Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Краткий обзор состояний проблемы 7
ГЛАВА II. Анализ фотометрических набщений 15
I. Фотометрические наблюдения WWVue 15
2. Фотографические наблюдения SUAu Г 23
3. Фотоэлектрические наблюдения svcei 25
4. Фотографические наблюдения DD 5ег 29
5. Общие закономерности фотометрической переменности исследуемых звезд 31
ГЛАВА III. Спектральное исследование. методическая часть . 33
1. Инструменты для наблюдений и условия обработки спектров 33
2. Наблюдательный материал 38
3. Разработка двумерной количественной спектральной классификации 47
ГЛАВА ІV. Спектральное исследование. астрофизические результаты 65
1. Изменение спектрального класса и класса светимости на разных уровнях блеска 66
2. Двумерная количественная спектральная классификация спектров vSV Сер , UX Ori и DO 89
3. Спектральная переменность , SUA ЫГ 99
4. Исследование линий водорода и К СаП 131
Заключение 144
Литература 148
Приложение 160
- Фотоэлектрические наблюдения svcei
- Общие закономерности фотометрической переменности исследуемых звезд
- Разработка двумерной количественной спектральной классификации
- Двумерная количественная спектральная классификация спектров vSV Сер , UX Ori и DO
Фотоэлектрические наблюдения svcei
Получение только фотометрических данных недостаточно для понимания физических процессов, приводящих к характерным непериодическим ослаблениям блеска. Необходимы спектральные наблюдения этих переменных.
В настоящей работе спектральным исследованиям посвящено две главы. Первая из них носит методический характер. В одном из ее параграфов дается описание разработанной спектральной классификации для призменного спектрографа двухметрового рефлектора ШАО НПО КИ АН Азерб.ССР. Последняя глава посвящена результатам двумерной количественной классификации и исследованию линий водорода и К Call в спектрах всех программных звезд. Спектральные наблюдения быстрых переменных с непериодическими ослаблениями блеска с целью обнаружения у них изменений спектральных параметров проводились на двухметровом телескопе Ше-махинской астрофизической обсерватории Научно-производственного объединения космических исследований АН Азерб.ССР в течение 1977-78г.г. и 81-83г.г. По своим оптическим данным двухметровый рефлектор является, по-видимому, одним из лучших в Советском Союзе. Он имеет прямо-фокусную систему у = 9.0 м, систему Кассегрена т =29.3 м и систему кудэ -С = 72.0 м. Наблюдения осуществлены с помощью дважды двухпризменного спектрографа "Канберра" в фокусе Кассегрена с обратной дисперсией 94 А/мм у Ну . Подробное описание этого спектрографа и его исследование содержатся в работах /75-77/. Оптическая схема при Коллиматор спектрографа (2) - зеркальный обращенный Кассег-. рен. Диаметр зеркала 45 мм,, фокусное расстояние 660 мм. Диспергирующими элементами служат две двухпризменные системы .( 3,6 )., укрепленные на вращающейся платформе,, что позволяет одним поворотом ручки перейти из одной системы в другую. Камера.имеет два че-тырехлинзовых объектива диаметром 55 мм с фокусным расстоянием .. 82.5 мм и .137 мм. Оптика спектрографа изготовлена из стекла, прозрачного для ультрафиолетовых лучей. Комбинация диспергирующих . систем с камерными объективами дает обратные..дисперсии: 94.3 А/мм, 183.4 S/MM, 156.6 8/мм и 307.9 ї/мм у Ну . Окуляр (7) позволяет при помощи зеркала (10) вести гидирова-ние. Окуляр (8), имеющий механизм перемещения по полю, позволяет с помощью призмы (9) вести.гидирование по звездам поля в случае наблюдения слабых объектов. Фильтры (11) служат для ослабления спектра железной дуги (12) от 2-х до .1.64 раз. Спектр железной дуги, направляется, в щель (1).. с помощью двух призм,.прикрепленных к салазкам высоты щели. Расширение спектров от 0.1 до 0.5 мм осуществляется качанием, кассеты с помощью специального мотора. Период качания 20 секунд.
