Фізичні властивості гарячої пульсуючої зірки гамма Pegasi

Размещено на http://www.allbest.ru

міністерство освітИ і наукИ україни

одеський національний університет

ім. І. І. Мечникова

Бутковська Варвара Володимирівна

УДК 524.331 + 524.384

ФІЗИЧНІ ВЛАСТИВОСТІ ГАРЯЧОЇ ПУЛЬСУЮЧОЇ ЗІРКИ г PEGASI

Спеціальність 01.03.02 - Астрофізика, радіоастрономія

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Одеса - 2008

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в Науково-дослідному інституті «Кримська астрофізична обсерваторія» Міністерства освіти і науки України

Науковий керівник: кандидат фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Плачинда Сергій Іванович НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія» МОН України, провідний науковий співробітник

Офіційні опоненти:

доктор фізико-математичних наук, професор Андронов Іван Леонідович Одеський національний морський університет МОН України, м. Одеса, декан факультету довузівської підготовки молоді, завідувач кафедри "Вища та прикладна математика"

кандидат фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Шавріна Ангеліна Василівна Лабораторія атмосферної оптики, Головна Астрономічна Обсерваторія Національної Академії Наук України, м. Київ, старший науковий співробітник

З дисертацією можна ознайомитись в науковій бібліотеці Одеського національного університету за адресою:

65026, м. Одеса, вул. Преображенська, 24.

Вчений секретар спеціалізованої вченої ради

кандидат фіз.-мат. Наук О.А. Базей

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Багатолітні і різноманітні дослідження магнетизму Сонця і інших зірок з розвиненими конвективними оболонками показали, що основну роль у фізиці явищ активності таких зірок грає магнітне поле. Що ж до зірок ранніх спектральних класів, що не мають конвективних оболонок, на сьогоднішній день глобальні конфігурації магнітного поля з напруженістю в сотні і тисячі Гаус реєструються, переважно, у хімічно пекулярних зірок. Магнітні поля гарячих зірок з нормальним хімічним складом вивчені набагато слабкіше.

Велика частка гарячих хімічно нормальних зірок із зареєстрованим магнітним полем належить до того або іншого типу пульсуючих змінних [1, 2, 3, 4, 5]. Пульсації ведуть до зміни розмірів і форми зірки, а оскільки в астрофізичних об'єктах магнітне поле "вморожене" в плазму (тобто рухається разом з нею), то не можна унеможливити спотворення конфігурації магнітного поля зірки протягом пульсаційного циклу. Крім того, в атмосферах пульсуючих зірок протягом пульсаційного циклу змінюються фізичні умови, що також може вести до зміни зареєстрованого магнітного поля зірки. зірка пульсація спектроскопічний магнітний

Внаслідок того, що фізика зірок і механізми їх змінності залежать, у тому числі, і від магнітних полів, проблема існування пульсаційної модуляції магнітного поля обговорюється в астрофізиці вже більш за півстоліття. Не зважаючи на актуальність питання, астрофізики не змогли з високою достовірністю встановити факт змінності магнітного поля з періодом пульсацій для жодного об'єкту в світі зірок, включаючи Сонце.

Дисертація присвячена дослідженню фізичних властивостей гарячої низькоамплітудної радіально пульсуючої зірки ? Peg (B2 IV), а саме орбітального руху, пульсацій і магнітного поля.

Актуальність теми. Змінність магнітного поля гарячих пульсуючих зірок з періодом пульсацій є сьогодні одним з актуальних, але недосліджених питань фізики зоряних атмосфер. Ця проблема є відкритою і для решти типів пульсуючих зірок. Без надійного встановлення факту змінності магнітного поля з періодом пульсацій, а також можливих причин такої змінності, неможливе детальне магнітогідродинамічне моделювання фізичних процесів в атмосферах змінних зірок, що передбачає бути одним з напрямів досліджень на наступному етапі вивчення фізики зірок. При вивченні змінності магнітного поля пульсуючих зірок з періодом пульсацій необхідне також знання фізичних характеристик цих об'єктів.

Зв'язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Дисертаційна робота виконана в НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія" в рамках планових проектів: "Сонячна активність в світі зірок" (шифр: Солакт, Рег. № 0103U002158 2004-2006) і "Магнетизм та активність зірок" (шифр: МАЗ, Рег. № 0106U012583 2007-2009).

Мета і завдання дослідження. Метою цього дослідження було встановлення фізичних характеристик гарячої пульсуючої зірки ? Pegasi (? Peg).

Для досягнення цієї мети була поставлена низка завдань:

Виконання високоточних спектроскопічних і спектрополяриметрічних спостережень ? Peg.

Встановлення характеру змінності параметрів спектральної лінії He I 6678 в атмосфері ? Peg з періодом пульсацій.

Встановлення орбітального періоду ? Peg.

Встановлення змінності зоряного вітру ? Peg за ультрафіолетовими спостереженнями IUE.

Визначення періоду обертання ? Peg на основі аналізу отриманих вимірів магнітного поля.

Встановлення характеру зміни магнітного поля ? Peg з відомим 0.15-денним періодом радіальних пульсацій.

Встановлення змінності поля швидкостей в атмосфері ? Peg за спостереженнями в спектральній лінії He I 6678.

Наукова новизна отриманих результатів.

Отримано унікальний спектральний і спектрополяриметрічний спостережувальний матеріал: у кожну з півтора десятка ночей спостереження повністю перекривають період пульсацій ? Peg, який складає ~3.6 години.

Вперше для ? Peg встановлена спектральна змінність по лінії He I 6678 з періодом пульсацій.

З використанням власних вимірів променевих швидкостей встановлено, що запропонований в [6] 370.5-денний орбітальний період ? Peg є артефактом шпаруватості спостережень. Уточнено значення орбітального періоду, раніше запропоноване в роботі [7]. Уточнений орбітальний період P_orb = 6.81608 ± 0.00012 дня.

Вперше у ? Peg зареєстроване магнітне поле. Виміри магнітного поля виконані з найвищою точністю в світі для гарячих пульсуючих зірок.

