Быстрая спектральная переменность и магнитные поля звёзд ранних спектральных классов

• Автор: Судник, Наталья Павловна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 153 с. : ил.

Содержание
Введение

Глава 1. Методы анализа переменности профилей линий в спектрах звёзд

1.1. Методы TVS и smTVS

1.2. Методы Фурье-анализа

1.3. Методы вейвлет-анализа

1.4. Выводы

Глава 2. Использование метода smTVS для поиска слабой переменности профилей линий

2.1. Наблюдения и обработка спектров

2.2. smTVS анализ спектров программных звёзд

2.3. Переменность циркулярно поляризованных компонентов профилей линий

2.4. Применение smTVS анализа для поиска переменности профилей линий, связанной с нерадиальными пульсациями
2.5. Выводы
Глава 3. Магнитные поля горячих массивных звёзд
3.1. Поиск магнитных полей
3.2. Общая характеристика магнитных полей ОВ-звёзд
3.3. Статистика магнитных полей О-звёзд
3.4. Выводы
Глава 4. Переменность профилей линий в спектре звезды А Сер

4.1. Основные сведения о звезде
4.2. Регулярная переменность профилей
4.3. Поиск магнитного поля
4.4. Выводы
Глава 5. Моделирование циклических вариаций профилей линий в спектрах магнито-активных звёзд
5.1. Описание модели
5.2. Моделирование переменности профилей линий
5.3. Выводы
Заключение
Литература
Приложение А. Спектр звезды А Сер
Введение
Данная диссертация посвящена поиску, анализу и интерпретации наблюдаемой переменности профилей линий в спектрах массивных звёзд ранних спектральных классов.
Массивные звёзды играют важную роль в формировании структуры галактик и их эволюции. Они являются главными источниками фотоионизации вещества межзвёздной среды и значительно влияют на химическую и динамическую эволюцию родительских галактик. Массивные OB звёзды являются предшественниками звёзд Вольфа-Райе (Wolf-Rayet, WR) и переменных голубых звёзд высокой светимости (Luminous Blue Variable, LBV).
Исследования массивных звезд весьма важны для проверки моделей их эволюции [1]. В ранней Вселенной массивные звёзды являлись главным источником ультрафиолетового (УФ) излучения очень молодых галактик [2, 3]. Предполагается, что образовавшиеся на ранних стадиях эволюции Вселенной очень массивные звёзды были основными источниками её ре-ионизации, а также обогатили Вселенную металлами [4]. Поэтому исследования массивных горячих звёзд нашей и других галактик важны для понимания образования и эволюции галактик.
Важной особенностью массивных звёзд ранних спектральных классов является переменность профилей линий в их спектрах. Переменность профилей линий в спектрах горячих звёзд была замечена ещё в 50-х годах XX века (см., например, [5, 6]). Активное исследование этого явления началось в 70-х годах прошлого века. Об изменении формы, интенсивности, эквивалентной ширины линий, появлении отдельных деталей (горбов и впадин) и их движении вдоль профиля в линиях HI, Hel, Hell и других ионов говорилось во многих работах (например, [7-10]). Однако, спектроскопическая переменность долгое время оставалась предметом дискуссий, пока в 1978 не было
что при использовании стандартной формы нормированного вейвлет-преобразования обычно не сохраняется амплитуда локальных компонент исходного сигнала в его вейвлет-образе. Использование введенного выше нормировочного множителя при подходящем выборе параметра <5 позволяет устранить этот недостаток.
Для восстановления исходного сигнала по его вейвлет-образу используется теорема восстановления (обратное вейвлет-преобразование):

/('') = | И'/ (в, х)=5 (1Л6)

Для некоторых типов материнских вейвлетов, в том числе и для МНАТ вейвлета (см., ниже), в качестве базиса восстановления могут быть использованы д-функции [107]. Использование данного базиса позволят упростить запись теоремы восстановления:

Дж) = 11Л/(5-т) (1-17)

Здесь

С'д ='Дп д(со) . (1.18)

В простейшем случае /3 = 2:

/(*) = |/[2]0> х)йа , (1.19)

где через /И(в, ж) обозначено вейвлет-преобразование ]¥/(в, х) при (3 = 2.
Особо следует отметить существенную избыточность вейвлет-преобразования, в том смысле, что различные компоненты У/{в,х) не ортогональны в пространстве масштабов в. При этом полное вейвлет-преобразование может быть восстановлено по его части. Избыточность вейвлет-преобразования выражается через так называемое ядро восстановления [103].