ИЗСЛЕДВАНЕ НА НЯКОИ ТИПОВЕ ЗВЕЗДИ С ПОВЪРХНИННИ НЕЕДНОРОДОСТИ

2. ИЗСЛЕДВАНЕ НА НЯКОИ ТИПОВЕ ЗВЕЗДИС ПОВЪРХНИННИ НЕЕДНОРОДОСТИ доц. д-р Диана Петрова Кюркчиева дисертационен труд за присъждане на научната степен “доктор на физическите науки”

3. Актуалност на проблема • Двойни звезди • голямаразпространеност • осигуряват единствения начин за определяне на макропараметрите на звездите • детайлно изучаване назвездните атмосфери • директни тестовена моделите за вътрешния строеж на звездите и на моделите за еволюцията им • база за установяване наосновните астроно- мически зависимости между звездните параметри, • които се използват и при изследване на единичните звезди

4. Тесни двойни звездни системи • Взаимодействието не се ограничава само до движение по затворени орбити, а води до: • деформиранена сферичната форма на звездите • взаимно нагряване • обмен на маса между компонентите • загуба на маса от системата • мащабни взривни явления • катаклизмични звезди: • - акреционни процеси • - взаимодействия на плазма с много силни магнитни полета • Тесни двойни звезди с висока активност • големипространствени, енергетични и времевимащабина • активните процеси • "лаборатории" за тестване надинамо-теорията • освен магнитна активностприсъствие на хладни структури в атмосферите(взаимодействие корона-вятър и изхвърляне на вещество в междузвезднатасреда) Нарастващ интерес към тесните двойни системи с повърхнинни нееднородности

5. Цели на изследването Обратни задачи в астрономията = от наблюдателните данни трябва да се определят недостъпни за непосредствено измерване физически харак-теристики на излъчващия обект Некоректност(неустойчивост)на обратните задачи = на малки изменения на входните данни съответстват големи изменения на решенията Синтезиране на теоретични криви по зададени параметри на модела - най-широко използван метод за анализ на данни на звезди с повърхнинни нееднородности =права параметрична задача свежда се до числено решаване на интегрални уравнения Важна задача при анализа на наблюдателни данни на звезди с повърхнинни нееднородности е определяне на параметрите на тези нееднородности = обратна задача

6. Решаването на обратната задача при численото моделиране се състои в определяне на пара-метрите на модела чрез сравняване на наблюдателните данни със семейство от теоретични криви с цел търсене на най-добра апроксимация на данните чрезвариране на входните параметри. Проблем С увеличаване на броя на търсените параметри задачата става некоректна = резултатите нееднозначни Проблемът с нееднозначносттапри решаването на обратни задачиможе да се редуцираако е налице аналитично решение на съответната права задача

7. Първа цел на изследването аналитично решаване на правата задача за звезди с повърхнинни нееднородности и на негова база разработване на метод на характерните точки за анализ на техни наблюдателни данни(подобен на метода, използван при решаване на кривите на блясъка на затъмнително-двойни звезди и метода на Леман-Филес за решаване на кривите на лъчевите скорости) Втора цел на изследването прилагане на метода на характерните точки за анализ на наблюдателни фотометрични и спектрални данни на звезди с температурни повърхнинни нееднородности Предмет на изследването: два типа звезди - с хладни петна (от типа RS CVn) - с горещи петна (катаклизмични звезди)

8. Метод на характерните точки • Основна идея на метода:В цикличното поведение на променливите звезди съществуват фази (точки), в които ходът на наблюдателните криви се изменя качествено.В тези"характерни фази”tk(k=1,…,l)изследваната величина Fили първата и производна има екстремум. • Аналитичнорешение на правата задача • изрази за характерните фазикато функции на търсените параметри an(n=1,…,m) • (1)tk =tk(an) • аналитични изрази на разглежданата величина в тях • (2) Fk = F(tk,an)

9. Решаване на обратната задача • Състои се в изчисляване на параметрите an чрез следната процедура: • определят севърху наблюдателната крива характерните фазиtkи се измерва стойността на наблюдаваната величина в тях Fk; • заместват сеполучените стойности в левите страни на уравненията от типа • (1)tk= tk(an) (2) Fk = F(tk,an) • и серешава получената система уравнения относно търсените параметри an • Колкото по-голям е броят на характерните точки,толкова повече независими уравнения могат да се съставят и съответно толкова повече параметри an могат да се определят при решаването на обратнатазадача

