Спектральная микропеременность горячих звезд

• Автор: Бурлакова, Татьяна Евгеньевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2011
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 142 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Методы получения и обработки звездных эшелле-

спектров

1.1 Эшелле-спектрометр НЭС БТА

1.2 Спектрограф ВОЕЭ Бонхыонсанской астрофизической обсерватории

1.3 Обработка спектров

1.3.1 Первичная редукция данных

1.3.2 Калибровка по длинам волн эхпелле-спектров

1.3.3 Проведение континуума и процедура стыковки

спектральных порядков

1.4 Исследование стабильности метода панорамного восстановления континуума спектров звезд
1.5 Анализ переменности в спектрах
1.5.1 Фурье-Анализ
1.5.2 Вейвлет-анализ
1.6 Выводы
2 Переменость профилей линий, связанная с нерадиальными пульсациями в звездах ранних спектральных классов
2.1 Медленно пульсирующая звезда с Нег
2.1.1 Наблюдения и обработка спектров
2.1.2 Обсуждение результатов
2.2 Тройная система 50п
2.2.1 Наблюдения и обработка спектров
2.2.2 Вклады различных компонент системы в профили
линий
2.2.3 Вариации средних профилей. Разностные профили

2.2.4 Анализ спектра временных вариаций разностных профилей линий
2.2.5 Вейвлет-анализ вариаций профилей линий
2.2.6 Поиск регулярной переменности
2.2.7 Обсуждение результатов
2.3 Выводы
3 Переменость профилей линий, связанная с вращением звезд ранних спектральных классов
3.1 Вариации профилей в спектре звезды р Leo
3.1.1 Фурье-анализ наблюдений р Leo
3.1.2 Обсуждение результатов
3.2 Спектральное исследование переменности Штарковских
профилей Бальмеровских линий спектра звезды О Aur
3.2.1 Теоретическое обоснование задачи поиска переменности штарковских профилей спектральных линий в спектрах магнитных звезд спектральных классов

3.2.2 Наблюдения
3.2.3 Анализ данных
3.3 Выводы
4 Спектральные исследования звезды Feige
4.1 Спектральный мониторинг звезды Feige
4.2 Вариации лучевых скоростей в спектре Feige
4.3 Выводы

Введение
Диссертация посвящена поиску, исследованию и интерпретации быстрых (от нескольких часов до нескольких дней) изменений малой амплитуды в спектрах горячих звезд разных классов светимостей. Несмотря на то, что исследуемые звезды находятся на разных стадиях звездной эволюции от Главной Последовательности (ГП) до звезд-гигантов, или относятся к далеко проэволюционировавшим горячим субкарликам, всех их объединяет принадлежность к группе горячих, конвективно-спокойных звезд, у которых отсутствует конвекция во внешней оболочке, как у более холодных звезд поздних спектральных классов (от поздних Р и холоднее). Однако, это не означает, что конвекционные зоны у горячих звезд вообще отсутствуют. Эти звезды могут иметь конвективные слои и ядра глубоко под фотосферой, но поверхностные слои таких звезд свободны от масштабного конвективного перемешивания. Это обстоятельство делает возможным объединение их в один класс по ряду физических проявлений, являющихся для них общими. Особенностью таких звезд является то, что амплитуды вариаций профилей их спектральных линий малы и не превышают 0.5 - 2% в единицах континуума. По этой причине переменность профилей спектральных линий исследуемых звезд в представляемой работе названа микропеременностыо.
На уровне таких малых амплитуд переменности спектров следует ожидать проявлений целого ряда физических эффектов около звездных поверхностей. Например, из высоких температур О-В звезд следует наличие значительного радиационного давления в их атмосферах, что приводит к генерации заметных ветровых истечений [13]. Относительно спокойные, вследствие отсутствия конвекции, атмосферы таких звезд могут характеризоваться наличием регулярных, крупномасштабных магнитных полей значительных напряженностей и связанных с ними атмосферных химических неоднородностей [51]. Эти неоднородности сохраняют свою структуру неизменной в течение значительных промежутков времени, что, вследствие вращения звезд, вызывает периодические изменения

1.3.1 Первичная редукция данных
Включает в себя подготовку двумерных изображений спектров. Все изображения, с которыми нам приходилось работать, представлены в стандартном формате FITS (Flexible Image Transport System), или родственном ему BDF (Bulk Data Frames). На сегодня формат FITS является основным форматом для представления и хранения астрофизических данных. В силу традиции развития пакета MIDAS и его стандартов, в нем этот формат имеет модифицированную форму BDF.
Общая схема редукции следующая:
После конвертации файлов FITS в BDF, используются стандартные процедуры пакета MIDAS для вычитания изображения ’’тока смещения” (bias) светоприемника, рассеянного света и создания масок положений спектральных' порядков для дальнейшей экстракции. Предварительно, все изображения (включая изображения ’’тока смещения”) проходят стандартную процедуру удаления следов космических частиц (’’filtei / cosmic”)
Для вычитания функции ’’тока смещения” светоприемника используется несколько изображений, полученных с нулевой экспозицией при закрытом затворе до и после наблюдений. Эти изображения затем усредняются с использованием медианного усреднения, в результате чего получается комбинированное изображение, которое и является мастер-кадром ’’тока смещени” (master-bias) для корректирования полученных изображений наблюдаемых объектов. Следует также заметить, что в некоторых методиках рекомендуется также получение кадров т. н. тем-нового тока (DARK) для последующего вычитания. Однако, в эшелле-спектроскопии (как, в принципе, и в любой другой) существующая методика вычитания рассеянного света непосредственно из изображений спектров вычитает также и все возможные темновые токи. Поэтому в настоящей методике технология определения темновых токов не используется.
Затем из исправленных за ”ток смещения” изображений удаляется рассеянный свет. Для этого, с помощью стандартной процедуры MIDAS, строится маска положений спектральных порядков на кадре звезды, полученного в режиме обычной спектроскопии, либо с помощью резателя изображения (в этом случае каждый спектральный порядок распадается на несколько подпорядков от соседних участков изображения звезды). С помощью этой маски на кадре определяется межпорядковое простран-