Весь, спектрограф.помещен в термостат, изготовленный из фанеры с внутренним теплоизоляционным слоем. Внутри термостата имеются нагревательные змеевики, управление которыми осуществляется контактным термометром с семью спаянными,. контактами для темпера-тур -10, -5, 0, 5, 10, 15, 20. .Наши спектры получены только с дисперсией 94 Л/мм у Н у
Все исследуемые нами спектры снимались на пластинках 0RV0 ZU-2 в 1977Г. И Kodak ЮЗаО в І978,8І-83г.г. в фотографической области в интервале длин волн Л А 3650-5000 М. Расширение спектров исследуемых звезд и звезд сравнения равно 0.2 мм, а спектры ярких стандартных звезд для спектральной классификации - до 0.5 мм. На каждой пластинке размером 4см х 5 см можно снять 8 спектров без перезарядки кассеты. По обе стороны каждого спектра звезды впечатывался спектр железной дуги. Звезды сравнения снимались между двумя спектрами исследуемой звезды. Блеск исследуемых звезд оценивался визуально в гиде телескопа перед наблюдениями и несколько раз во время наблюдений для правильного выбора экспозиции. Ширина щели при наблюдениях бралась-равной 0.15 мм или I.I дуги. Продолжительность экспозиции от 10 до 60 минут.
Калибровочные шкалки каждой ночи наблюдений снимались на спектрографе ИСП-5І и проявлялись в одной кювете вместе со спектрограммами звезд. Для проявления были использованы проявители УП-2м и , время проявления, соответственно, 8 и 12 ми-нут при температуре +20 С. Характеристические кривые строились для каждой ночи отдельно.
Наблюдательный материал включает в себя 88 спектров исследуемых звезд и 72 спектра стандартных звезд. Все спектрограммы записаны в почернениях на регистрирующем микрофотометре "Лирефо" фирмы Карл Цейсе с увеличением 37.5 раза. Ввиду того, что в конструкции "Лирефо" предусмотрен возврат диаграммной ленты и спектрограммы в исходное положение, около каждого спектра записывался фон по всей длине спектра. Ширина входной щели микрофотометра бралась равной 50% ширины инструментального контура.
На компораторе ИЗА-2 проводилось измерение лучевых скоростей. Для каждой серии линий с целью уменьшения систематических ошибок применялся двукратный обмер спектрограмм. Измерение лучевой скорости проводилось с помощью линейной интерполяции, при этом интервал между линиями спектра сравнения не превышал ДЛ 50 А. Мы не использовали более точные методы для определения лучевой скорости: по формуле Корню, Гартмана или аппроксимация полиномом, в связи с тем, что ошибка наведения и определение длин волн ре-перных и исследуемых линий для наших низкодисперсионных спектрограмм весьма значительна и в диапазоне длин волн между линией и К Call находится в интервале от - 20 км/сек до - 8 км/сек. В качестве спектра сравнения использовался спектр железной дуги. Лабораторные длины волн брались из /78/. Все лучевые скорости
Наблюдения проведены нами в течение трех сезонов: январь-февраль 1977г., январь-март и декабрь 1978г. Всего получена 51 спектрограмма, пригодная для обработки. Спектры отсняты на пластинках ZU-2 в 1977г. и Kodak 103 QO в 1978г. Основная часть спектров снималась с расширением 0.2 мм.
Данные по спектральным наблюдениям 5U Лиг приведены в таблице 5, в столбцах которой представлены соответственно номер спектра, дата наблюдений, время экспозиции и UT — середина экспозиции.