10. Реализация на метода на характерните точки за звезди с повърхнинни нееднородности • Конфигурации • сферична звезда с петно при различни закони за потъмнение към края на диска:линеен,квадратичен, произволен; • сферична звезда с нехомо- геннопетно; • звезда с две петна • диаметрално противоположни • с произволно положение • затъмнително-двойна • звезда, една от компонентите • на които има петно; • двойна система, съдър-жаща компактен обект • Първи етап • Получихме пълно аналитично решение на правата фотометрична задача за звезди с петна • Получихме прости изрази за характерните фази (екстремална видимост на петната, начало и край на преминаване на петната в невидимата звездна полусфера) • = основа за развиване на • метода на характерните точки • за звезди с повърхнинни нееднородности

11. Втори етап • Получихмеаналитично решение на правата спектрална задача за звезди с петназа всички комбинации от конфигурационни параметри • нови независими уравнения за определяне на параметрите • прости изрази от типа (3-4), свързващи ротационното раз-ширение на спек-тралните детайли на петната Dlsp(t) с конфигурационните параметри в някои от характерните фази (3) Dlsp(0) / Dlst = sin a (4) Dlsp(0.25) / Dlst =sinacosb Dlst – ротационно разширение на линията от звездата; a - ъглов размер на петното; b -полярно разстояние на центъра на петното

12. Създадохме компютърна програма SPSPF(набазата на полученото аналитично решение),която по зададени конфигурационни параметрипресмята и визуализира спектралните детайлиот петната за всяка фаза (илюстрирано на фигурите)

13. Допълнителни подпрограми: • за пресмятане наизмененията на ротационноторазширениена спектралните детайли на петната през цикъла (а); • за пресмятане на измененията на интензитета на центърана спектралните детайли на петната през цикъла (б); • за пресмятане на съответните теоретични криви на блясъка(в); • за определяне на характерните точки за наблюдателни данни чрез числено пресмятане на производните (г) а) б) в) г)

14. Обобщен резултат от развития метод на характерните точки • получихме системи уравнения за определяне на параметрите • на петнотоa, b, T • на звездатаi, R, V • нов метод за определяне температурата на петнотоT • възможност за определяне на наклона i на ротационната ос • на звездата • Приложимост на метода на характерните точки • директно прилаганеза сферичнизвездни конфигурации • за получаване на предварително решение на численото моделиране на сложни звездни конфигурации (Рош-геометрия) • Получените аналитични решения на правата задача може да се използват • за ускоряванена числените пресмятания • осигуряваттестове за числените моделирания

15. Директно прилагане на метода на характерните точки • Определихме параметрите на петната по кривите на блясъка на звездите II Peg, FK Com, ABDor и • CC Eri (получени от други автори), които имат плосък участък и един симетричен екстремум за цикъл • Сравнение с резултатите на други автори за същите криви • при численото моделиране на криви на блясъка от горния тип наклонът на ротационната ос на звездата i и полярните разстояния b на петната най-често се приемат а priori, като се извежда само площта на петната • нашият подход дава две стойности за наклона на ротационната ос на звездата i и за полярното разстояние bна центъра на петното и една стойност за ъгловия му размерa(в някои случаи от допълнителни съображения двузначността може да се свали)

16. Прилагане на метода на характерните точки за получаване на предварително решение на звезди с температурни нееднородности Звезди с хладни петна • Проведохме наблюдения на 6 късопериодичнизвезди от типа • RS CVn(XY UMa, RT And, SV Cam, ER Vul, CG Cyg и WY Cnc) • 1) Двуканални електрофотометрични наблюдения • с високаразделителна способност по време • в няколко филтъра едновременно Схема на двуканален фотометър Илюстрация на предимствата на двуканалната фотометрия

17. 2) Спектрални наблюдения • с висока разделителна способност(0.19 A/pix) • около линията Ha (индикатор за активност при късните звезди) • относително високо отношение S/N (70-150) на нашите данни - позволява директно детектиране на линиите на вторичната звезда (много по-слаба от първичната компонента в наблюдаваните двойни системи) !!! В предходни изследвания на тези звезди (поради ниското отношение S/N на спектралните данни) информация за линиите на вторичната звезда e получавана по косвени методи, главно чрез т.н. substraction техника(проблеми в коректността на основния и принцип)

