Рис. 1. а) Интенсивность линий; b) изменение общей яркости.
[
вернуться к содержанию сайта]Изменение интенсивности спектральных линий в звёздах замечено довольно давно. По преимуществу перемены замечены в звёздах-цефеидах. В них изменение интенсивности линий несомненно связано или с изменением блеска, или с изменением лучевых скоростей.
В некоторых звёздах это изменение прослежено как изменение типа RS Волопаса, δ Цефея и др., т. е. меняется периодически весь спектр. В других – изменению подлежат не все линии и равной мере, и притом оно не происходит одновременно в том же направлении. В Пулкове обследованы были звезды: δ Цефея, ζ Близнецов, η Орла, α Гончих Псов. Все эти исследования напечатаны в статьях: И. Леман, Об изменении яркости линий в спектрах δ Цефея и ζ Близнецов (ИАН, 1914); Исследования спектра переменной η Орла (ИНГАО, 1917); А.А.Белопольский, в нескольких статьях, например, Recherches sur le Spectre de l'étoile a des Chins de Chasse en 1913 et 1914.
Позднейшие наблюдения звезды α Гончих Псов, обработанные В. Россовской, А. Марковым и др., ещё не напечатаны.
Любопытно сопоставить изменение интенсивности линий в этих звёздах, из которых α Гончих Псов представляет весьма резко выраженный тип этого рода, а потому эта последняя звезда подлежала особо тщательному исследованию. Напомним найденные изменения на пулковских спектрограммах.
1. В спектрограммах δ Цефея были избраны линии:
|
λ |
λ |
|
4230 Å |
4343 Å |
|
4244 ” |
4403 ” |
|
4306 ” |
4533 ” |
|
4332 ” |
4571 ” |
так как они особенно ясно выделяются во времена минимума блеска звезды и почти совершенно исчезают во время максимума.
δ Cephei
Рис. 1. а) Интенсивность линий; b) изменение общей яркости.
Располагая интенсивности, выраженные в произвольной шкале, по фазе относительно минимума блеска, получаем таблицу:
|
t в мин. |
I |
Вес |
|
0,1 |
4,7 |
3 |
|
1,0 |
2,5 |
2 |
|
1,7 |
0,0 |
11 |
|
2,9 |
1,8 |
4 |
|
3,6 |
3,0 |
4 |
|
4,0 |
4,0 |
3 |
|
4,8 |
5,0 |
4 |
Период принят равным 5d8h47m40s.
2. В спектре переменной ζ Близнецов наиболее характерными линиями были избраны:
|
λ |
λ |
|
4299 Å |
4403 Å |
|
4330 ” |
4454 ” |
|
4380 ” |
4535 ” |
|
4386 ” |
– |
Период изменения блеска звезды принят равным 10d,154. Собранные оценки интенсивности и зависимости от фазы даны в следующей таблице:
|
t в мин. |
I |
t в мин. |
I |
|
0,9 |
1,1 |
6,2 |
4,3 |
|
1,7 |
5,0 |
7,7 |
4,0 |
|
2,5 |
3,7 |
8,7 |
2,7 |
|
3,5 |
3,1 |
9,5 |
2,8 |
|
3,7 |
1,1 |
9,7 |
2,5 |
|
4,5 |
2,1 |
10,1 |
1,4 |
Как видно из прилагаемой кривой изменения интенсивности линий, они дважды достигают максимума в течение одного периода изменения блеска звезды.
ζ
Geminorum
3. В спектре η Орла были избраны следующие линии:
|
λ |
λ |
|
4201 Å |
4319 Å |
|
4202 ” |
4334 ” |
|
4223 ” |
4355 ” |
|
4244 ” |
4533 ” |
|
4249 ” |
4574 ” |
|
4257 ” |
– |
Оказалось, что по изменению интенсивности они разбиваются на две группы, в которых ход изменения идёт в противоположном направлении, а именно:
I группа: 4202 и 4223 (4142, 4310, 4469).