Общие закономерности фотометрической переменности исследуемых звезд
По тем или иным причинам нами не были использованы некоторые из критериев, предложенных в работе /83/. Были отброшены критерии по линии Н 6 -L, так как они работают только для интервала В8 - АО. Не была использована комбинация линий Л 4128 А + Л 4131 2 ввиду того, что для звезд У класса светимости они попадают на крылья линии Hr , и интенсивность этих линий можно определить только проводя локальный континуум, что вносит существенные неточности в определение \Л/д . Другая сумма линий Л 3854 А + Л 3856 А + Л 3863 А расположена в коротковолновой области спектра с Л 4000 А, где, как уже отмечалось выше, возможно появление дополнительного излучения в спектрах нестационарных звезд. Эквивалентные ширины линии ПО і Л 4481 I, являющейся наиболее заметной среди остальных слабых линий в спектрах звезд класса А, показывают слабую зависимость от спектрального класса783/, однако, она в различных комбинациях с успехом применяется для критериев абсолютной звездной величины, что будет показано ниже. Не была использована сумма линий А4549 А + А4584 А, т.к. на наших призменных спектрограммах с дисперсией 120 А/мм в этой области спектра линии сильно блендированы, что не позволяет уверенно определить V/ у, для столь слабых линий. Был отброшен и критерий по линии Г6 II А4924 А ввиду того, что на наших спектрограммах эта линия расположена в области резкого спада спектральной чувствительности использовавшейся фотоэмульсии.
На основании полученных данных по эквивалентным ширинам стандартных звезд построены калибровочные кривые для выбранных критериев спектральной классификации, которые показаны на рис.12. На горизонтальной оси отложены спектральные классы, а на вертикальной - значения эквивалентных ширин линий, служащих в качестве критериев спектральной классификации. Если в качестве критерия служила сумма или отношение эквивалентных ширин двух линий, то эти линии выбирались по длине волны близкими друг другу и находящимися в одном интервале чувствительности фотоэмульсии.
Мы не строили калибровочные кривые отдельно для каждого класса светимости. Точки на графиках рис.12 определяют зависимость эквивалентных ширин линий от спектрального класса для всех классов светимости одновременно, поэтому кроме ошибок в определении эквивалентной ширины и спектрального класса разброс точек обусловлен еще и эффектом светимости.
Сами калибровочные кривые проведены по имеющимся точкам при аппроксимации параболой второй степени методом наименьших квадратов. Вычисления проводились с помощью ЭВМ EC-I022 Научно-производственного объединения космических исследований АН Азерб.ССР. При этом использовался "Пакет научных программ" /92/. По величинам ошибок проведения калибровочных кривых, полученных с использованием правила 3 б, были определены интервалы температуры в градусах (Д I ) ив долях спектрального класса (ЛОр ), каждый спектральный класс при этом делился на 10 подклассов. Изменения спектрального класса исследуемой звезды, выходящие за рамки этих интервалов, мы считаем реальными. Ошибки проведения кривых О и интервалы А I , Л J D представлены в таблице 10.
Что касается линий водорода и кальция К СаП, то они не обнаруживают четкую однозначную зависимость величины эквивалентной ширины как от спектрального класса, так и от класса светимости.
Это иллюстрируют графики правой части рис.12. Как видно из рисунка, на каждом графике проведено по две кривые, отдельно для Ш-У классов и І-П классов светимости. Белыми кружками на графиках отмечена зависимость эквивалентных ширин от спектрального класса по стандартным звездам высокой светимости.
В соответствии с выбранными критериями нами была проведена классификация стандартных звезд по спектральным классам в первом приближении. Методика этого способа приближения дана в /93/. Полученные спектральные классы по разным критериям были сравнены с исходными спектральными классами в системе МК (рис.13). На этом рисунке показаны два графика. На их горизонтальных осях отложены спектральные классы в системе Ж, а на вертикальной оси -в нашей системе ШАО. Если на левом графике разброс точек обусловлен как выбором различных критериев для классификации, так и эффектом абсолютных величин, то на правом графике рис.13 точки показывают усредненные по всем критериям спектральные классы в системе ШАО, и разброс точек обусловлен только различием в классах светимости стандартных звезд. Как видно из рисунка, полученная нами система спектральных классов сходится со стандартной МК системой с точностью - 0.5 спектрального подкласса. Ошибка определения спектрального класса по линиям металлов составляет 0.7 спектрального подкласса и 0.5 спектрального подкласса по линиям водорода и К Са П.