Вперше для ? Peg встановлений період осьового обертання, який дорівнює P_rot = 6.65380 ± 0.00035 дня.

Вперше для ? Peg встановлена спектральна змінність з періодом осьового обертання.

Встановлено співвідношення між орбітальним і обертальним періодами: P_orb/| P_orb - P_rot| = 42.0 ? 0.1 і P_rot/| P_orb - P_rot| = 41.0 ? 0.1.

Вперше в світі встановлено факт змінності подовжнього компоненту магнітного поля з періодом пульсацій для гарячих зірок.

Отримана крива зміни магнітного поля ? Peg з періодом пульсацій є самою малоамплітудною і найточнішою з усіх відомих кривих змінності магнітного поля для гарячих зірок (амплітуда B_l = 7.2 ± 0.6 Гс).

Вперше для ? Peg встановлена змінність зоряного вітру по ультрафіолетовим спостереженням.

Вперше для гарячих пульсуючих зірок зареєстрована змінність поля швидкостей в атмосфері зірки.

Наукова і практична цінність отриманих результатів. Результати роботи використовуються в НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія", а також в дослідницьких групах світу, що працюють в області вивчення фізики гарячих зірок.

Отримані результати можуть використовуватися викладачами університетів при підготовці курсів лекцій. Дані по магнітному полю опубліковані в статтях, а дані по променевим швидкостям опубліковані для спільного доступу в світовій професійній електронній інтернет-базі даних CDS. Отримані результати представляють цінність при виконанні магнітогідродинамічного моделювання фізичних процесів в атмосферах змінних зірок.

Особистий внесок здобувача.

Основна частка спостережень і вся обробка виконані самостійно.

Аналіз літератури і збір інформації, а також пошук і збір даних, отриманих іншими авторами, проведені самостійно.

Вивчення методики роботи з ультрафіолетовими даними INES, методики пошуку змінності зоряного вітру і сам пошук змінності, включаючи написання необхідних комп'ютерних програм, виконані самостійно.

Самостійно встановлені:

a) зміна параметрів лінії гелію з 0.15-денним періодом радіальних пульсацій;

b) змінність поля швидкостей в атмосфері ? Peg;

c) змінність подовжнього компонента магнітного поля з амплітудою 7.2 ± 0.6 Гс з 0.15-денним періодом пульсацій ? Peg.

При встановленні решти результатів претендентом виконаний основний об'єм роботи.

Представлення всіх отриманих результатів на шести міжнародних конференціях у вигляді усних та постерних доповідей проведені самостійно.

Провідна участь в написанні статей по темі дисертації як перший автор в 4 роботах.

Без співавторів написано 3 роботи.

Апробація результатів дисертації. Результати досліджень, які увійшли до дисертації, докладалися на наукових семінарах лабораторії Фізики Зірок і Галактик НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія", Одеської астрономічної обсерваторії і шести міжнародних конференціях:

1. "MAGNETIC STARS" (САО, Росія, 27 - 31 серпня, 2003).

2. "PHOTOPOLARIMETRY IN REMOTE SENSING" (Ялта, 20 вересня - 4 жовтня, 2003).

3. "VARIABLE STARS - 2005" (Одеса, 22-27 серпня, 2005).

4. "ФІЗИКА НЕБЕСНИХ ТІЛ" (Крим, Научне, 11-18 вересня, 2005).

5. "MAGNETIC STARS" (САО, Росія, 28 серпня - 1 вересня, 2006).

6. "ФІЗИКА ЗОРЯНИХ АТМОСФЕР" (Крим, Научне, 17 - 23 червня, 2007).

Структура і зміст дисертації. Дисертаційна робота складається із вступу, чотирьох розділів, висновку, списку використаних джерел, що містить 73 найменування й додатку. Загальний об'єм дисертаційної роботи становить 116 сторінок машинописного тексту, включаючи 36 малюнків і 8 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ ДИСЕРТАЦІЇ

У Вступі викладені актуальність проблеми, зв'язок роботи з науковими програмами, мета й основні завдання, наукова новизна отриманих результатів, особистий внесок здобувача в наукових публікаціях, апробація результатів дисертації і список робіт, в яких опубліковані результати дисертації.

У Розділі 1 викладена методика спостережень і високоточних вимірів магнітних полів зірок.

У НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія" для виміру циркулярної поляризації в контурах спектральних ліній перед щілиною спектрографа, розташованого у фокусі куде 2.6м рефлектора ім. акад. Г.А. Шайна, встановлюється аналізатор циркулярної поляризації - стоксметр.

Стоксметр складається з вхідної ахроматичної чвертьхвильової пластинки (робоча область 4000-6800 A), пластини ісландського шпату, розводящої звичайний і незвичайний промені на 2.3 мм (~4.5") і вихідної ахроматичної чвертьхвильової пластинки для перетворення лінійно поляризованого світла, що виходить з пластини ісландського шпату, в циркулярно поляризований. Останнє є необхідним для зрівнювання коефіцієнтів віддзеркалення двох пучків світла від дифракційної гратки. В якості світлоприймача використовується ПЗС-детектор.

В аналізаторі після вхідної чвертьхвильової пластини розташована пластина ісландського шпату якості "екстра", яка розводить в просторі звичайний і незвичайний промені. Завдяки цьому, протягом однієї експозиції у фокальній плоскості на ПЗС-детектор проектуються два спектри зірки з взаємно-ортогональною циркулярною поляризацією.

Для проведення наступної експозиції вхідна чвертьхвильова пластина повертається на 90? і положення спектрів з лівосторонньою і правосторонньою циркулярною поляризацією міняється місцями. Таким чином, в результаті повороту вхідної чвертьхвильової пластини, в двох послідовних експозиціях на одне і те ж місце ПЗС-детектора по черзі проектується контур спектральної лінії з право- і лівоциркулярною поляризацією.

