Эффективный метод исследования движений типа пульсаций в атмосферах горячих звезд
Рзаев А. Х.
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Россия
АБСТРАКТ

В этом докладе мы рассказываем о нашем методическом подходе для изучения движений типа пульсаций в атмосферах звезд. Наш методический подход имеет две особенности. Во-первых, наши исследования показали, что традиционный метод изучения изменений со временем лучевой скорости (измеряемой по бисектору абсорбции) приемлем в случае фотосферных линий. В этом случае вклад синей и красной половин профиля линий (если линию разделить по бисектору на две части) на лучевую скорость ее бисектора одинаков. В случае ветровых линий этот вклад различается для этих двух половин и его величина меняется со временем. Это означает, что для ветровых линий переменность лучевой скорости со временем для синей и красной половин профиля абсорбции различается. Поэтому, для этих линий переменность лучевой скорости со временем должна изучаться отдельно для синей и красной половин профиля абсорбции (Рзаев и др., 2007, Астрофиз. Бюлл. 62, с. 61). Во-вторых, даже в случае одной линии, для уменьшения ошибок измерений, измерение лучевой скорости осуществляется на разных уровнях остаточной интенсивности линии r с шагом r = 0.01. Затем эти данные сопоставляются и усредняются (Рзаев, 2010, Астрофиз. Бюлл. 65, с. 27).
На примере двух хорошо нами изученных звезд Cyg A2 Ia и HD 93521 O9.5 V мы демонстрируем эффективность нашего метода.
Сверхгигант Cyg A2 Ia: Для линий HeI и ионов колебания происходят в основной фундаментальной моде, с периодом около 12.0  0.5d и амплитудой 5.0  0.5 км/с, а продолжительность этих колебаний около 35 дней. Далее, вследствие появления разницы между лучевыми скоростями сильных и слабых линий ионов в течение 5.0  1.0d постепенно происходит затухание этих колебаний. После чего процесс повторяется. 
Для линии H были найдены два значимых периода и две амплитуды, а также три характерных поведения переменности лучевой скорости для синей и красной половин профиля абсорбции: по данным 1998 г. параметры переменности (период P, амплитуда А)
одинаковые; в 1999 г. Р и A одинаковые, но наблюдается сдвиг фазы между колебаниями лучевой скорости синей и красной половин профиля абсорбции; по данным 2000 г. Р и A различается для двух половин профиля абсорбции. Минимальная продолжительность этих колебаний по нашим данным составляет около 40-45 дней (Рзаев, 2010, Астрофиз. Бюлл. 65, с. 27).
Картина переменности лучевой скорости линии H обусловлена нерадиальными пульсациями, а параметры переменности различаются для синей и красной половин профиля абсорбции. На синей половине профиля абсорбции дополнительно наблюдаются абсорбционные детали. Их появление и исчезновение, а также незначительные миграции свидетельствуют о клочковатой структуре оболочки звезды. Сходство характера переменности лучевой скорости абсорбционного и эмиссионного компонентов свидетельствует о том, что переменность последнего также обусловлена нерадиальными пульсациями. Таким образом, переменность звездного ветра в области его зарождения частично обусловлена нерадиальными пульсациями нижележащих слоев атмосферы (Рзаев, 2008, Астрофиз. Бюлл. 63, с. 25).
 	HD 93521 O9.5 V.  Наши исследования показали, что переменность профилей линий в спектре этой звезды обусловлена нерадиальными пульсациями. Параметры переменности, т. е. амплитуда и фаза различаются для синей и красной половин профилей линий. Поэтому, по данным лучевой скорости, измеренной по бисектору линий никакая корреляция между параметрами переменности и интенсивности линий не обнаруживается. 
А по данным лучевой скорости, измеренной отдельно для синей и красной половин профиля линий значения периодов и амплитуд переменности, определенных для этих половин, отличаются для различных линий и хорошо коррелируют с их центральными глубинами. При переходе от слабых к сильным линиям (т.е. от нижних слоев к верхним слоям атмосферы), значение периода изменения лучевой скорости, измеренной по обеим половинам контура абсорбции увеличивается, а значение амплитуды уменьшается (Рзаев и Панчук, 2008, Астрон. Журн. 85, с. 268) . Было установлено, что  увеличение периода и уменьшение среднего значения FWHM от слабых к сильным линиям вызваны дифференциальным вращением звезды (Рзаев, 2008, Астрофиз. Бюлл. 63, с. 282). Скорость вращения верхних слоев, где формируются сильные линии HeI λ 7065, 4471 Å , H и H соответственно в 1.3, 1.8, 2.3 и 2.7 раз меньше, чем скорость нижних слоев (Vsini = 430 км/с), где формируются слабые линии HeII и HeI λ 5015 и 4922 Å. Расчетные профили линий HeI λ 4471 Å , H и H (с эволюционными параметрами Teff = 27000 K, logg = 3.5 и Vsini = 430 км/с: Howarth et. al., 1998, MNRAS, 296, p. 949)  с данными Vsini = 240, 190 и 160 км/с, найденными нами соответственно для этих линий, хорошо совпали с наблюдаемыми.