При подборе критериев по абсолютной звездной величине, были использованы, по возможности, отношения линий, которые слабо зависят от спектрального класса. Однако полностью освободиться от влияния спектрального класса для ряда критериев оказалось невозможным. Поэтому весь интервал спектральных классов был разделен для линий водорода и К Са П на три участка: А0-А2, A3-A5, Г 0-Г 5, для критериев по линиям металлов мы ограничились только двумя участками А0-А7 и Fo-F5 . Такое различие в градации вызвано тем фактом, что выбранные критерии по линиям металлов менее чувствительны к температуре, чем водород и кальций. Слабую зависимость критериев абсолютной величины по линиям металлов от спектральных классов иллюстрирует рис.14, где на осях отложены спектральные классы и отношения эквивалентных ширин линий по критериям абсолютной звездной величины. Как видно из рис. 14, два критерия светимости, показанные в левой части рисунка, совершенно не проявляют какую-либо зависимость от спектрального класса, в то же время для звезд І-П классов светимости точки находятся намного выше, чем для Ш-У классов. На двух графиках в правой части рис.І4 в какой-то мере заметна слабая зависимость от спектрального класса, как по всемя диапазону температурыСкритерии Л 4046 8/ А 4078 X), так и в определенном участке спектрального класса, например для отношения А4227 А/ Л 4078 А -от А5 до Г 5. Отобранные критерии по абсолютной величине по линиям металлов, водорода и кальция (К СаП) представлены в таблице II.
Разработка двумерной количественной спектральной классификации
Разброс в средних спектральных классах по критериям линий металлов в диапазоне АЗ-А5 для спектров № I и W 3 хотя и находится в пределах ошибок, как это видно из рис.18, однако таблица 12 указывает на хорошую сходимость в оценках спектрального класса для этих спектров по разным критериям, исключая водород и кальций.
По таблице 12 мы выявили критерии, для которых получаются самые ранние и самые поздние спектральные классы на разных уров нях блеска . Эти данные объединены в таблицу 13. Осреднение для таблицы 13 проводилось по горизонтали таблицы 12. Оказалось, что самым поздним спектральным критерием является отР ношение эквивалентных ширин Л 4385 А/ Л 4481 А, а самым ран ним - сумма эквивалентных ширин линий Л 4046 А + Л 4031 А. И II Для водорода - соответственно, по линиям пр и. Н & .По критерию А 4385 А/ А 4481 А спектральные классы, как правило, более поздние, чем по остальным критериям. По-видимому, это можно было бы связать с неуверенным проведением калибровочной кривой из-за большого разброса точек по стандартным звездам по этому критерию, на что указывалось в Главе Ш. Однако, в минимуме блеска самым поздним является критерий по линии Л 4385 А, что приводит к выводу о влиянии в этом случае на определение спектрального класса аномальной интенсивности этой линии. Еще надо отметить, что для спектра № 21 29.09.81г., полученного в максимуме блеска по двум критериям Л4046А + Л 4031 8 и А 4046 & + Л 4227 А спектральный класс определен / как F2 ( ошибка 0.7 спектрального подкласса). Такой позд ний спектральный класс объясняется тем, что в этих критериях участвует линия Г1 Л4046 А, которая на спектре Ш 21 имеет эквивалентную ширину W I А, что намного больше среднего значения эквивалентной ширины этой линии для звезд спектральных классов A3 - А5, для которых Vv 0.3 А по нашим данным и по данным Копылова /89/, система эквивалентных ширин которого, как уже ртмечалось, близка к нашей. Интервал A3 - А5 взят с учетом того, что если принимать во внимание спектральные классы, выпадающие по однородности, то звезда имеет спектральные классы в этом диапазоне. На рис.19 на калибровочные кривые, проведенные по 4 критериям линий водорода и К Са II, нанесены значения их эквивалентных ширин. Обозначения на графиках такие же, как и для критериев по линиям металлов. Еще отметим, что для всего диапазона спектральных классов указана только одна ошибка, ввиду того, что калибровочные кривые заметно не изменяют свой наклон. Как видно, из рисунка, по критериям, связанным с линиями водорода и К Call, точки, соответствующие спектрам в минимуме блеска, расположены в интервале спектральных классов АО - А5. Причем, для линии Н& эквивалентные ширины на некоторых спектрах заметно больше, чем у стандартных звезд даже класса АО, хотя, как следует из таблицы 12, критерии по линиям