Спектральная переменность звезд типа UX ORI

• Автор: Козлова, Олеся Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Научный
• Количество страниц: 190 с. : ил.

W СОДЕРЖАНИЕ

Глава 1. Методика спектральных наблюдений и обработки спектров

1.1. Наблюдения в фокусе Нэсмита

1.2. Наблюдения в фокусе куде

1.3. Система регистрации и обработки двумерных изображений

1.4. Обработка результирующих одномерных спектров

1.5. Определение параметров спектральных линий и оценка погрешностей полученных результатов

1.6. Наблюдения на Nordic Optical Telescope

^ 1.7. Дополнительный наблюдательный материал

Глава 2. Характеристика исследуемых звезд и основные результаты наблюдений с низким спектральным разрешением, полученные с помощью спектрографа СПЭМ

2.1. Общие сведения об исследуемых звездах

2.1.1. CQTau
2.1.2. WWVul
2.1.3. UXOri
2.1.4. BFOri
2.1.5. RR Таи
2.1.6. VXCas
2.1.7. HD 179218
2.1.8. HD 31648
2.2. Результаты исследования звезд типа UX On с низким спектральным разрешением
2.2.1. Эмиссионная линия Ц,
2.2.2. Линия гелия Не I 5876 А
2.2.3. Диф фузные полосы в спектрах молодых звезд
2.2.4. Выводы

!•» Глава 3. Результаты многолетнего спектрального мониторинга Ае
звезд Хербига на основе высокодисперсионных спектров
3.1.У¥Уи
3.1.1. Эмиссионная линия Н„
3.1.2. Линии резонансного дублета натрия Ка IБ
3.1.3. Линия Не I 5876 А
3.2. СС2 Таи
3.2.1. Линия На
3.2.2. Линии резонансного дублета натрия № IБ
3.2.3. Линия гелия Не I 5876 А
^ 3.2.4. Влияние пылевых облаков на спектральную переменность
3.3. НБ 31648
3.3.1. Переменность в линии На на короткой шкале времени
3.3.2 Долговременная спектральная переменность в линии На
3.3.3. Линия гелия Не 5876
3.3.4. Линии резонансного дублета натрия Иа IБ
3.3.5. Линии резонансного триплета 017774 А
3.3.6. Другие спектральные линии
3.3.7. Структура звездного ветра М¥С
3.4. НБ 179218
'4'
3.4.1. Результаты наблюдений линии На
3.4.2. Долговременная спектральная переменность линии Н«
3.4.3. Линии резонансного дублета натрия Ыа IБ
3.4.4. Природа спектральной переменности НБ 179218
3.5. Выводы
Глава 4. Результаты исследования эшельных спектров звезд типа иХОгі
4.1. Наблюдения и обработка данных

I4 4.2. Общее описание спектров
4.2.1. Линия На
4.2.2. Линии Не I 5876 А и 01 7774 А
4.2.3. Линии резонансного дублета натрия
4.2.4. Диффузные полосы
4.3. Спектральная переменность звезд типа UX Оті
4.3.1. Переменность линии На
4.3.2. Природа CS абсорбционных компонент линиий резонансного дублета натрия D Na I
4.3.3. Другие линии
л 4.4. Расчет синтетических спектров
4.5. Обзор эшельных спектров UX On и сравнение с результатами расчетов синтетических спектров
4.6. Темп газовой аккреции
4.7. Обсуждение результатов
4.8. Выводы
Заключение
Литература

Как видно из таблицы 2.2.2, эквивалентные ширины диффузных полос не коррелируют с расстоянием до звезды, что может служить косвенным аргументом в пользу их околозвездного происхождения. Решающим фактором в изучении этого вопроса могло бы стать обнаружение переменности этих полос и выяснение вопроса о ее связи с переменностью блеска.
2.2.4. Выводы.
Представленные данные в области эмиссионной линии На подтверждают сделанные ранее выводы о том, что двухкомпонентный профиль эмиссии с соотношением компонент УЛ1 > 1 является обычным среди звезд с непериодическим алголеподобными ослаблениями блеска и может формироваться только во вращающихся СБ газовых оболочках (см. [40,50]). При этом соотношение У/Я>1 определенно указывает на то, что такие оболочки являются аккреционными дисками.
Этот вывод подтверждает и анализ спектров в области линий резонансного дублета натрия показавший наличие в спектрах звезд спектрального класса А абсорбционной переменной линии гелия Не I 5876 А. Эта линия не может иметь фотосферную природу, так как температуры на поверхности звезд спектрального класса А недостаточны для этого. В то же время, во внутренних областях аккреционных дисков в зоне ударных фронтов, возникающих при столкновении газовых потоков вполне могут возникнуть условия, необходимые для возбуждения этой линии. Сильная переменность линии Не I 5876 А от ночи к ночи и появляющийся время от времени с синей стороны слабый эмиссионный компонент являются дополнительными аргументами в пользу такого вывода.