрунга-Рессела.

1. Близость,выводимого из полученных результатов,возраста системы к возрасту ассоциации Сер ОВГ, членом которой со. Сер является.

2. Возможность объяснить,с помощью полученных результатов.причину, по которой сильные абсорбции О-спутника находятся на грани видимости в спектре системы - наблюдательный факт.очень осложняющий ее исследование.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА І.В широкополосных фотоэлектрических"иВУ"-наблюдениях февраля-мая

1969 года впервые детально в трех цветах была отнаблюдена вспышка излучения CQ Сер, длившаяся около двух часов.

3. В узкополосных фотоэлектрических наблюдениях 1975 года впервые удалось отнаблвдать систему в фазе повышенной активности,длившейся примерно год, когда нестабильности была подвержена вся кривая блеска в целом.

4. Впервые в рамках гипотезы о составном характере кривых блеска CQ сер, высказанной нами еще в 1972 году, путем выделения из всех кривых кривой блеска наименее искаженной дополнительным излучением газового уплотнения между компонентами ( ь_ж ) и при предположении о существенном вкладе блеска однородной по плотности части оболочки ( L₃ ) в общий блеск системы, удалось получить надежное решение кривой блеска CQ Сер.

5. Из спектрофотометрического изучения абсорбционных и эмиссионных линий в спектрах системы,близких к первому максимуму блеска, с привлечением данных фотометрии о глубинах главного минимума, впервые удалось получить надежную оценку для отношения блесков компонентов системы, что обеспечило выбор верного значения ь₃ и соответствующего ему решения кривой блеска системы.

6. Это же спектрофотометрическое исследование подтвердило высказанную нами гипотезу о наличии существенной, переменной с фазой и со временем, добавки в излучение системы в непрерывном спектре, обусловленной, вероятно, излучением квазистационарно-го газового уплотнениия между компонентами пары, возникающего в результате взаимодействия их звездных ветров. Удалось показать, что именно эта добавка в совокупности с ощутимым блеском однородной по плотности части оболочки ( L₃ ) ответственны за то, что абсорбционные линии О-спутника находятся на грани видимости ( А ш = ш^ m_{VR фот + VR о((ол+} „ *1^B).

7. Вслед за Ниемелой (1980) нам повезло увидеть большое число абсорбционных линий О-спугника в наших высокодасперсионных ( D = = 9,І4,28І/мм ) спектрах системы, полученных на II камере ОЗСП БТА в 1981 и 1982 годах. Везение мы сочетали с тщательным анализом всего сложного абсорбционно-эмиссионного спектра системы, в результате чего были выделены три системы абсорбционных линий, налагающихся на WR-эмиссии. Именно этот анализ помог нам выделить абсорбции О-спутника в фазах второй половины орбитального периода, когда все три абсорбции перемещаются на ле-

вое крыло эмиссий и блендируются между собой. Впервые была построена надежная кривая лучевых скоростей О-спутника. Показателем ее надежности явилось отличное совпадение 7"~^скоР^осте*'^: WR-ядра и О-спутника. Имея кривую лучевых скоростей и WR-ядра, и О-спутника, мы впервые получили надежное отношение масс компонентов системы ( q = m_VR / m_Q = 0.83 ± 0.07 ) 7- Впервые была проведена спектральная классификация CV-спутника CQ Сер на основании присутствия и силы его абсорбционных линий Неї и Hell. В ходе специального спектрофотометрического исследования линий в спектрах системы, близких к первому максимуму блеска, был уточнен и класс светимости спутника ( 09.5111 ).

8. Полученное решение кривой блеска в совокупности с решением кривых лучевых скоростей обоих компонентов, а также с использованием факта принадлежности CQ Сер к ассоциации Сер OBI позволили впервые получить надежные размеры и физические характеристики как системы в целом, так и ее компонентов. О надежности полученных результатов говорит "нормальное" расположение компонентов CQ сер на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, а также то,что возраст системы, определенный через возраст ее О-компо-нента, отлично совпал с возрастом ассоциации Сер OBI.

9. Впервые было доказано, посредством интерпретации разностной

( 0-С₂ )-( O-Cj )-диаграммы системы, существование у нее движения линии апсид, заподозренного Свечниковым еще в 1954году, определены эксцентриситет орбиты системы и период вращения линии апсид. 10. Выпрлнено исследование тонкой структуры сводной ( O-Cj ₂)-диаграммы CQ Сер, выявившейся четко после исправления исходных (O-Cj ) и (0-С₂ )- диаграмм за движение линии апсид и за линейный Ход моментов вторичного минимума относительно моментов главного минимума. Исследование позволило продвинуться дальше в понимании поведения орбитального периода и физических процессов происходящих в системе.

ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ. Помимо определения размеров и физических параметров компонентов системы, что само по себе ценно, проведенные исследования дали ряд фактов, способствующих пониманию физических процессов, происходящих в системах с общими оболочками. Результаты наших фотометрических исследований ( детальное наблюдение вспышки

- 4 -марта 1969 года и фазы повышенной активности системы в 1975 году ), наша интерпретация амплитудной нестабильности кривой блеска со. Сер, как отражающей сложность структуры общей оболочки системы, и, наконец, интерпретация ( O-Cj ₂ ) и разностной ( 0-С₂ )-( O-Cj )- диаграмм, также свидетельствующая о существовании сложных процессов, связанных с накоплением и выбросами массы из общей оболочки, - все это, по нашему мнению, должно представлять интерес для теоретиков, занимающихся физикой общих оболочек тесных двойных систем и исследованием процесса столкновения звездных ветров компонентов в этих системах. Кроме того, вероятно, полезны будут простые методические разработки, сделанные нами по ходу исследований:

1. Подход к интерпретации и решению кривых блеска CQ Сер, вероятно, можно будет перенести и на кривые блеска других массивных контактных двойных, в частности на кривую блеска uw CMa ( 07fla + 0; Р = 4?4).

2. Для тех же систем, вероятно, будет полезна и наша модификация классического метода определения отношения блесков компонентов по интенсивностям линий, выполненная для случая существования ощутимой переменной добавки в излучение системы б непрерывном спектре и предусматривающая подключение данных фотометрических исследований о глубинах главного минимума.

3. Для исследования спектрально-двойных звезд с эмиссионными линиями в спектрах, там, где имеется хотя бы одна узкая эмиссия,кривая лучевых скоростей которой отражает движение звезды, будет полезен наш метод восстановления эмиссионного контура, искаженного абсорбциями, способствующий выявлению всех абсорбционных деталей спектра.

4. Наконец, наш подход к интерпретации ( 0-С_Ді2 ) и разностной ( 0-С₂ )-( 0-Cj )-диаграмм тоже содержит в себе ряд новых методических моментов, которые могут быть применен!-' к исследованию других тесных двойных систем с околозвездным газом.

5. Результаты широкополосных фотоэлектрических"иву"-наблюдений CQ Сер, выполненных в феврале-мае 1969 года на телескопе "АЗТ-3" Коуровской обсерватории.

6. Результаты узкополосных фотоэлектрических наблюдений системы, проведенных в 1975-1976 годах на телескопе "Цейсс-600" ОАО РАН.

3. Результаты решения кривой блеска CQ Сер июля-августа 1937 года, полученного в рамках гипотезы о составном характере кривой блеска системы, обусловленном значительным и переменным вкадом общей оболочки в блеск системы в континууме.

4. Результаты спектроскопического исследования системы, проведенного по спектрам, полученным в I98I-I982 годах на ОЗСП БТА.

5. Результаты спектрофотометрческого исследования линий в спектрах CQ Сер, полученных в 1981 и 1987 годах на ОЗСП БТА, выполненного с целью определения" отношения блесков компонентов системы.

6. Итоговые результаты фотометрических и спектральных исследований CQ сер - полученные размеры и физические характеристики как системы в целом, так и ее компонентов; определение возраста системы; обоснование причины плохой видимости абсорбционных линий О-спутника в спектрах системы.

7. Обнаружение существования у со. Сер движения линии апсид. Оценки значений эксцентриситета орбиты системы и периода вращения линии апсид.

8. Результаты исследования тонкой структуры сводной ( O-Cj ₂ )-- диаграммы CQ Сер.

АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ. Результаты работы докладывались:

на совещаниях рабочих групп по двойным звездам - КрАО, 1972; Тарту, октябрь 1982; Тбилиси, август 1984;

на семинаре "Образование газовых потоков в тесных двойных системах"- Тыравере, октябрь 1985;

на всесоюзном совещании "Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты" - Эльва, октябрь 1986;

на международной конференции "Современные проблемы астрофизики"- Одесса, сентябрь 1993;

на семинарах ОАО РАН.

ПУБЛИКАЦИИ. По теме диссертации опубликовано 12 научных статей и 2 работы приняты к печати В Bull.Speo.Astrophys.Obs.,vol.39-В работах,выполненных в соавторстве с М.А.Сввчниковым и Л.И.Снежко, диссертант пользовалась регулярными и ценными обсуждениями результатов, полученных самостоятельно.

- б -

СТРУКТУРА И ОБЪЕМ ДИССЕРТАЦИИ. Диссертация состоит из ВВЕДЕНИЯ, шести ГЛАВ, ЗАКЛТЭТЕНИЯ и ПРИЛОЖЕНИЯ. Общий объем диссертации 173 страницы, из них: ИЗ страниц текста с 17-ю таблицами, 32 рисунка ; библиография содержит 87 наименований, ПРИЛОЖЕНИЕ - 28 страниц.