ГЛАВА 2
ПУЛЬСАЦИИ
2.1. Общая характеристика переменных типа b Cep
Звезды типа b Cep – это физические переменные спектральных классов О9 - B3, I
-V классов светимости, пульсирующие преимущественно в радиальной моде с
периодами 3-7 часов. Одной из основных характеристик звезд типа b Cep является
кривая лучевой скорости, амплитуда изменения с периодом пульсаций которой для
разных звезд составляет от 5 до 150 км/с и более (BW Vul). Кривые изменения
лучевых скоростей для большинства звезд этого типа плавные, симметричные.
Разность фаз между кривой лучевых скоростей и кривой блеска у звезд типа b Cep
составляет 0.25 пульсационного периода: максимум блеска звезды наблюдается в
тот момент, когда радиус звезды минимален, а температура максимальна.
До недавнего времени звезды типа b Cep стояли "особняком" среди других типов
пульсирующих переменных, и в первую очередь потому, что они не попадают в так
называемую "зону нестабильности". Звезды типа b Cep – это более молодые и
горячие переменные, расположенные значительно левее на диаграмме
Герцшпрунга-Ресселла, чем другие типы пульсирующих переменных, в том числе
классические цефеиды, звезды типа RR Lyr и d Sct (рис. 2.1).
Современные высокоточные спектроскопические и фотометрические исследования
показали, что пульсации – довольно распространенное явление среди горячих
звезд. Так что звезды типа b Cep – это своеобразная "верхушка айсберга" среди
других переменных звезд ранних спектральных классов, пульсирующих с более
низкой амплитудой.
Долгое время оставался неясным механизм пульсаций звезд типа b Cep.
Исследования Осаки [26] показали, что причина пульсаций – хорошо известный
к-механизм, обусловленный непрозрачностью в тяжелых элементах для выходящего
наружу излучения. Этот слой находится на глубине, где температура составляет
порядка 2 Ч 105 К.
Рис. 2.1. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела.
2.2. Изменение профилей и параметров спектральных линий с периодом пульсаций в
различных переменных типа b Cep
Сегодня спектроскопические наблюдения звезд типа b Cep с применением
современных детекторов излучения позволяют с высокой точностью изучать
изменение профилей и параметров спектральных линий, таких как эквивалентная
ширина (EW), полуширина (FWHM) и остаточная интенсивность (RI) с периодом
пульсаций.
Характер изменений с периодом пульсаций профилей и параметров спектральных
линий, наблюдаемых в атмосферах высокоамплитудных пульсирующих переменных (2K >
40 км/с), таких как BW Vul [27], у Sco [28] и 12 Lac [29], объясняют ударными
волнами. На рис. 2.2 в качестве примера приведены кривые изменения с периодом
пульсаций у Sco лучевых скоростей HRV, остаточных интенсивностей RI, полуширин
FWHM и эквивалентных ширин EW линии Si III 4553 Е. Кривые эти несимметричные, с
дополнительными максимумами и минимумами, появление которых обусловлено
прохождением ударных волн.
Рис. 2.2. Изменение с периодом пульсаций у Sco лучевых скоростей HRV (a),
остаточных интенсивностей RI (b), полуширин FWHM (c) и эквивалентных ширин EW
(d) линии Si III 4553 Е [28].
Изучение периодического изменения профилей спектральных линий позволило
идентифицировать нерадиальные осцилляционные моды у некоторых переменных типа b
Cep с меньшими амплитудами пульсаций: д Cet, б Lup, 12 Lac [30, 31, 32].
Низкоамплитудные переменные типа в Cep не часто становились объектами
интенсивного изучения на предмет изменения профилей и параметров спектральных
линий с периодом пульсаций. Причиной тому были малые амплитуды изменений. Тем
не менее, подобные исследования могут дать дополнительную информацию об
изменении физических условий в атмосфере звезды с пульсационным циклом. Для
этих целей подходящим кандидатом является g Peg: в ее атмосфере отсутствуют
ударные волны, наблюдаемые в атмосферах высокоамплитудных пульсирующих звезд, а
также не наблюдаются нерадиальные пульсации, вносящие нежелательный вклад
в изменение параметров спектральных линий с периодом пульсаций в основной,
радиальной моде.
2.3. g Peg – классическая низкоамплитудная переменная типа b Cep
g Peg (B2 IV), Альгениб – классическая низкоамплитудная переменная типа b Cep,
пульсирующая в чисто радиальной моде. Физические параметры звезды приведены в
Таблице 2.1 (ссылки на наши работы отмечены звездочками).
Таблица 2.1
Физические параметры g Peg
Параметр
Значение
Работа
2K
7 км/c
[33]
Дmv
0.m017
[34]
Ppuls
0.d151750393
[35]*
v sin i
< 4 км/с
[36]
9°
[9]*
6.8 Rsun
[37]
ДR
0.004 R* (0.027 Rsun)
[37]
21000 K
[38]
ДT
250 K
[38]
lg g
4.25
[39]
8.3 Msun
[40]
Porb
6.d81608
[9]*
Prot
6.d65380
[9]*
На рис. 2.3 приведены кривые блеска и лучевых скоростей g Peg. Кривая блеска
построена по данным фотометрических наблюдений g Peg в фильтре V, взятым из
работы [34]. Кривая лучевых скоростей построена по нашим измерениям. Из рисунка
видно, что максимум блеска наблюдается на фазе 0.25, когда кривая лучевых
скоростей проходит через ноль (из каждого значения лучевой скорости вычтены
g-скорости соответствующей пульсационной кривой). В этот момент радиус звезды
минимален, а температура максимальна. Разность фаз в 0.25 пульсационного
периода между кривой лучевых скоростей и кривой блеска характерна для звезд
типа b Cep.
Рис. 2.3. Кривая блеска (верхняя панель) и кривая лучевых скоростей (нижняя
панель) g Peg.
2.4. Изменение параметров наблюдаемой линии He I 6678 Е с периодом пульсаций g
Peg
Лучевые скорости g Peg, измеренные нами в линии He I, приведены в Приложении А
и опубликованы в [9].
На рис. 2.4 представлены лучевые скорости (a), остаточные интенсивности,
измеренные в ядре линии He I 6678 Е
- Киев+380960830922