18. След първична обработка на наблюдателните данни получихмекривите на блясъка и кривите на лъчевите скорости XY UMaRT AndSV Cam

19. ER VulCG CygWY Cnc

20. Основни резултати от анализа на нашите наблюдателни данни 1) Чрезсъвместно решение на получените криви на блясъка икриви на лъчевите скорости определихмепараметрите на звездните конфигурации(Таблица 1): наклон на орбиталната равнина спрямо зрителния лъчI(в дъгови градуси), масиM(в слънчеви маси), радиусиR(в слънчеви радиуси),температуриT(в 0К) иотносителни светимостиL на двете звезди. Получените стойности показват, че радиусите на някои от звездните компоненти са по-големи от съответстващите на масите им за звезди от ГП(показани в син цвят). 2) Определихмеекваториалните скоростиV(в km/s) на двете звездни компоненти (чрез измерване на ротационните разширения на спектралните линии) - в Таблица 1в червен цвят са показани стойностите, определени за първи път Таблица 1 1.23 79 1.25 1.12 80 66 1.05 0.65

21. 3) Определихме параметрите на хладните петна (Таблица 2), апроксимиращи деформациите на кривите на блясъка като използвахме метода на характерните точки за получаване на предварително решение Таблица 2 !!! Повечето предишни моделирания на кривите на блясъка са в един цвят, а нашите апроксимации са поне в 3 цвята едновременно = позволява по-висока точност при определяне параметрите на петната

22. 4) Установихме, чепрофилите на линиите на изследваните късопериодични RS CVn звезди са значително по-дълбоки около втората квадратура, отколкото около първата “ефект на втората квадратура" ??? подобен на ефекта на Struve-Sahade за O+O двойки (линиите на вто-ричната звезда са по-дъл-боки, когато тя се прибли-жава към наблюдателя) !!!различни причини за двата ефекта Илюстрация на ефекта на втората квадратура • ефектът на Struve-Sahade се обяснява с допълнително поглъщане от зоната на сблъсък на ветровете от двете звезди • при изследваните късни звезди няма индикации за силен звезден вятър • Липсва окончателнообяснениеза наблюдавания от нас ефект • Възможна причина- различната видимост и съответно различният спектрален ефект от извънзвездна структура, разположена асиметрично спрямо линията, съединяваща двете звездни компоненти • Подкрепа:Емисионните ексцеси в Нa за звездитеRT And (Arevalo & Lazaro, 1999, AJ 118, 1015), CG Cyg и BH Vir (Lazaro & Arevalo, 1997, AJ 113, 2283) са по-големи в първата, отколкото във втората квадратура =асиметрична геометрия

23. 5) Установихме емисионен ексцес в линията Ha главно от вторичните звездина изследваните двойни системи, изразен при повечето звезди в запълване на профилите или емисионни ядра, а в звездата WY Cnc (фигурата вляво)– чрез директна емисия Съгласие с предсказанията надинамо-теорията за по-висока хромосферна активност при по-късните звезди Механизъм на само-възбуждащо се динамо Проводящ диск се върти около оста си, в него тече ток между оста и ръба му, които са свързани с проводник. Този ток генерира магнитен поток през диска. Въртенето на диска индуцира ЕДН, което усилва тока. Следователно токът в системата генерира магнитното поле и движе-нието на диска през полето генерира допълнителен ток. Създадохме методза получаване на количествена оценка на емисионния ексцес Основава се на сравнение на наблюдаваните профили на различни линии в средата на първичното затъмнение Профили на линията Нa на WY Cnc

24. 6) За звездата WY Cnc установихме новоувеличение на извънзатъмнителния блясък в началото на 2001 г. , което води до извода, че нейната нерегулярна векова променливост е с доста по-къс период, отколкото се предполагаше досега. Тази нестационарност на WY Cnc би могла да се интерпретирасъс спорадично бавно изхвърляне на газово-прахова материя от първичната компонента. 7) Установихме значително изменение в спектъра на звездата CG Cyg в рамките на няколко месеца, при което линиятаHaна вторичната звезда премина от абсорбция в емисия(фигурата вляво) Интерпретация -продъл-жително избухване на вторичната звезда Спектър на CG Cyg във втора квадра-тура от август 2001 (а), май 2001 (б) и тяхната разлика (с)