металлов на спектральный класс Г по тем же самым спектрам. В ярком состоянии блеска на калибровочных кри вых по разным линиям водорода видна концентрация точек на разных участках всего спектрального диапазона. Так по линии Нв основная часть расположена в интервале Г О -Г 2, по линии Ну - у А5-А7, а по линии Hs в пределах АО-АЗ. По линии К С& II точки, соответствующие величинам эквивалентных ширин на спектрах, полученных в ярком состоянии блеска , располагаются в той же области спектральных классов, что и в минимуме блеска и занимают интервал от А2 до А5. Для всех этих линий пределы изменений в обоих состояниях ( максимуме и минимуме) превышают- ошибку измерений. Как следует из данных таблицы 12, спектральный класс Vv W VI) по разным линиям водорода различен для одного и того де спект-? ра, следовательно линии водорода, не могут служить критериями спектральной классификации, так как они, по-видимому имеют не чисто фотосферное происхождение. Что касается К Call, то по этой линии изменение спектрального кдасса указывает на связь ее с водородом, особенно это хорошо видно на примере с Hj , в результате чего мы не рассматриваем и линию К Call как критерий спектральной классификации из-за ее возможного рболочечного происхождения. Мы исследовали такие эффекты блендирования в водородных линиях. Оказалось, что на значения эквивалентных ширин весьма интенсивных водородных линий в спектре этой звезды блен-дирование линиями других элементов значительную роль не: играет. Эти линии мы не будем рассматривать и как критерии абсолютной звездной величины, а воспользуемся только линиями металлов. На рис.20 на горизонтальных осях каждого графика указаны отношения эквивалентных ширин линий металлов, входящих в критерии по абсолютной величине, а вертикальная ось —шкала абсолютных звездных величин. На рисунке темными кружками показаны положения спектров в минимуме блеска, а светлыми - в его ярком состоянии. Для каждого критерия строились две кривые - отдельно для интервалов спектральных классов А0-А7 и ГО- Г 5. В зависимости от уже известного спектрального класса, который брался как средний по выбранным критериям с хорошей сходимостью(табл.12), точки наносились на ту или иную калибровочную кривую по абсолютным звездным величинам. Полученные абсолютные звездные величины для разных критериев линий металлов объединены в таблицу 15. Графически различия в определении спектрального класса и абсолютной звездной величины по разным критериям линий металлов показаны на рис.21(а,б), где на горизонтальной оси отложен номер спектра, а на вертикальной, соответственно, спектральные классы в интервале A0-F8 и абсолютные звездные величины. Светлыми кружками на рис.21 показаны критерии, которые не учитывались при осреднении спектрального класса и абсолютной звездной величины из таблицы 12. Как видно из рисунка, изменение спектра при переходе из фазы подъема блеска в максимум блеска не превосходит ошибки измерения.
Двумерная количественная спектральная классификация спектров vSV Сер , UX Ori и DO
На спектрах, полученных при подъеме блеска и в его максимуме , линия п р заметно уже, чем в минимуме блеска и ее можно сравнить с линией в спектре нормальной звезды А0ІІІ. На рисунке сплошной линией показан контур по наблюдениям 23.09.81г., апунктиром для 24.09.81г. Различие в блеске между этими двумя но \/ ш чами наблюдений составляет ДУ = 0.13. Отметим также, что в течение ночи интенсивность линии rip, практически остается постоянной. В минимуме блеска контур линии п у совпадает с контуром этой линии в спектре нормальной звезды A3 ІУ-У. Среднее значение эквивалентной ширины W = ІЗ А.
При подъеме блеска уменьшилось среднее значение эквивалент -ной ширины пу до W = 9 А. Линия стала заметно уже по сравнению с минимумом блеска, среднее значение ее полуширины уменьшилось с 19 А до ІЗ А (ошибка измерения о 0.5 А). Контур линии в среднем совпадает с контуром нормальной звезды AOIII, однако на некоторых спектрах линия заметно углубляется. Такая добавка к линии видна и в максимуме блеска, где п в среднем также согласуется с линией в спектре нормальной звезды AOIII. Заметим, что для сравнения мы используем контуры нормальной звезды именно AOIII, а не более позднего спектрального класса, чтобы наглядно показать, что наложение на водородную линию в спектре звезды даже АО некоторой добавки в нашем случае может заметно углублять саму линию.
