CC BY
6ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКИЕ НАУКИ
ПЕРЕМЕННОСТЬ ОПТИЧЕСКОГО СПЕКТРА AB AUR
Исмаилов Нариман Зейналабди
оглы, Доктор физ.-мат.наук, профессор, Шамахинская Астрофизическая Обсерватория НАН Азербайджана,
г.Шамахы Бахаддинова Гюнел Рустам Кызы, Шамахинская Астрофизическая Обсерватория НАН Азербайджана, г.Шамахы
Халилов Орхан Вагиф
оглы, Доктор философии по астрономии, Шамахинская Астрофизическая Обсерватория НАН Азербайджана,
г.Шамахы
VARIABILITY IN THE VISUAL SPECTRUM OF AB AUR
АННОТАЦИЯ
Приведены результаты спектральных наблюдений звезды AB Aur, выполненные за последние годы. Впервые показано, что профили эмиссионных линий водорода На и Нв показывают активную переменность у фиолетового крыла, а у линии HeI 5876 А основная переменность происходит на красном крыле. Показано, что раннее обнаруженная авторами по УФ спектру периодическая переменность эмиссии с периодом около 6 дней наблюдается также и у отдельных компонент спектральных линий в оптическом диапазоне. Обнаружена синхронная периодическая переменность эквивалентных ширин эмиссии у линий водорода и гелия, а лучевые скорости этих же линий меняются в противофазе с периодом 6 дней.
ABSTRACT
Results of spectral observations carried out for last years of the star AB Aur had been presented. Firstly it was showed that of emission line profiles of hidrogen Ha and Нв reveales an active variability in the violet wing, but in the HeI A5876 А line in the red wing. It was showed that early reported 6 days periodical variability in the UV emission spectrum of the star was observed in the some components of the emission lines of the visual range. Equivalent whidts of emission line components discovered sinchronal variability in the hydrogen and helium lines, but radial velocities of this lines have shows in the antiphase variability with the period 6 days.
Ключевые слова: звезды Ае/Ве Хербига; околозвездные диски; эмиссионный спектр; быстрая переменность; AB Aur.
Key words: Ae/Be Herbig stars; circumstellar disks, emission spectrum; quick time variability; AB Aur.
Звезды типа Ае/Ве Хербига находятся на начальной стадии эволюции и являются звездами промежуточных масс (2-10 Мо). Их спектральные классы лежат в интервале от F0 до B0 [1, 2].
Спектр AB Aur богат эмиссионными линиями, образующимися в газовой околозвездной оболочке. Наиболее яркими из них являются первые члены бальмеров-ской серии Ha и Hß. Наблюдается также эмиссия в линиях Fell, Call, HeI, Nal и др. [3-6].
В 80-90-е годы была обнаружена быстрая и циклическая переменность от 32 до 58 часов в некоторых эмиссионных линиях в спектрах Ае/Ве звезд Хербига, формирующихся главным образом в ветре [7-12]. Нами было обнаружена циклическая переменность УФ эмиссионного спектра звезды с периодом около 6 дней [13].
Целю настоящей работы является анализ результатов спектральных наблюдений звезды полученные в последние годы.
Спектральные наблюдения звезды были выполнены на Кассегреновском фокусе 2 м телескопа ШАО НАН Азербайджана с применением эшелле спектрометра собранной на базе спектрографа UAGS [14, 15]. В качестве
приемника был использован ПЗС 530x580 элементами. Был использован спектральный диапазон ЛЛ 4750-6600 АА. Спектральное разрешение составляло R=14000, отношение сигнала к шуму в области линии На составляла 80100. Для выполнения наблюдений и редукции применялась пакет программ DECH20Т, разработанный Галазутди-новым [16]. В настоящей заметке мы приводим результаты наблюдений, выполненные в 2010 г. (Ш 2455511 -2455521), а также были использованы данные предыдущих лет. За указанное время нам удалось получить 20 спектрограмм звезды в течение последовательных 10 ночей. Средняя экспозиция составила 30 минут.
Были измерены эквивалентные ширины и лучевые скорости отдельных эмиссионных и абсорбционных компонент линий На и Нв, а также линий Не1 Л5876 А, NaI й1, Э2. Средняя ошибка определения эквивалентных ширин составила 4%, а в позиционных измерениях, около ±2 км/сек. Все лучевые скорости приведены к солнцу.