Методика високоточного виміру подовжньої складової магнітних полів зірок за допомогою стоксметра, яка розроблена і використовується в НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія", детально викладена в роботах [8, 9, 10, 11].

В разі малої амплітуди змінності і високої точності вимірів магнітного поля, на перше місце виходить контроль надійності отримуваних результатів. Для цього в НДІ "КрАО" був розроблений і здійснений комплекс тестів, який включає наступні пункти:

- Контроль юстування стоксметра. Виконується перед кожним сетом спостережень з використанням яскравої зірки.

- Відтворення відомої кривої магнітного поля для магнітної зірки. З цією метою були виконані виміри магнітного поля для відомої магнітної зірки ? CrB, які продемонстрували необхідну згоду з вимірами інших авторів [9].

- Відтворення нульового поля і визначення величини систематичного інструментального зсуву.

- Знаходження статистичного розподілу характеристик експериментальних величин.

- Моделювання величини стандартного відхилення з використанням методу Монте-Карло.

- Контроль однорідності вибірки вимірів.

- Відтворення магнітної кривої зірки із слабким полем з наперед відомим періодом осьового обертання.

- Інструментальний контроль випадкових або систематичних помилкових сигналів.

Отримання і обробка спектрального матеріалу. Спектроскопічні і спектрополяриметрічні спостереження ? Peg були виконані у фокусі куде 2.6м рефлектора ім. акад. Г.А. Шайна НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія" з використанням спектрографа АСП-14 в області лінії He I 6678. Протягом 23 ночей з 1997 по 2005 рік було отримано 406 експозицій.

Відношення сигнал/шум одного спектру складало S/N ~ 350-600, спектральна роздільна здатність ?/?? ~ 22000. З метою досягнення високої точності, експозиції виконувалися багато разів протягом декількох годин. У більшості ночей спостережень період пульсацій ? Peg (~ 3.6 години) був перекритий повністю. Як правило, для кожної експозиції було отримано спектр порівняння.

Для первинної обробки спектральних даних використовувався набір стандартних процедур, що входять в пакети програм CCDPROC і SPE, розроблених С.Г. Сергєєвим (НДІ "КрАО").

Обчислення подовжньої складової магнітного поля проводилося за допомогою програмного коду SMSPEMC, розробленого С.І. Плачиндою (НДІ "КрАО"). При обчисленнях виконувалося моделювання похибок вимірів за допомогою методу Монте-Карло з використанням генерування випадкових чисел по нормальному закону.

У Розділі 2 приведена спільна характеристика змінних типа ? Cep, розглянуто механізм пульсацій зірок типа ? Cep, а також причини, що викликають зміну профілів і параметрів спектральних ліній з періодом пульсацій в різних змінних типа ? Cep, приведені взяті з різних літературних джерел фізичні характеристики ? Peg - класичної низькоамплітудної радіально пульсуючої змінної типа ? Cep і приведені результати дослідження спектральної змінності ? Peg по лінії He I 6678 з періодом пульсацій.

В рамках дисертаційної роботи розраховано криві зміни променевих швидкостей, зміни радіусу і прискорення з періодом пульсацій. Гладка синусоїдальна форма всіх трьох кривих свідчить про відсутність помітних ударних хвиль в атмосфері ? Peg.

У дисертації проведено дослідження зміни параметрів спектральної лінії He I 6678 (еквівалентної ширини (EW), напівширини (FWHM) і залишкової інтенсивності (RI)) з фазами 0.15-денного періоду радіальних пульсацій ? Peg. Показано, що всі три параметри лінії сягають максимального значення поблизу фази пульсаційного періоду 0.25. Амплітуди зміни напівширини (FWHM) і залишкової інтенсивності (RI) складають 2% і 1.2% відповідно. Амплітуда зміни еквівалентної ширини (EW) складає 0.8%.

У дисертації проведено порівняння ЛТР-профілю лінії He I 6678, розрахованого за допомогою програми SYNTHM [12] і не-ЛТР профілю цієї лінії, розрахованого С. Ростопічним (McDonald Observatory) з використанням програмних кодів DETAIL і SURFACE, із спостережуваним профілем лінії He I. Показано, що синтетичний профіль, розрахований в припущенні існування локальної термодинамічної рівноваги в атмосфері ? Peg, недостатньо добре відображує спостережувану лінію гелію при відомих параметрах атмосфери, тоді як не-ЛТР профіль практично співпадає із спостережуваною спектральною лінією.

Проведено вивчення зміни синтетичних не-ЛТР профілів лінії He I з періодом пульсацій. З цією метою були розраховані не-ЛТР профілі лінії гелію для різних фаз пульсаційного циклу і різних температур в діапазоні від 21000 до 21250 К. Розрахунки велися в припущенні, що основною причиною зміни профілю лінії He I з періодом пульсацій є зміна температури. Можлива зміна в ході пульсацій інших параметрів, в тому числі мікротурбулентності ?, не враховувалась.

Розрахунок не-ЛТР профілів лінії He I 6678 для різних фаз пульсаційного циклу зірки (тобто для різних температур) показав, що амплітуди зміни параметрів теоретично розрахованої лінії He I 6678 (EW - 0.1%, FWHM - 0.5%, RI - 0.3%) у декілька разів нижче спостережуваних амплітуд пульсаційної зміни параметрів спектральної лінії. Причина подібної невідповідності - предмет подальших досліджень.

У Розділі 3 приведені результати дослідження спектральної подвійності ? Peg.

Використовуючи власні виміри променевих швидкостей ? Peg і дані, узяті з літератури, встановлено, що 370.5-денний орбітальний період ? Peg є артефактом шпаруватості спостережень: ?-швидкості, розраховані нами за власними даними і узятими з літератури даними інших авторів були згорнуті з 370.5-денним періодом. Виявилось, що позитивні ?-швидкості, зареєстровані нами з 1998 по 2005 рік попадають на той же фазовий інтервал (0.8 - 1.3), що і аномально великі негативні ?-швидкості, зареєстровані в 1992, 1993 і 1995 роках в [6].

