Спектральное исследование звезды типа UX Ori RZ Psc

• Автор: Потравнов, Илья Сергеевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 108 с. : ил.

Содержание
Введение
Глава 1. Наблюдательный материал и методы его обработки . .
1.1. Спектры среднего разрешения
1.2. Спектры высокого разрешения
1.3. Особенности обработки спектров среднего разрешения
1.4. Методы обработки спектров высокого разрешения
1.5. Фотометрия Бй Рее
Глава 2. Спектр Ї12, Рэе и его переменность
2.1. Введение
2.2. Линия лития ІЛІ 6708 А
2.3. Спектральная переменность КЪ Рее в линиях резонансного дублета ЫаР Признаки околозвездного газа
2.4. Переменность К2 Рэе в линии На
2.5. Лучевая скорость КЪ Рэе
2.6. Выводы ко второй главе
Глава 3. Количественный анализ спектра ИХ Рее
3.1. Введение
.3.2—Методика определения параметров Гй _P.sc
3.3. Результаты расчетов
3.4. Сравнение с результатами других авторов и обсуждение
3.5. Выводы к третьей главе
Глава 4. Эволюционный статус 1?^ Рее и структура ее околозвездного диска
4.1. Введение

4.2. Кинематический возраст КЪ Рэе
4.3. Распределение энергии в спектре И2 Рэе
4.4. Эволюционный статус КЪ Рэе и причины наблюдаемых у нее затмений
4.5. Выводы к четвертой главе
Заключение
Литература
Введение
Звезда RZ Psc (а = 01л09т42А05 5 = -t-27o5/0l".95) принадлежит к семейству переменных звезд типа UX Ori. Звезды этого типа были впервые обособлены в отдельную группу в середине XX века в работах Гоффмейстера [1], Паренаго [2], Венцеля [3] и Холопова [4]. Особенностью, послужившей для выделения этих звезд в отдельное семейство стали наблюдаемые у них глубокие (AV и 2 — Зто) непериодические ослабления блеска продолжительностью от нескольких дней, до нескольких недель. У некоторых звезд минимумы блеска по своей форме напоминают затмения в двойной системе Алголь, что было отражено в первоначальном названии: «звезды с непериодическими алголе-подобными минимумами», в настоящее время сменившемся на более компактное: «звезды типа UX Ori» (UXORs). Долгое время эти объекты рассматривались как одна из разновидностей звезд типа RW Aur, встречавшихся в областях звездообразования или в непосредственной близости к ним, и демонстрировавших множество видов неправильной переменности. В современной версии Общего Каталога Переменных звезд (ОКПЗ) [5] звезды типа UX Ori относятся к типам переменности INA и INB. Первый из них включает в себя звезды спектральных классов В, А и Ае, демонстрирующие алголе-подобные минимумы, второй - звезды с аналогичным фотометрическим поведением, но более поздних спектральных классов: от F до М. Тем не менее, для однозначного определения принадлежности звезды к типу UX Ori требуется обнаружение еще ряда характерных признаков.
В 1968 году Гётц и Венцель обнаружили необычное поведение цветового трека на диаграмме цвет-величина во время минимума CQ Таи [6]. Падение блеска вначале сопровождалось покраснением звезды, однако вблизи минимума цветовой трек поворачивал в голубую сторону. Вскоре «эффект поголубения» (blueing effect) был обнаружен у многих звезд этого типа (см. например [
10]). Необходимость объяснения этого эффекта сыграла важную роль в выборе модели, объясняющей причины затмений, наблюдаемых у звезд этого типа.
2.3. Спектральная переменность RZ Psc в линиях
резонансного дублета Nal. Признаки околозвездного газа
Анализ спектров RZ Psc показал, что линии резонансного дублета Nal D12 сильно переменны. Результаты исследования этой переменности представлены в нашей работе [56]. На Рис. 2.5 показаны профили этих линий в 9 спектрах среднего разрешения, полученных на Терсколе и в CAO. Симметричные профи-ли наблюдались только в четыре даты: 12 и 13.11.2010, 25.09.2012 и 23.10.2012. При этом меняются как ширина, так и глубина линий. В остальные даты в спектрах видна дополнительная абсорбция, смещенная в синюю сторону. На спектрах, полученных 09.11.2009 и 26.09.2012, эта абсорбция становится отчетливо отделимым компонентом. Это хорошо видно на Рис. 2.6, где эти спектры показаны в сравнении с довольно симметричным профилем, полученным на Б ТА 23.10.2012.
В спектре, полученном 26.09.2012, линии дублета натрия имеют наибольшую глубину по сравнению с наблюдаемыми в другие даты. Сильный дополнительный компонент линий, смещенный в синюю сторону, отсутствовал в предыдущую ночь и перестал быть отчетливо отделимым в последующие. Согласно Рис. 2.7 в эту ночь звезда находилась в относительно неглубоком (ДУ ~ 0.57) минимуме. Этот результат можно объяснить появлением на луче зрения облака, состоящего из пыли и газа. Излучение звезды, прошедшее сквозь это облако, испытало поглощение как в континууме, так и в частотах линий натрия. Поскольку дополнительное поглощение наблюдалось в основном на частотах, смещенных в синюю сторону, то из этого следует, что облако двигалось по направлению к наблюдателю со скоростью около 50 км/с. Максимальная скорость движения газа, измеренная по синему краю профиля линии натрия, равна примерно -120 км/с.