25. 8) Установихме емисионен ексцес или емисионни ядра в профилите на наблюдаваната линия CaI 6494А = основание да я предложим заоптичен индикатор на хромосферна активност за късните звезди Профили на линията CaI 6494 в първично и вторично затъмнение за звездите WY Cnc, ER Vul, CG Cyg Орбитална променливост на профилите на CaI 6494 за звездата ER Vul Подобие на профилите на линиите CaI 6494 и Нaв звездата ER Vul

26. 9) Нашите фотометрични и спек-трални данни показват съществу-ване на абсорбционни структури извън звездните компонентина изследваните късопериодични звезди от типа RS CVn, което е най-добре изразено в присъствието на трета абсорбционна компонента Т вспектралните линии на звездата CG Cyg. Тези извънзвездни структури интерпретирахме като резултат от изтичане на вещество при различни активни процеси. Трета абсорбционна компонента Т в линиите Нa и FeI 6678 на CG Cyg 10) При звездата SV Cam установихме корелация(по фаза иразмер) между фотометричния и спектроскопичен ефект на хладните петна. Изказаното от нас предположение, че усилена хромосферна емисия може да се очаква във фазите, когато хладните петна са в края на звездния диск (и наблюдателят вижда атмосферата над петната, непроектирана върху фотосферата, както в останалите фази), се потвърди за звездатаЕR Vul.

27. Анализ на наблюдателни данни на звезди с горещи петна • Проведохме наблюденияна катаклизмичните звездиАМ Her, SS Cyg и UX UMa • двуканални електрофотометрични наблюдения с високаразделителна способност по време в няколко филтъра • спектрални наблюдения с висока разделителна способност(0.19 A/pix) около линията Ha • Основни резултати • от анализа на наблюденията • 1. Общи черти в поведението на AM Her и SS Cyg • 1.1. Нашите данни показват по категоричен начинфотометрична променливост с орбиталния период в ниско и във високо състояние. Установихмеза първи пъторбитална променливост на блясъка на SS Cyg в избухване. • 1.2. Амплитудите на изменения на блясъка са по-големи в ниско(спокойно) състояние, отколкото във високо (избухване). • 1.3. Зависимостта lgF=klgn на енергетичния поток Fот честотата nе по-силна във високо състояние отколкото в ниско(коефициентът kе по-голям във високо състояние).

28. 1.4. Апроксимирахме обобщените орбитални криви на блясъка чрез две горещи петна в магнитните полюси на бялото джудже като използвахме метода на характерните точки за получаване на предварително решение. Този резултат е в съответствие с модела на двуполюсна акреция. Показахме, че фазовите корелации между наблюдателните фотометрични криви, поляриметрични криви и криви на лъчевите скорости за двете звезди са в подкрепа на този модел AM Her SS Cyg

29. 2. Специфични особености на звездата SS Cyg 2.1. Блясъкът нама- лявас около 0.4 magпрез последните две седмици преди избухването - предвестник на взривното събитие Изменение на блясъка на SS Cyg при избухването в края на декември 1996 г. 2.2. Регистрирахме 12 мин. периодичност в избухване (детектирана досега само в спокойно състояние)

30. 2.3. Наблюдаваната линияHa на SS Cyg няма характерната двупикова структура за акре-ционендискнито в спокойно състояние, нито по време на избухване. 2.4. На базата на 2.3 и установената фазова корелациямежду нашите фотометрични и спектрални данни заключихме, чеHaемисията идва от области, разположени над горещите петна (акреционни колони). Еднаквата стойност за площта на полярните шапки (по спектрални данни) с тази на горещите петна (от моделирането на орбиталните криви на блясъка) са в подкрепа на това заключение. Ha профили на SS Cyg в спокойно състояниев избухване