В одну з ночей в 2005 році (HJD 2453599) нами також зареєстровані аномально великі відмінні значення променевих швидкостей ? Peg (?-швидкість склала -60.57 ± 0.29 км/с). У цю ніч тривалість циклу спостережень перевищувала період пульсацій і для кожної з експозицій одночасно знімався спектр порівняння, за допомогою якого і розраховувалися променеві швидкості зірки. У попередню і подальшу дати променеві швидкості ? Peg залишалися позитивними. Перераховані факти дозволили зробити висновок, що сильно відмінні променеві швидкості ? Peg, які протягом декількох спостережувальних сезонів реєстрували в [6] і які протягом однієї з ночей спостерігалися нами, не пов'язані з орбітальним рухом, а обумовлені епізодичними швидкими рухами речовини зірки назовні - по аналогії з Ве-зірками.

Додаткові значення ?-швидкості, отримані із спостережень інших авторів, а також наші власні спостереження, дозволили уточнити значення орбітального періоду ? Peg, заявлене в [7]. Щонайкраще описує зміни ?-швидкості ? Peg, пов'язані з орбітальним рухом, орбітальний період

P_orb = HJD 2434266.421+ n Ч 6.81608 ± 0.00012.

Встановлено, що в разі P_orb = 6.81608 дня, елементи орбіти ? Peg складають:

e = 0, K = 0.8 ? 0.03 км/c, ? = 2.72 ? 0.02 км/c, f(m) = 3.62 ? 10^-7М_sun, a₁sini = 0.107R_sun.

Проаналізовані також інші можливі причини, які могли б викликати спостережувану зміну ?-швидкості ? Peg з періодом 6.81608 дня:

1. Період 6.82 дня є результатом суперпозиції фундаментального періоду пульсацій ? Peg і зоряної доби.

2. Період 6.82 дня є результатом суперпозиції хвилі, що біжить, і стаціонарної осциляції.

3. Період 6.82 дня є результатом суперпозиції двох хвиль - що розповсюджуються у напрямі обертання і в протилежному напрямі.

4. Період P_orb ~ 6.82 дня є результатом суперпозиції 0.15-денного пульсаційного періоду P_puls і якого-небудь періоду P_x, близького до нього.

Показано, що жодна з цих причин не підтверджується у випадку ? Peg. Зроблено висновок, що зміна ?-швидкості ? Peg від одного пульсаційного періоду до іншого не пов'язана із зоряними осциляціями, а є наслідком орбітального руху ? Peg.

Виходячи з припущень, що другий компонент є зіркою головної послідовності і, принаймі, на порядок слабкіший за головний компонент (лінії другого компоненту в спектрі головного компоненту відсутні), а також, що обидва компоненти не заповнюють свої порожнини Роша (у спектрі не відмічені особливості, що свідчать про перенесення мас в системі), зроблено висновок, що спектральний клас другого компоненту має бути не гарячіше пізніх В - ранніх А.

У Розділі 4 розглянута ситуація, яка склалася в астрофізиці з вимірами магнітних полів гарячих зірок з нормальним хімічним складом, а також складна і невизначена ситуація з вивченням зміни магнітного поля з періодом пульсації зірок; викладено результати вивчення магнітного поля ? Peg: приведені результати вимірів подовжньої складової магнітного поля, а також вивчення її зміни з періодами обертання і пульсацій зірки; розглянуто можливі причини спостережуваної зміни подовжньої складової магнітного поля ? Peg з відомим періодом радіальних пульсацій зірки.

До представленої роботи ні для жодної з гарячих зірок з нормальним хімічним складом, для яких було зареєстровано магнітне поле, вивчення зміни магнітного поля з періодом пульсацій виконано не було.

Непрямим свідченням наявності магнітного поля у гарячих зірок є змінність зоряного вітру в ультрафіолетовому діапазоні: магнітне поле певним чином модулює виток речовини зоряного вітру з періодом осьового обертання зірки [2, 3, 4].

В рамках даної роботи проведено вивчення змінності зоряного вітру ? Peg на основі спектрів високого розподілу, отриманих з SWP-камерою космічного супутника International Ultraviolet Explorer (IUE). Показано, що змінність зоряного вітру ? Peg існує, що є додатковим аргументом на користь існування магнітного поля у цієї зірки.

Виміри подовжньої складової магнітного поля ? Peg виконувалися протягом 17 ночей з 1997 по 2005 рік. Статистично значуще магнітне поле (B_e > 3?_B) зареєстровано протягом трьох ночей спостережень, B_e > 2?_B зареєстровано протягом двох ночей спостережень.

На основі аналізу отриманих вимірів подовжньої складової магнітного поля визначено період осьового обертання ? Peg: P_rot = 6.65380 ± 0.00035 діб. Встановлено, що протягом періоду обертання подовжня складова магнітного поля ? Peg змінюється синусоїдально від -10 до +30 Гс. Середнє значення подовжньої складової B₀ = 11 ± 3 Гс, амплітуда зміни подовжньої складової з періодом обертання В_е = 20 ± 4 Гс.

В рамках моделі похилого ротатора магнітне поле ? Peg може бути представлене центральним диполем з напруженістю на полюсі B_pol = 570 ? 30 Гс, кутом нахилу осі обертання до променя зору i = 9 ? 3? і кутом між віссю обертання і віссю диполя в = 85 ? 1?. Таким чином, ми бачимо ? Peg, практично, з полюса обертання і магнітного екватора. При такій конфігурації магнітного диполя подовжня складова магнітного поля не перевищуватиме декількох десятків гаус.

Встановлено, що функціональне співвідношення між орбітальним періодом ? Peg і її періодом обертання складає

1/S_orb = P_orb/|P_orb - P_rot| = 42.0 ± 0.1

1/S_rot = P_rot/|P_orb - P_rot| = 41.0 ± 0.1

Отримана залежність свідчить про те, що якщо строге цілочисельне співвідношення виконується, то синхронізація в системі настає кожні 41 орбітальний і 42 періоди осьового обертання головного компонента.