II „ : 4201, 4244, 4249, 4257, 4319, 4334, 4355, 4533, 4574 (4151, 4290, 4345, 4514).
В скобках поставлены линии, в которых интенсивность только замечена, но не измерена.
Располагая по фазам, получаем:
|
t в мин. |
I группа |
II группа |
|
I |
I |
|
|
0.82 |
0,0 |
4,3 |
|
1,81 |
3,0 |
1,0 |
|
2,41 |
5,0 |
0,7 |
|
2,61 |
5,0 |
0,0 |
|
2,99 |
3,0 |
1,3 |
|
4,98 |
4,0 |
1,8 |
|
5,26 |
1,5 |
2,5 |
|
6,81 |
– |
3,0 |
|
7.00 |
– |
5,0 |
Период принят равным 7d,176.
4. Наиболее полная картина изменения интенсивности спектральных линий представляется в звезде α CVn.
η Aquilae
Рис. 3. а) Кривая лучевых скоростей; b) кривая интенсивности λλ 4202, 4223 и др.; с) λλ 4201, 4244, 4249 и др.
Звезда эта типа А с ясно выраженными линиями металлов; в области 393–473
mμ удалось отметить положения 170 линий, из которых 37 можно было отождествить с линиями земных элементов. Среди этих линий, как и в спектре ранее рассмотренных звёзд, встречаются линии с постоянной интенсивностью и неизменным положением и линии с переменной интенсивностью; период найден равным 5d,4705.По характеру изменения интенсивности переменные линии можно разделить на три класса.
I. Линии λ
λ 4046, 4050, 4128, 4130, 4131, 4205, 4290, 4298, 4357, 4448, 4481,4516 Å. Наибольшая интенсивность этих линий совпадает с максимумом яркости самой звезды (по Гутнику) и наибольшими лучевыми скоростями.II. Линии λ
λ 420,1, 423,3, 441,7, 443,5, 459 mμ. Наибольшая интенсивность этих линий по времени близка к эпохе максимальных скоростей и максимуму яркости звезды.α Canum Venaticoru
m
III. Кривая интенсивности линии 4077 имеет два максимума интенсивности; она представляет как бы зеркальное изображение кривой интенсивности линии ζ Geminorum.
Пo Гутнику период изменения блеска . . 5d,54,
” Шенбергу ” ” ” . . 5,47
с амплитудой между 0,05 до 0,08 зв. величины.
Как обычно у спектрально-двойных переменных, максимум интенсивности звезды совпадает близко с максимальными (±) скоростями.
Из прилагаемого рисунка видно, что максимум интенсивности линий типа λ
λ 4205, 4130 близко совпадает с максимумом скорости (±) линии типа 4201, а максимум интенсивности линий тина 4201 – с максимальными лучевыми скоростями по линиям типа 4205.Линия λ 4077 меняет свою интенсивность так, что один максимум совпадает с эпохой положительного максимума лучевых скоростей одного компонента, а второй максимум – с эпохой максимума скоростей другого компонента по линии 4205.
Если приписать ослабление линий их раздвоению в определённые эпохи, то это гармонирует с распределением лучевых скоростей в течение периода для линий I и II класса. Распределение интенсивности линии 4077 требует особого объяснения, для которого наличный материал недостаточен.
5. В номере Ap. J. за июнь 1927 г. опубликовано исследование звезды 36 Эридана, сделанное О. Струве и К. Хайером.
В спектре этой звезды некоторые линии изменяют интенсивность в пределах одной фазы. Период лучевых скоростей у неё равен 0,8535 суток.
36 Eridani
Рис. 5. а) λ 4201; b) λ 4123; с) λ 4325; d) λ 4472; е) кривая лучевых скоростей.
В статье дана таблица оценок интенсивности пяти линий: λ
λ 4123, 4201, 4233, 4325 и 4472 Å. Из них первая, вторая и пятая находятся также в спектре αCVn. Кривые изменения интенсивности указывают некоторую периодичность в своём ходе, замыкающуюся в том же периоде, как и лучевые скорости, причём для линий λ.4123 и λ 4325 они по характеру идентичны.Кривая изменения интенсивности линии 4201 сходна с кривой 4077 в αCVn.
