Моделирование атмосфер горячих звезд высокой светимости

Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/Doc-k8/SciNews/2012/Maryeva/
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 04:47:31 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: р п р п р п р п р п п р п п р п п п р п р п п р п р п п р п р п п р п р п п р п р п п р п р п п п р п п р п р п п р п п п р п п р п р п п р п р п п р п п р п р п п р п р п п р п п р п р п п р п п р п р п п р п р п п р п п р п р п п р п

English version

    При моделировании звезд наибольшей светимости в галактике М33 впервые обнаружен переход звезды из стадии LBV в стадию классической WN.
    Голубые переменные звезды высокой светимости (Luminous Blue Variable (LBV)) малочисленный класс объектов, интерес к происхождению и дальнейшей эволюции которых не убывает. Cостояние LBV - относительно короткая фаза в жизни массивных звезд, в течение которой они переходят с Главной последовательности к стадии звезд типа Вольфа-Райе (WR). LBV демонстрируют фотометрическую и спектральную переменность. У некоторых LBV в минимуме блеска наблюдаются спектры похожие на спектры поздних звезд Вольфа-Райе азотной последовательности (WN). Мы считаем, что численное моделирование атмосфер LBV и эволюционно связанных с ними WN звезд поможет лучше понять эволюцию массивных звезд и роль фазы LBV в ней, отличить классические WN от "спящих" LBV.
    Мы исследовали спектры двух звезд наибольшей светимости, расположенных в галактике М33. Одна из этих звезд - знаменитая LBV-звезда Romano (V532), вторая - малоизученная WN звезда FSZ35. В 2005 году у V532 наблюдалась вспышка, после которой блеск объекта стал падать и достиг минимума в 2007 году (рис.1). С помощью кода CMFGEN (J.D.Hillier), мы определили параметры атмосферы звезды Romano в 2005 и 2007 году (рис.2). Во время вспышки спектр соответствует спектральному классу WN11 и похож на спектр звезды P Cyg. В минимуме блеска спектр описывается моделью WN8 звезды. После вспышки 2005 года звезда V532 перешла из области "полосы минимумов LBV звезд" в область классических WN звезд (рис.3). У других LBV звезд подобные переходы до сих пор неизвестны. Возможно, что в данном случае мы наблюдали окончательный переход звезды Romano из фазы LBV в стадию WN. Результаты численного моделирования показали, что после вспышки болометрическая светимость уменьшилась в 1.5 раза.
    Мы определили спектральный класс объекта FSZ35 - (WN8h), параметры атмосферы, и провели сравнение с WN звездами нашей Галактики. В отличие от V532, FSZ35 не показывает ни спектральной, ни фотометрической переменности. Мы полагаем, что FSZ35 является объектом, проэволюционировавшим дальше, чем V532.
    В работе использовались данные из архива SMOKA и архива Специальной астрофизической обсерватории.
О.Марьева (Специальная астрофизическая обсерватория РАН),
П.Аболмасов (Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга)
Опубликовано:
Maryeva O.V., Abolmasov P.K., 2012 MNRAS 419 1455-1464
Maryeva O.V., Abolmasov P.K., 2012 MNRAS 421 1189-1195

Для контактов - О.Марьева

Рис.1. Кривая блеска звезды Romano в фильтре В. Стрелками отмечены даты спектральных наблюдений

Рис.2. Сравнение наблюдаемых нормированных спектров (черная линия) с модельными (красная линия). Вверху показан спектр звезды Romano, полученный в феврале 2006 (m_v=17^m.27). Модельный спектр свернут с гауссианой с FWHM=10A. Посередине - спектр, звезды Romano полученный в октябре 2007 года, когда звезда была m_v=18^m.68. Внизу - спектр объекта FSZ35.

Рис.3. Положение звезд FSZ35 и V532 (в разных фазах) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Штрихпунктирной линией показана теоретическая граница области, в которой располагаются LBV звезды ("полоса минимумов LBV звезд")