Спроба порівняти отриманий результат з відомими даними для інших зірок, не принесла успіху. Найбільш придатними для цих цілей виявилися зірки типа RS CVn, але у більшості цих зірок точність визначення орбітальних періодів і періодів обертання відрізняється на порядки.

Крім того, ці зірки належать до зірок пізніших спектральних класів, що мають конвективні оболонки. Отже, у цього класу зірок присутнє диференційне обертання, що також вносить неточності визначення періодів обертання цих об'єктів. Тому, через відсутність потрібної кількості спостережуваних даних, що мають необхідну точність, відповісти на питання, наскільки поширеним є подібний тип синхронізації між орбітальним періодом і періодом осьового обертання, поки неможливо.

Єдиним знайденим нами в літературі джерелом існування цілочисельних співвідношень між осьовим і орбітальним періодами виявилася сонячна система. Із спостережень загального магнітного поля Сонця як зірки по 17 тис. добових значень в [13] був встановлений "головний" період сонячного обертання. Виявилось, що цей період знаходиться в тісних резонансах 2:7 і 3:7 з орбітальним і осьовим обертаннями Меркурія [14].

Вивчення зміни подовжньої складової магнітного поля з відомим 0.15-денним періодом радіальних пульсацій ? Peg проводилося з використанням індивідуальних значень подовжньої складової.

Щоб виключити ефект осьового обертання, від кожного індивідуального значення подовжньої складової віднято середнє за ніч значення подовжньої складової магнітного поля. Отримані величини були згорнуті з фазами 0.15-денного періоду пульсацій (рис. 1), згідно ефемериді, визначеній нами в [15]:

HJD(RV_max) = 2451060.461+ n Ч 0.151750393 ± 6.4 Ч 10^?8

На верхній панелі рис. 1, для порівняння, приведені нормалізовані криві зміни променевої швидкості, радіусу і прискорення. На середній панелі рис. 1 представлені окремі значення подовжньої складової магнітного поля ? Peg (з вилученим середнім за ніч).

Рис. 1. Верхня панель: нормалізовані пульсаційні криві зміни променевих швидкостей (суцільна лінія), радіусу (пунктирна лінія) і прискорення (штрих-пунктирна лінія); середня панель: індивідуальні значення подовжньої складової магнітного поля В_е; дві нижні панелі: середні по бінам значення подовжнього поля В_е і "нульового" поля B_test.

На третій зверху панелі рис. 1 значення подовжнього поля В_е згруповані в 7 бін (30-35 значень в кожному біні); для кожного біна представлені середні значення і середньоквадратичні похибки. Апроксимуюча синусоїда проведена методом найменших квадратів і представлена суцільною лінією.

Аналогічне розбиття по бінам виконане і для тестового "нульового" поля B_test (нижня панель рис. 1). Як і в разі обертання зірки, які-небудь періодичні зміни B_test з періодом пульсацій відсутні, що свідчить про відсутність систематичних або методичних помилок в наших вимірах.

Подовжня складова магнітного поля ? Peg змінюється з амплітудою 7.2 ? 0.6 Гс протягом відомого 0.15-денного періоду радіальних пульсацій зірки. Щоб виключити вплив обертання зірки, для вивчення зміни подовжнього магнітного поля з періодом пульсацій від кожного індивідуального значення подовжньої складової магнітного поля було віднято середнє за ніч. Тому питання про те, чи змінюється знак подовжньої складової магнітного поля ? Peg протягом пульсаційного циклу, поки залишається відкритим.

Серед причин, які могли б більшою чи меншою мірою давати вклад в спостережувані пульсації магнітного поля, можна назвати наступні:

Внаслідок вмороженості магнітного поля в плазму, радіальні пульсації зірки можуть викликати гомотетичну зміну магнітного диполя - тобто, магнітний диполь як би пульсує разом із зіркою, збільшуючись і зменшуючись в розмірах без зміни геометрії. В цьому випадку для даної конфігурації магнітного диполя (B_pol = 570, i = 9?, в = 85?) амплітуда зміни подовжнього магнітного поля зірки не перевищує декількох десятих Гауса, що на порядок менше спостережуваної амплітуди змінності.

Зміни структури зірки протягом циклу пульсації негомологічні. Осакі [16] показав, що пульсації зірок типу ? Cep обумовлені непрозорістю у важких елементах атмосфери зірки до випромінювання. Ця зона непрозорості знаходиться на глибині, де температура зірки сягає 200000 К. Таким чином, шари зірки, що знаходяться глибше за зону непрозорості, практично стабільні і не пульсують. Цьому сприяє, також, значний ріст густини до центру зірки. Тому геометрія магнітного поля тут відносно стабільна. В такій ситуації пульсаційний рух шарів атмосфери зірки над зоною непрозорості може вести до спотворення початкової конфігурації магнітного диполя на поверхні.

Завдяки присутності магнітного поля, пульсаційні коливання верхніх шарів атмосфери можуть привести до генерації магнітогідродинамічних хвиль. У цьому випадку початкова форма і густина магнітних силових ліній також можуть змінюватися.

Крім того, зареєстрована зміна магнітного поля з періодом пульсацій може бути ефектом, що породжується змінним полем швидкостей в атмосфері ? Peg і наявністю зміни величини подовжнього компоненту поля з глибиною. При виконанні названих умов ми бачитимемо різні шари з глибиною в атмосфері зірки і, відповідно, реєструватимемо різну напруженість магнітного поля. Тобто, в якій мірі зміни магнітного поля з періодом пульсацій обумовлені його фізичною змінністю сьогодні поки що невідомо.

Існування змінного поля швидкостей в атмосфері ? Peg було продемонстроване на основі аналізу зміни бісекторів спектральної лінії He I 6678. Показано, що середній за ніч бісектор має так звану зворотну "С"-форму, типову для бісекторів спектральних ліній гарячих зірок.

У Висновках наведена наукова цінність виконаної роботи, а також підсумовані основні результати дисертації.