Кривая для линии 4472 своеобразна, показывающая крутой подъём в эпоху максимальных скоростей.
6. Во время печатания настоящей статьи получен № 3 (v. LXVI) журнала Ap. J., в котором находим статью Ф. Сенфорда “Velocity and Spectrum of T Mon”. В этой статье, между прочим, исследуются интенсивности линий λ
λ 4325, 4330, 4337, Hγ 4352 и 4395. Звезда переменная, принадлежит к типу цефеид; период изменения блеска (от 5,6 до 6,8 зв. вел.) и скоростей равен 27d,0. Автор находит, что максимальная интенсивность линий совпадает по времени с максимумом блеска звезды; минимум интенсивности – с минимумом блеска. Особенно интересны микрофотограммы спектральных линий, которые мы позволяем себе здесь воспроизвести (рис. 6).Из рассмотрения их оказывается, что интенсивность линии λ 4325 меняется обратно изменению интенсивности
Hγ. Наибольшая интенсивность Hγ приходится на фазу 0d,5 – 2d,8; наименьшая – на фазу 15d,5. Наибольшая интенсивность линии λ 4325 приходится на фазу 15d,5, а наименьшая на фазу 0d,5.Таким образом, и звезда T Monocerotis обнаруживает два типа изменения интенсивности линий, подобно звёздам η Aquilae и α Canum Venaticorum.
Подводя заключение, следует констатировать, что все кривые интенсивности линий в спектре шести звёзд указывают на периодичность, подобную периодичности изменения блеска звезд
δ Цефея, ζ Близнецов, η Орла, α Гончих Псов и подобную изменению лучевых скоростей.Максимумы и минимумы в одних случаях совпадают (близко) то с минимумом, то с максимумом блеска или максимальными лучевыми скоростями. Характер этих кривых пока подразделяется на три типа или лучше на два, если типы кривых λ 4201 и λ 4205 зачесть и одну категорию, а тип λ 4077 в другую.
Т Monocerotis
Рис. 6. Микрофотограмма Т Monocerotis.
Всё подмеченное в характере интенсивности линий и спектре шести звёзд (типа цефеид) есть только первая попытка систематического изучения подобных явлений. Делать гипотезы о связи совокупности процессов в звёздах – блеска, движения и интенсивности линий, конечно, в настоящее время преждевременно.
[4] Известно, что изменение интенсивностей линий в спектрах классических долгопериодических цефеид было заподозрено А.А. Белопольским ещё в 1912 г. и открыто в Пулкове его ученицей И.Н. Леман в 1913 г. В настоящей работе показана строгая периодичность изменения интенсивностей линий в спектрах трёх цефеид: δ Цефея, η Oрла и ζ Близнецов. Период этих изменений оказался равным периоду изменения блеска. Изменение интенсивностей линий в спектрах этих трёх цефеид сопоставлено с периодическим изменением их лучевых скоростей и с изменениями интенсивностей линий, наблюдающихся в спектрах переменных звёзд RS Волопаса, Т Единорога и α2 Гончих Псов.
Глазомерные оценки изменения интенсивностей линий в спектрах трёх классических цефеид, которые приведены в этой работе А.А. Белопольского, оказались точнейшими. В этом можно было убедиться после опубликования результатов объективного, фотометрического изучения изменений интенсивности линий в спектрах цефеид по измерениям, сделанным в более поздние годы, в частности в Пулковской обсерватории (О.А. Мельников). В настоящее время пульсационная гипотеза Н.А. Умова, развитая математически Эддингтоном и советскими учёными А.Б. Северным и Н.А. Козыревым, полностью подтвердилась. В атмосфере цефеид действительно периодически изменяется давление, температура и другие физические характеристики.
Дата установки: 14.03.2010
[