На рис.1а приведены профили линии На по всем спектрам. Как видно, основная переменность происходит на фиолетовом крыле линии На. Структуру линии можно
представить комбинацией трех основных компонент - фиолетовый эмиссионный пик (1), центральная абсорбция
(2) и сильный эмиссионный компонент на красном крыле
(3) профиля. Слабый эмиссионный компонент (1) показывает значительное изменение параметров, а иногда вовсе не наблюдается.
На рис.1Ь приведены профили линии Нр. Как видно, эта линия практически аналогична профилю линии На, однако вклад фиолетового эмиссионного компонента здесь незначителен.
На рис.2 приводится область линии HeI 5876 Á, Nal D2 A5890Á, Nal Di Л 5896 Á. Здесь видно, что основную переменность в этой области спектра показывает линия гелия. Заметим, что чаще всего наблюдается переменность на красном крыле линии гелия. Профиль полностью меняется от симметричной структуры до обратного P Cyg. В целом, и у линии гелия HeI 5876 Á можно выделить три компонента, также как и в линии На, однако, здесь значительную переменность показывает красный эмиссионный компонент, и линия показывает структуру обратный P Cyg, что считается признаком аккреции вещества.
Рис.1а, б. Профили линий На и Нр для отдельных ночей. a-линия На, b- линия Нр.
Мы проверили существование ранее обнаруженного нами периода около 6 дней по ЮЕ данным [13], с результатами данных оптического диапазона. Для проверки привлекались спектральные параметры всех компонент измеренных спектральных линий. Фазы были вычислены по той же начальной эпохе, что и по УФ данным.
На рис.3 на верхней панели приведена зависимость эквивалентной ширины эмиссии от фазы 6-дневного периода только по данным последовательных 10 ночей наблюдений в 2010 г. А на нижней панели на рис.3 приведена переменность эквивалентных
ширин других компонент с фазой этого периода. В нижней панели на рис.3 приведены значения смещений отдельных компонент. Как видно, наиболее сильную периодическую переменность показала эквивалентная ширина красной эмиссии линии На. Эмиссия на фиолетовом крыле, по-видимому, тоже меняется с периодом 6 дней, в то время как, смещение центральная абсорбции и эмиссии красного крыла не показала явный характер периодичности. Наименьшую переменность по смещениям
также показала эмиссионная компонента красного крыла линии На.
Как видно, эквивалентные ширины абсорбционного и фиолетового эмиссионного компонент отдельных линий показали обратную фазовую переменность: при увеличении интенсивности красного крыла абсорбция и эмиссия на фиолетовом крыле убывает. Возможно, существует также небольшой фазовый сдвиг между отдельными компонентами.
На рис.4 на одной панели приведено смещение
отде
льных компонент линии На. Видно, что периодическую переменность показывает только эмиссия на фиолетовом крыле линии На. Из рис.5 видно, что периодическая переменность также наблюдается и у эмиссии на красном крыле линии. Из рис. 4 и 5 также видно, что эмиссия фиолетового крыла линии На меняется в противофазе с эмиссией красного крыла линии Не1 Л 5876 А. Этот наблюдательный факт вызывает большой интерес для объяснения механизма переменности спектра.
Рис.2. Участок спектра с линиями HeI 5876 A, Nal D Л5890 А, Л 5896 А.
Рис.3. Фазовая переменность эквивалентных ширин отдельных компонент линии На. Верхняя панель-крас-ный(На\Л/Зет), нижняя панель- фиолетовый (На\Л/1), и абсорбционный (На2аЬ) компоненты.
Рис.4. Фазовая переменность лучевых скоростей отдельных компонент линии На.
Рис.5. Изменение смещений эмиссии красной компоненты (темные кружки) и центральной абсорбции
(светлые кружки) линии Не1 Л5876А.
Заключение и выводы
Во многих работах, посвященных анализу прямых интерферо-метрических изображений AB Aur и его окрестностей в ИК и mm-диапазонах отмечается, что внешний диск на расстоянии десятков и сотен а.е. имеет сложную простран-ственную структуру [17].