ВИСНОВКИ

В рамках дисертаційного дослідження проведено вивчення фізичних властивостей ? Peg - гарячої пульсуючої зірки типу ? Cep. З цією метою були виконані високоточні спектроскопічні і спектрополяриметричні спостереження ? Peg в лінії He I 6678. Протягом 23 ночей з 1997 по 2005 рік було отримано 406 експозицій спектрів високої роздільної здатності (?/?? ~ 22000).

У більшості ночей спостережень період пульсацій ? Peg (~3.6 години) був перекритий повністю. На сьогоднішній день часові ряди вимірів подовжньої складової магнітного поля ? Peg, що перекривають період пульсацій, є унікальними для гарячих пульсуючих зірок з нормальним хімічним складом. На підставі отриманого спостережувального матеріалу, а також використовуючи дані, узяті з робіт інших авторів і електронних баз даних CDS і INES, в дисертаційному дослідженні отримані наступні результати:

1. Вперше для ? Peg отримані тривалі часові ряди параметрів спектральної лінії He I 6678 і встановлений характер їх змінності з періодом пульсацій. Показано, що еквівалентна ширина (EW), напівширина (FWHM) і залишкова інтенсивність (RI) лінії Не I змінюються синусоїдально протягом пульсаційного циклу і досягають максимального значення поблизу фази 0.25, коли радіус зірки мінімальний, а температура максимальна.

Амплітуди зміни напівширини (FWHM) і залишкової інтенсивності (RI) складають 2% і 1.2% відповідно. Амплітуда зміни еквівалентної ширини (EW) складає 0.8%.

Показано, що амплітуди пульсаційної зміни параметрів не-ЛТР профілів лінії He I (FWHM - 0.5%, RI - 0.3%, EW - 0.1%), розрахованих для різних фаз пульсаційного циклу (для різних температур), у декілька разів нижче спостережуваних амплітуд зміни параметрів спектральної лінії з фазою пульсацій. Причина подібної невідповідності - предмет подальших досліджень.

2. Отримано криві зміни швидкості, радіусу і прискорення в атмосфері ? Peg з періодом пульсацій. Гладка синусоїдальна форма всіх трьох кривих свідчить про відсутність ударних хвиль в атмосфері ? Peg.

3. З використанням власних вимірів променевих швидкостей встановлено, що запропонований в [6] 370.5-денний орбітальний період ? Peg є артефактом шпаруватості спостережень.

4. Показано, що зміна ?-швидкості ? Peg від одного пульсаційного періоду до іншого не пов'язана із зоряними осциляціями, а є наслідком орбітального руху ? Peg.

5. Показано, що в рамках наявного часового ряду ?-швидкостей ? Peg щонайкраще описує зміни ?-швидкості ? Peg, пов'язані з орбітальним рухом, уточнений нами орбітальний період

P_orb = HJD 2434266.421+ nЧ6.81608 ± 0.00012.

6. Встановлено, що в разі P_orb = 6.81608 дня, елементи орбіти ? Peg складають: e = 0, K = 0.8 ? 0.03 км/c, ? = 2.72 ? 0.02 км/c, f(m) = 3.62 ? 10^-7 М_sun, a₁sini = 0.107 R_sun.

7. Виходячи з припущень, що другий компонент є зіркою головної послідовності на порядок слабкішою за головний компонент (лінії другого компоненту в спектрі головного компоненту відсутні), а також, що обидва компоненти не заповнюють свої порожнини Роша (у спектрі головного компонента не відмічені особливості, що свідчать про наявність перенесення мас в системі), зроблено висновок, що спектральний клас другого компоненту, має бути не гарячіше пізніх В - ранніх А.

8. З 23 ночей спостережень на 2.6м рефлекторі ім. акад. Шайна (НДІ КрАО) протягом однієї ночі (HJD 2453599) зареєстровані аномально великі від'ємні променеві швидкості ? Peg (? = -60.57 ± 0.29 км/c). На основі аналізу власного спострежувального матеріалу і даних інших авторів зроблено висновок, що сильно від'ємні променеві швидкості, що епізодично реєструються в атмосфері ? Peg, обумовлені не орбітальним рухом, а швидкими рухами речовини зірки назовні, що виникають час від часу - по аналогії з Ве-зірками.

9. Вперше для ? Peg, за результатами аналізу ультрафіолетових спектрів, отриманих супутником IUE і узятих з інтернет-бази даних INES, встановлена змінність зоряного вітру в ультрафіолетовому діапазоні, що є додатковим свідоцтвом на користь присутності магнітного поля у цієї зірки. Змінність зоряного вітру в ультрафіолетовому діапазоні спостерігається і у інших гарячих пульсуючих зірок із зареєстрованим магнітним полем [2, 3, 4].

10. Вперше зареєстровано магнітне поле у ? Peg.

11. Вперше, на основі аналізу отриманих вимірів подовжньої складової магнітного поля, визначено період осьового обертання ? Peg, рівний P_rot = 6.65380 ± 0.00035 дня. Встановлено, що протягом періоду обертання подовжня складова магнітного поля ? Peg змінюється від -10 до +30 Гс. Середнє значення подовжньої складової B₀ = 11 ± 3 Гс, амплітуда зміни подовжньої складової з періодом обертання В_е = 20 ± 4 Гс. Отримана крива зміни подовжньої складової магнітного поля з періодом обертання є самою малоамплітудною серед аналогічних кривих, отриманих для інших гарячих зірок.

12. Встановлено, що в рамках моделі похилого ротатора магнітне поле ? Peg може бути представлене центральним диполем з напруженістю на полюсі B_pol = 570 ? 30 Гс, кутом нахилу вісі обертання до променя зору i = 9 ? 3? і кутом між віссю обертання і віссю диполя в = 85 ? 1?.

