<< 2. Основные характеристики roAp | Оглавление | Литература >>

3. Пульсации лучевых скоростей (RV)

Как было сказано, амплитуды колебаний блеска в roAp звездах очень малы, но уже первые наблюдения колебаний лучевых скоростей показали, что RV амплитуды могут быть весьма большими и очень сильно зависеть от принадлежности спектральной линии, по которой проводятся наблюдения, тому или иному химическому элементу [7] - [9]. На рис. 3 показаны кривые лучевых скоростей, измеренные по трем линиям одинаковой интенсивности, но принадлежащие различным элементам, в спектре звезды  Equ, в атмосфере которой наблюдаются самые максимальные по величине RV амплитуды.

Типичные наблюдаемые RV амплитуды обычно меньше, в пределах 50-300 мс, поэтому к спектроскопическим наблюдениям roAp звезд предъявляются очень высокие требования: необходимо получить спектры в большом диапазоне длин волн (чтобы не пропустить область, где расположены линии с большими RV амплитудами) с высоким временным разрешением (время одной экспозиции должно быть не более 1-1.5 мин), с большим отношением сигнала к шуму (не менее 60-80) и по возможности с высоким спектральным разрешением, чтобы исследовать пульсационное поведение отдельных линий. Так как большинство известных roAp звезд слабее 7-й величины, то такие наблюдения возможны только с помощью эшелльных спектрографов самых больших телескопов. В настоящее время анализ переменности пульсационных лучевых скоростей отдельных линий проведено только для шести roAp звезд. Во всех случаях наблюдается одна и та же картина: максимальные амплитуды показывают линии редкоземельных элементов (РЗЭ) в первой и во второй стадиях ионизации, тогда как линии показывают почти на порядок меньшие амплитуды либо не пульсируют совсем. На рис. 4 приведена область спектра с двумя сильными линиями Nd III и Pr III и стандартное отклонение индивидуальных спектров во временной серии наблюдений от среднего спектра для четырех roAp звезд. Если линия не показывает пульсационных сдвигов, то STD представляет собой просто шумовую дорожку, если же линия пульсирует, то мы имеем резкий пик на графике STD, обычно двойной в случае медленновращающихся звезд (HR 1217,  Cir,  Equ) или столообразный для звезд с более быстрым вращением (HR 3831). Стандартное отклонение служит хорошим критерием для отбора пульсирующих линий. Такая избирательная пульсация лучевых скоростей в линиях отдельных элементов не может происходить в атмосфере звезды с однородным химическим составом. О существовании стратификации химических элементов в атмосферах магнитных химически пекулярных звезд свидетельствуют и другие особенности, наблюдаемые в спектрах, которые я здесь рассматривать не буду. В работе [10] был проведен анализ стратификации химических элементов в атмосфере  Equ и было показано, что большинство наблюдаемых спектральных аномалий, а также амплитуды пульсаций можно объяснить, если элементы группы железа (Ca, Cr, Fe) и Ba концентрируются в более глубоких слоях атмосферы со скачкообразным уменьшением в верхние слои, а РЗЭ сконцентрированы в тонком верхнем слое атмосферы звезды. При этом мы имеем рост амплитуды пульсаций к верхней границе атмосферы, что справедливо для акустических колебаний.

Предложенная модель является достаточно схематичной, так как весь анализ был проведен в рамках моделей атмосфер с локальным термодинамическим равновесием (ЛТР). В верхних слоях атмосферы звезды отклонение от ЛТР может существенно повлиять на полученное распределение содержания химических элементов с глубиной, что повлечет за собой изменение распределения пульсационных скоростей с глубиной. Однако это вряд ли изменит общую картину.

В большинстве пульсирующих звезд пульсации носят характер стоячей волны. Протяженность атмосфер звезд ГП очень мала по сравнению с радиусом, поэтому даже при колебаниях высоких обертонов длина пульсационной волны сравнима или больше размера атмосферы. В такой стоячей волне колебания всех слоев атмосферы могут иметь разную амплитуду, но одинаковую фазу. Если же фаза колебаний линий разных элементов, формирующихся на различных глубинах в атмосфере звезды, меняется, то мы имеем бегущую волну. Необходимым условием существования стоячей волны является наличие граничного слоя, который полностью отражает колебания в данной моде. По наблюдениям фазовых сдвигов можно исследовать пульсационные свойства атмосфер roAp звезд. Куртц и др. [11] исследовали roAp звезду HD 166473 и на основании отсутствия фазовых сдвигов кривых VR, полученных при измерениях вдоль ядра водородной линий H, и наличия этих сдвигов для линий РЗЭ, образующихся выше ядра H, сделали вывод о существовании в атмосфере отражающего магнитоакустического слоя. Ниже этого слоя колебания носят характер стоячей волны, а выше наблюдается бегущая волна. Однако амплитуда колебаний лучевых скоростей в HD 166473 очень мала, не превышает 60 мс, соответственно ошибки определения фаз достаточно велики. Мы провели более подробный анализ фазовых сдвигов в атмосфере  Equ, большая амплитуда кривых RV позволяет получить фазы гораздо точнее [12]. Были измерены амплитуды и фазы колебаний вдоль ядра H и по линиям различных элементов. Разные части ядра H формируются на разных оптических глубинах, что дает хорошую возможность для исследования пульсационного строения атмосферы. Уверенное обнаружение монотонной зависимости фазы пульсаций вдоль ядря H от глубины (рис. 6) дает основание предположить, что в атмосфере  Equ либо нет такого отражающего магнитоакустического слоя, либо он расположен гораздо глубже формирования ядра H.

Все вышеприведенные примеры показывают, насколько информация, полученная из детального анализа спектроскопических пульсационных наблюдений, важна для построения моделей атмосфер магнитных пекулярных звезд.

---

<< 2. Основные характеристики roAp | Оглавление | Литература >>

Публикации с ключевыми словами: Переменные звезды - магнитные звезды Публикации со словами: Переменные звезды - магнитные звезды
См. также: Световые эхо от V838 Единорога R Зайца: звезда вампира Катаклизмический рассвет Папа усмиряет Омикрон Кита Световое эхо от звезды V838 Единорога Первая удивительная звезда в соседней галактике Т Тельца и переменная туманность Хинда Все публикации на ту же тему >>