31. 3. Основни резултати от 10-годишните наблюдения на звездата UX UMa 3.1. Установихме съществуване на ниско и високо състояние за тази новоподобна звезда, различаващи се по нивото на извън-затъмнителния блясък и дълбочината, но не и ширината, на затъмнението. 3.2. Регистрирахме затъмнението на бялото джудже E(характерни точки на затъмнителния минимум)в оптичния диапазон, детектирано досега само в у.в. диапазон. 3.3. Формата на Ha профила и детайлитеD на затъмнителния минимум показват спирална структура на акреционнния диск около бялото джудже. 3.4. Отсъствието на затъмнения на двупиковите Нa профили обяснихме с големия размер на излъчващата област. Затъмнението в звездата UX UMa

32. Заключение За Слънцеторазполагаме с детайлни изображения на фотосферата и високата атмосфера, показващи различни повърхнинни структури(петна, факели, протуберанси и др.), свързани с нехомогенното разпределение на магнитното поле. Въпреки че не могат да се получат директни изображения на звездите, наблюденията им (фотометрични, спектрални, поляриметрични) показват недвусмислено съществуването на повърхнинни нееднородности. За да се интерпретират тези наблюдателни данни се използват слънчеви аналозина повърхнинни структури и проявления на активност.От друга страна обаче огромният брой звезди дава възможност за установяване на корелациимежду многообразието от глобалните им параметри и пространствените, времеви и енергетични мащаби на повърхнинните им структури и проявления на активност.Тази информация е съществена за уточняване на теориите за вътрешния строеж на звездите и теориите за генериране на магнитните им полета, което от своя страна води и до по-доброто разбиране на процесите на Слънцето. Проведеното изследване е част от решаването на тази голяма задача.

33. ОСНОВНИ ПРИНОСИ 1) Получихме аналитични решения на правата фотометрична и спектрална задачаза звезди с повърхнинни нееднородности и на тяхна база разработихме метод на характерните точкиза анализ на наблюдателни данни за такива звезди. 2) Въз основа на получените аналитични решения създадохме компютърна програма. 3) Чрез анализ на собствени фотометрични и спектрални наблюденияна късопериодичните RS CVn-звезди XY UMa, RT And, SV Cam, ER Vul,CG Cyg и WY Cncопределихме параметрите на конфигурациите им: наклон на орбиталната равнина спрямо зрителния лъч, маси, радиуси, температури, относителни светимости и екваториалнитескорости на двете звездни компоненти(някои от тези стойности са получени за първи път). 4) Определихме параметрите на хладните петна, апроксимиращи деформациите на кривите на блясъка на изследваните късопериодични RS CVn-звезди, като използвахме метода на характерните точки за получаване на предварителни решения.

34. 5) За изследваните 6 късопериодични звезди от типа RS CVn установихме, че спектралните им линии са по-силни във втората отколкото в първата квадратура,което нарекохме ефект на втората квадратура. 6) Установихме емисионен ексцес или директна емисия в линията Haот вторичните компонентина изследваните RS CVn-двойки, което е в съгласие с предсказанията на динамо-теорията. 7) Регистрахме присъствие на емисионни ядра в профилите на линията CaI 6494 в наблюдаваните късопериодични звезди от типа RS CVn, което ни дава основание да я предложим за оптичен индикатор на звездна активност при късните звезди. 8) В рамките на няколко месеца регистрирахме съществени изменения в спектъра на звездата CG Cyg и в извънзатъмнителния блясък на звездата WY Cnc. 9) Установихме присъствие на абсорбционни структури извън звездните компонентив изследваните късопериодични звезди от типа RS CVn.

35. 10) За първи път установихме орбитална променливост на блясъка на SS Cyg в избухване. 11) Моделирахме орбиталните криви на блясъка на звездите AM Her и SS Cyg с горещи петна в магнитните полюси на бялото джудже, което е в подкрепа на модела за двуполюсна акреция в тези катаклизмични звезди. 12) Установихме съществуване на ниско и високо състояние на новоподобната звезда UX UMa,които се различават по нивото на извънзатъмнителния блясък и дълбочината, но не и ширината, на затъмнението. 13)Регистрирахмезатъмнението на бялото джудже в звездата UX UMa в оптичния диапазон (досега детектирано само в у.в. диапазон).

36. Профили на линията CaI 6494 в първично и вторично затъмнение за звездите WY Cnc, ER Vul, CG Cyg Спектър на CG Cyg във втора квадратура от август 2001 (а), май 2001 (б) и тяхната разлика (с) Подобие на профилите на линиите CaI 6494 и На в звездата ER Vul