13. Встановлено функціональне співвідношення між орбітальним періодом ? Peg і її періодом обертання:

1/S_orb = P_orb/|P_orb - P_rot| = 42.0 ± 0.1

1/S_rot = P_rot/|P_orb - P_rot| = 41.0 ± 0.1

14. Вперше в світі встановлений факт змінності подовжнього компонента магнітного поля з періодом пульсацій гарячої зірки. Отримана крива зміни магнітного поля ? Peg з відомим 0.15-денним періодом радіальних пульсацій є самою низькоамплітудною і найточнішою з усіх відомих кривих змінності магнітного поля для зірок, за винятком Сонця. Амплітуда пульсаційної кривої дорівнює 7.2 ± 0.6 Гс.

15. На основі аналізу бісекторів лінії He I 6678 продемонстроване існування змінного поля швидкостей в атмосфері ? Peg. В рамках даної роботи було встановлено, що середній за ніч бісектор лінії He I 6678, що утворюється в атмосфері ? Peg, має так звану зворотну "С"-форму, типову для бисекторів спектральних ліній гарячих зірок.

СПИСОК ЦИТОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ

Donati J.-F., Wade G. A., Babel J., Henrichs H. F., de Jong J. A., Harries T. J. The magnetic field and wind confinement of в Cephei: new clues for interpreting the Be phenomenon? // MNRAS. -2001. -326. -P. 1265-1278

Neiner C., Geers V. C., Henrichs H. F., Floquet M., Frйmat Y., Hubert A.-M., Preuss O., Wiersema K. Discovery of a magnetic field in the Slowly Pulsating B star ж Cassiopea // A&A. -2003. -406. -P. 1019-1032

Neiner C., Hubert A.-M., Frйmat Y., Floquet M., Jankov S., Preuss O., Henrichs H. F., Zorec J. Rotation and magnetic field in the Be star ? Orionis // A&A. -2003. -409. -P. 275-286

Neiner C., Henrichs H. F., Floquet M., Frйmat Y., Preuss O., Hubert A.-M., Geers V. C., Tijani A. H., Nichols J. S., Jankov S. Rotation, pulsations and magnetic field in V 2052 Ophiuchi: A new He-strong star // A&A. -2003. -411. -P. 565-579

Hubrig S., Briquet M., Scholler M., De Cat P. Mathys G., Aerts C. Discovery of magnetic fields in the в Cephei star о¹ CMa and in several slowly pulsating B stars // MNRAS. -2006. -369. -L61-L65

Chapellier E., Le Contel D., Le Contel, J. M., Mathias P., Valtier J.-C. A hybrid в Cephei-SPB star in a binary system: г Pegasi // A&A. - 2006. -448, -P. 697-701

Harmanec P., Koubsky P., Krpata J., Zdarsky F. Algenib is a spectroscopic binary // IBVS. -1979. -1590. - P. 1-2

Plachinda S.I. General magnetic field on convective stars // in: Photopolarimetry in Remote Sensing, eds: G.Videen, Ya.S.Yatskiv, M.I.Mishchenko, Kluwer Acad. Publ., 2004. -P. 351-368

Plachinda S.I. Magnetic field measurements on four yellow supergiants // Astrophysics. -2005. -48. -P. 9-19

Plachinda S.I., Tarasova T. N. Precise Spectropolarimetric Measurements of Magnetic Fields on Some Solar-like Stars // ApJ. -1999. -514. -P. 402-410

Butkovskaya V. & Plachinda S. A study of the ? Cephei star ? Pegasi: binarity, magnetic field, rotation and pulsations // A&A. -2007. -469. -P. 1069-1076

Хан С.А. Расчет синтетических спектров звезд с учетом влияния магнитного поля и стратификации химических элементов с глубиной // Кинематика и физика небесных тел. -2003. -19. №6. -С. 534-547

Haneychuk, V. I.; Kotov, V. A.; Tsap, T. T. On stability of rotation of the mean magnetic field of the Sun // A&A. -2003. -403. -P. 1115-1121

Котов В.А. Солнце как звезда: взгляд из КрАО // Известия КрАО. - 2007. -103. №2. -С. 245-254

Butkovskaya V.V., Plachinda S.I. Study of magnetic fields of different luminosity hot stars // JQSRT. -2004. -88. -P. 17-20

Osaki Y. Excitation mechanisms of oscillations in stars // In: Inside the stars; Proceedings of the 137th IAU Colloquium, Univ. of Vienna, Austria, Apr. 13-18, 1992. P. 512-520

СПИСОК ОПУБЛІКОВАНИХ РОБІТ ЗДОБУВАЧА ПО ТЕМІ ДИСЕРТАЦІЇ

Butkovskaya V., Plachinda S. Study of the magnetic field on four different luminosity hot stars: ? Pegasi, ? Orionis, ? Orionis and ? Persei // JQSRT. -2004. -88. -P. 17-20

Butkovskaya V., Plachinda S. Study of magnetic fields on different luminosity hot stars // in: Proc. Int. Conf., eds.: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk I.I., Nizhny Arkhyz, 2004. -P. 247-249

Butkovskaya V. Spectropolarimetry of ? Cephei type star ? Pegasi // Odessa Astronomical Publications. -2005. -18. P. 34-36

Butkovskaya V. Spectropolarimetric Study of gamma Peg in the He I 6678 Line // ASP Conference Series. -2006. -349. -P. 207-210

Butkovskaya V. The classical ? Cephei star ? Pegasi: study of pulsation, binarity and magnetic field // in: Proc. Int. Conf., eds.: Romanyuk I.I., Kudryavtsev D. O., Nizhny Arkhyz, 2007. -P. 230-237

Butkovskaya V., Khan S., Plachinda S., Rostopchin S., Shulyak D. High-accuracy spectropolarimetric study of ? Pegasi in the line He I 6678 А // Известия КрАО. -2007. -103, №3. -P. 110-115

Butkovskaya V. & Plachinda S. A study of the ? Cephei star ? Pegasi: binarity, magnetic field, rotation and pulsations // A&A. -2007. -469. -P. 1069-1076

АННОТАЦІЇ

Бутковская В.В. Физические свойства горячей пульсирующей звезды ? Pegasi

Рукопись. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия. Одесский национальный университет имени И.И. Мечникова. -Одесса, 2008.