Н.В минимуме блеска наблюдается значительная переменность этой линии как в течение ночи, так и от ночи к ночи, превосходящие ошибку измерений. Контур Гц в среднем согласуется с контуром в спектре звезды A3 ІУ-У. На восходящей ветви и в максимуме блеска глубина линии гак-же как и для Ну значительно больше, чем у стандартной звезды даже AOIII. Полуширина ее по сравнению с минимумом блеска уменьшилась с 19 А до 9 А при ошибке измерения 6 0.7 А. К СаП. Наиболее заметные изменения произошли с линией К СаП. По сравнению с минимумом блеска в ярком состоянии ее полуширина уменьшилась с 8 А до 3.5 А. В минимуме блеска линия К СаП подобна линии в спектре A3 ІУ-У, хотя иногда ее глубина становится больше глубины линии в спектре нормальной звезды. На восходящей ветви блеска линия К СаП очень сильно углубилась и согласуется только с линией в спектре стандартной звезды A5II. В максимуме блеска линия остается такой же узкой, но глубина ее уменьшилась по сравнению со спектрами при подъеме блеска. В наблюдательном сезоне 1981г., когда спектральный класс SVCep по линиям металлов - АО, по линии К СаП значения (СаП) указывают на спектральный тип A0III. Однако наблюдения 1982г. вначале показывают почти полное исчезновение линии К СаП ( с 0.7 X в 1981г. до 0.1 1 в 1982г.), а на спектре № 2 она появляется в эмиссии. Для иллюстрации этого факта служит рис.38, на котором показана область линии К СаП, записанная в почернениях і все спектры одинаковой плотности). Пунктирной линией на рис.38 показан уровень непрерывного спектра, стрелкой - направление увеличения длины волны. Спектр IP 5 получен в сезон 1981 года, спектры с № 9 по Р 12 - в 1982 году. построены контуры линий водорода г $ » Н х » П h и ионизованного кальция К СаП, которые представлены на рис.39. Сплошными линиями показаны наиболее часто повторяющиеся контуры, а пунктиром - заметно отличающиеся от среднего. Для сравнения на рис. 39 представлены контуры линий нормальных звезд спектральных типов A0III и A3III. В нижней части рисунка указан масштаб в длинах волн, а стрелка указывает на направление возрастания Л . Как видно из рис.39 контуры линий в спектрах исследуемых звезд имеют форму, близкую к треугольной с неширокими крыльями и сравнимы по ширине на уровне континуума с шириной линий в спектрах стационарной звезды Ш класса светимости. Однако глубины линий водорода и К СаП в большинстве случаев превышают глубину линий в спектре стандартной звезды спектрального класса АО. Нами замечено, что на большинстве спектров OUnUP сильная абсорбционная линия К СаП имеет раздвоенный контур, который, по-видимому, обусловлен наложением эмиссии. На рис.40 показаны изменения контуров линии К СаП в течение двух выбранных ночей. Контуры построены в долях интенсивностей непрерывного спектра. Как видно из рисунка, эмиссия в линии К СаП является "короткоживущим" образованием. Так в ночь 23.02. 77г. на спектре Р 30 никаких следов эмиссии в К СаП нет. Линия глубокая, видна слабая несимметричность со смещением в коротковолновую сторону. Однако уже на следующих трех спектрах Ш 31, 32, 33, полученных в эту же ночь, линия К СаП раздвоилась и заметно уменьшила свою глубину за счет наложения эмиссии. На всех трех спектрах интенсивность эмиссии меняется от 0.9 А до 3.5 А. Время существования эмиссионного образования порядка I часа. На первом спектре другой ночи 2.01.78г. также видны следы эмиссии, но уже на следующих двух спектрах Ш 36, 37 линия К СаП имеет двухкомпонентную структуру. Время существования эмиссии в этом случае составляет всего 40 минут.
В заключение можно отметить, что быстрая переменность эмиссии в линии К СаП с характерным временем порядка одного часа свидетельствует о существовании нестационарных процессов на поверхности этой звезды.