Если существует аккреционная зона, то эмиссионная линия HeI может формироваться в 3-х возможных высокотемпературных зонах: а) на внутренней границе диска, б) в горячих, коллимированных магнитным полем газовых потоках внутри магнитосферы и в) в области падения аккрецируемого газа на поверхность звезды, где происходит основное аккреционное энерговыделение.
Наиболее точная оценка проекционной скорости вращения звезды vsin i ~ 85±5 км/с. При i от 40° до 60° это приводит к величине скорости вращения звезды на экваторе от 130 до 100 км/с, соответственно. При периоде осевого вращения равной 6 суток максимальное значение радиуса активной в эмиссии области составить 15.6 Ro и 11.6 Ro, соответственно. На самом деле, из-за фактора вязкости диск вращается не твердотельно, а с некоторым запаздыванием к верхним слоям, поэтому эти размеры могут быть гораздо меньше. Если взять за истинный радиус звезды 2.5 Ro, то размеры активных областей можно выразить в звездных радиусах 6,2 R* и 4,6 R*, соответственно. Таким образом, эта оценка показывает, что зона образования гелия должна находится по крайней мере внутри 6 R*, т.е меньше, чем на расстоянии 1 а.е. от центральной звезды.
В заключении можно сделать следующие выводы:
1. Впервые показано, что профили эмиссионных линий водорода На и Нр показывают активную переменность у фиолетового крыла, а у линии HeI 5876 основная переменность происходит на красном крыле.
2. Показано, что раннее обнаруженная по УФ спектру периодическая переменность эмиссии с периодом около 6 дней наблюдается также и у отдельных компонент спектральных линий в оптическом диапазоне.
3. Обнаружена синхронная периодическая переменность эквивалентных ширин эмиссии у линий водорода и гелия, а лучевые скорости этих же линий меняются в противофазе с периодом 6 дней.
4. Учитывая скорость вращения звезды показано, что зона образования гелия должна находиться внутри расстояния не более 15 RQ, т.е. в области хромосферы звезды.
Данная работа выполнена при финансовой поддержке Фонда Развития Науки при Президенте Азербайджанской Республики
(Грант № EIF-Mob-5-2014-2(17)-14/02/1-M-02).
Список литературы
1. Herbig G.H., The spectra of Be and Ae-type Stars Associated with Nebulosity.//Astrophys.J. Suppl. Ser., 1960, v.4, p.337-368.
2. Finkenzeller U., Mundt R., The Herbig Ae/Be stars associated with nebulosity.//Astron. Astrophys. Suppl., 1984. v.55, p.109-141.
3. Merill P.W., Burwell C.G., Variations in structure of the hydrogen lines in the spectrum of HD31293. //Astrophys.J., 1933, v.77, p.103-109.
4. Merrill P.W., Burwell C.J., Supplement to the Mount Wilson Catalogue and Bibliography of Stars of Classes B and a whose Spectra have Bright Hydrogen Lines.// Astrophys.J., 1943. v.98, p.153-184.
5. Kleinman S., Kuhi L.V., Mass Loss and Infrared Excesses in Hot Stars.// Publ. Astron. Soc. Pasif., 1972, v.84, p.766-767.
6. Bohm T., Catala C., Rotating neutron star models with a magnetic field.// Astron. Astrophys., 1995, v.301, p.757-775.
7. Praderie F., Simon T., Catala C., Boesgaard A.M.., Short term spectral variability in AB Aur; clues for activity in Herbig Ae Stars. I. The ultraviolet lines of Mgll and Fell.// Astrophys.J., 1986, v.303, p.311-326.
8. Catala C., Felenbok P., Tabalera A. et al., Short-term spectral variability in AB Aurigae: Clues for activity in Herbig AE stars. II - The CA II K line.// Astrophys. J., 1986. v.308, p.791-804.
9. Böhm T., Catala C., Carter B. et al., Suppl. Azimuthal structures in the wind and chromosphere of the Herbig AE star AB Aurigae. Results from the MUSICOS 1992 campaign.// Astron. Astrophys., 1996, v.120, p.431-450.
10. Catala C., Donati, J.-F., Böhm T. et al., in Cyclical Variability in Stellar Winds, Short-Term Spectroscopic
11. variability in the Pre-Main Herbig AE Star AB AUR during the MUSICOS 96 Campaign.//1998. p.361.
12. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Najdenov I.D. et al., Short-term spectral and polarimetric variability in the Herbig AE star AB Aurigae as an indicator of the circumstellar inhomogeneity.// Astron. Astrophys., 1995, v.298, p.585-593.
13. Ismailov N.Z., Khalilov O.V. Spectral observations of AB Aur.// Odessa Astron.Publ., 2010, v.23, p.49-52.
14. МикаиловХ.М., Халилов В.М., Алекберов И.А., Эшелле-спектрометр фокуса Кассегрена 2-х метрового телескопа ШАО НАН Азербайджана. //Циркуляр ШАО., 2005, №109, с. 21-29.
15. Исмаилов Н.З., Алиева А.А.,. Ахмедова Н.Я. Исследование стабильности спектрометра фокуса Кассегрена 2 м телескопа ШАО.//Известия НАН Азербайджана., 2005, XXV, № 5, с.234-238.
16. Галазутдинов Г.А. //Препринт САО РАН., 1992, №92.
17. Eisner J.A., Lane B.F., Hillenbrand L.A. et al., Resolved Inner Disks around Herbig Ae/Be Stars.// Astrophys. J., 2004, v.613, p.1049-1071.
18. Hashimoto J., Tamura M., Muto T. et al., Direct Imaging of Fine Struc tures in Giant Planet-forming Regions of the Protoplanetary Disk Around AB Aurigae.// Astrophys. J., 2011, v.729, L17.
ПОГЛОЩЕНИЕ ЛАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ ПЛАЗМЕ
Косарев Николай Иванович
доктор физ.-мат. наук, доцент, Сибирский юридический институт Федеральной службы Российской Федерации, по контролю за оборотом наркотиков, г. Красноярск
ABSORPTION OF LASER RADIATION IN EXPANDING PLASMA
Kosarev Nikolai, Doctor of phys.-math. sciences, associate professor, The Siberian law institute of the federal drug control service of Russia, Krasnoyarsk АННОТАЦИЯ
Численно решена задача о поглощении резонансного лазерного излучения ультрахолодной, оптически плотной, расширяющейся кальциевой плазмой. Демонстрируются эффект частотной асимметрии поглощения лазерного излучения в нелинейном случае. ABSTRACT
The problem of absorption of resonant laser radiation by ultracold, optically dense, expanding calcium plasma has been numerically solved. An effect of frequency asymmetry of absorption of laser radiation in nonlinear case has been demonstrated.
Ключевые слова: ультрахолодная плазма; поглощение; оптически плотная плазма; перенос резонансного излучения.
Keywords: ultracold plasma; absorption; optically dense plasma; transfer of resonance radiation.
1. Введение
В задачах лазерной физики, физики плазмы и астрофизики часто возникает необходимость исследования оптических характеристик и свойств расширяющейся плазмы [1]. Кроме того, в лазерной микрофизике при охлаждении электрон-ионной плазмы резонансным лазерным излучением и локализации ионов в магнитооптической ловушке, что было впервые предложено в работах [2 - 4], возникают физические условия, приводящие к возникновению радиального разлета плазмы. Такая ультрахолодная плазма (УП) исследовалась методом резонансного поглощения излучения в [5]. В представленной работе приводятся численные результаты поглощения лазерного излучения оптически плотной расширяющейся
плазмой на примере ионов кальция (^ ~ 397нм
2. Уравнения кинетики ионов в оптически плотном
случае
На основании работы [6] плазменный объем будем моделировать сферической формой, радиальное распре-
N0(г, t)
деление концентрации ионов 0 у ' у и их темпера-
Т(г,t)
туру 4 7 - гауссовой зависимостью от координаты г,
и(г,t)
а скорость разлета ионов 4 7 в радиальном направлении линейной функцией:
.3 /_3, 01'»'"/ ' »0 0'
No(r,t) = По ■ fâ/а>(,t)) ■ exp ( - r2/а2(t))
T(r, t) = T0 exp ( - r2 /2 (t))
u(r,t) =
vT ■ t ■ r fâ 2(t)
, (1)
(2)
(3)
здесь
П
о
и
T
0 _
концентрация и температура
ионов в центре капли в начальный момент времени, r