Диссертация выполнена в области одной из важнейших проблем физики звезд - магнетизма горячих пульсирующих звезд. Высокоточные измерения слабых магнитных полей являются трудной задачей и систематическое выполнение таких наблюдений возможно пока только на нескольких телескопах мира, включая и 2.6м телескоп имени Шайна НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория".

До этой работы вопрос о переменности магнитного поля с периодом пульсаций у горячих пульсирующих звезд оставался неизученным. А без надежного установления факта переменности магнитного поля с периодом пульсаций, невозможно детальное магнитогидродинамическое моделирование физических процессов в атмосферах переменных звезд.

В диссертационной работе получен уникальный спектральный и спектрополяри-метрический наблюдательный материал. Впервые у горячей пульсирующей звезды ? Peg зарегистрировано магнитное поле. Измерения магнитного поля выполнены с самой высокой точностью в мире для горячих пульсирующих звезд. Впервые в мире установлен факт переменности продольного компонента магнитного поля с периодом пульсаций для горячих звезд. Полученная кривая изменения магнитного поля у ? Peg с периодом пульсаций является самой малоамплитудной и самой точной из всех известных кривых переменности магнитного поля для звезд кроме Солнца.

Результаты работы используются в НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", а также могут быть использованы во всех исследовательских группах мира, работающих в области изучения физики горячих звезд и преподавателями университетов при подготовке курсов лекций. Данные по лучевым скоростям опубликованы для общего доступа в мировой профессиональной электронной интернет-базе данных CDS. Полученные результаты представляют ценность при выполнении магнитогидродинамического моделирования физических процессов в атмосферах переменных звезд.

Ключевые слова: звезды ранних спектральных классов, пульсации, двойные звезды, магнитные поля.

Бутковська В.В. Фізичні властивості гарячої пульсуючої зірки ? Pegasi

Рукопис. Дисертація на здобуття вченого ступеня кандидата фізико-математичних наук за фахом 01.03.02 - Астрофізика, радіоастрономія. Одеський національний університет імені І.І. Мечникова. -Одеса, 2008.

Дисертація виконана в області однієї з найважливіших проблем фізики зірок - магнетизму гарячих пульсуючих зірок. Високоточні виміри слабких магнітних полів є важким завданням і систематичне виконання таких спостережень можливе поки тільки на декількох телескопах світу, включаючи і 2.6м телескоп імені Шайна НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія".

До цієї роботи питання про змінність магнітного поля з періодом пульсацій у гарячих пульсуючих зірок залишалося невивченим. Без надійного встановлення факту змінності магнітного поля з періодом пульсацій, неможливе детальне магнітогідродинамічне моделювання фізичних процесів в атмосферах змінних зірок.

У дисертаційній роботі отримано унікальний спектральний і спектрополяриметрічний спостережувальний матеріал. Вперше у гарячої пульсуючої зірки ? Peg зареєстроване магнітне поле. Виміри магнітного поля виконані з найвищою точністю в світі для гарячих пульсуючих зірок. Вперше в світі встановлений факт змінності подовжнього компонента магнітного поля з періодом пульсацій для гарячих зірок. Отримана крива зміни магнітного поля ? Peg з періодом пульсацій є самою малоамплітудною і найточнішою з усіх відомих кривих змінності магнітного поля для зірок окрім Сонця.

Результати роботи використовуються в НДІ "Кримська астрофізична обсерваторія", а також можуть бути використані у всіх дослідницьких групах світу, що працюють в області вивчення фізики гарячих зірок і викладачами університетів при підготовці курсів лекцій. Дані по променевим швидкостям опубліковані для відкритого доступу в світовій професійній електронній інтернет-базі даних CDS. Отримані результати мають цінність при виконанні магнітогідродинамічного моделювання фізичних процесів в атмосферах змінних зірок.

Ключові слова: зірки ранніх спектральних класів, пульсації, подвійні зірки, магнітні поля.

Butkovskaya V.V. Physical properties of the hot pulsating star ? Pegasi

The manuscript. Thesis on search of a scientific degree of the candidate of physical and mathematical sciences of a speciality 01.03.02 - Astrophysics and radioastronomy. - Odessa National university named after I.I. Mechnikov. - Odessa, 2008.

The thesis was carried out in the field of one of the major problem of physics of stars - magnetism of hot pulsating stars. The high-accuracy measurement of the weak stellar magnetic fields is a difficult task and systematic study of the weak magnetic fields is possible only using a few telescopes in the world, including the 2.6m reflector named after acad. G.A.Shajn of the SRI “CrAO”.

Before this work|wrk| a question about variability of magnetic field with the period of pulsations for hot|hot-acid| pulsating|pulsative| stars remained unstudied. But|but| without|senza| reliable detection of the fact of the variability of the magnetic field with the pulsation period, and possible|possibly| reasons|cause| of this variability, the detailed|detail| magnitohydrodynamical modelling| |imagineering| of physical|physics| processes|Carbro| in the atmospheres of variable stars is impossible.

The unique spectroscopic and spectropolarimetric data were obtained. For the first time the magnetic field is detected on the hot pulsating star ? Peg. The measured values of the magnetic field are the most accurate magnetic field measurements for hot pulsating stars in the world. For the first time in the world the longitudinal component of the magnetic field was found to be variable during the pulsation period of a star. The pulsation curve of longitudinal magnetic field of ? Peg is the most accurate among all known curves of stellar magnetic field variation with the exception of the Sun.

The obtained results are used in the SRI “CrAO”, and also they can be used|use| in others research groups in the world|peace|, who study of physics of hot|hot-acid| stars, and by the teachers of universities for preparation of lectures. The radial velocities of ? Peg |velosity|is published in the world professional electronic database CDS for open|common| access|. The obtained|receive| results are important for further magnitohydrodynamical modeling of physical processes in the atmospheres of variable stars.

Keywords: early type stars, oscillations, binary stars, magnetic fields

Размещено на Allbest.ru