Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/Doc-k8/Events/2010/VAK/Tezisi/113_Thesis_Kondr_Rspaev.doc Дата изменения: Tue Sep 7 08:47:32 2010 Дата индексирования: Sat Sep 11 20:49:42 2010 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: annular solar eclipse

Профили эмиссионных линий в объектах разных типов и механизмы их
переменности.
Кондратьева Л.Н. Рспаев Ф.К.

Астрофизический Институт им. Фесенкова, Алматы, Казахстан

АБСТРАКТ
Приводятся результаты многолетних спектральных наблюдений эмиссионных
объектов He2-446 (IRAS 19419+2319) и BX Mon . Наблюдаемые изменения
профилей эмиссионных линий H? и H?., а именно, периодические колебания
отношения интенсивностей «синей» и «красной» компонент, практически
идентичны. Однако исследования показывают насколько различны эти объекты
по своей природе. Первый объект представляет собой Be- звезду, окруженную
оболочкой, спектр которой состоит из эмиссионных линий HI, [OI], HeI,
[NII] и FeII, ??4924, 5018, 5169е.. Эквивалентная ширина линии H?
достигает 600 е, FWHM = 300 ±15 е. Профили линий H? и H? состоят из 2
компонент, отношение Imax(blue)/Imax(red) меняется от 0.68 дл 1.2. При этом
положение центральной абсорбции практически не меняется: Vr=
-20.2±6км/сек. Наблюдаемые изменения можно интерпретировать, как результат
вращения расширяющейся неоднородной оболочки. Для фотометрической
переменности объекта (V=14m.2(15 m.5) установлен предварительный период
381±10дней.
Симбиотический объект BX Mon. состоит из звезд класса М6-M8 и A5
- F0, а также протяженной туманности, сформировавшейся под действием
звездного ветра красной звезды. Наличие эмиссионных линий высокого
возбуждения свидетельствует о том, что источником ионизации является,
скорее всего, акреционный диск вокруг более горячей компоненты. Широкие
профили линий H? и H? «разрезаны» на две составляющие мощной линией
поглощения, которая формируется в протяженной оболочке, окружающей позднюю
компоненту. Наши наблюдения подтвердили тот факт, что проекция скорости
звездного ветра, а, следовательно, и длина волны абсорбции, меняются в
зависимости от расположения горячей компоненты на орбите. Соответственно,
положение абсорбции на широком профиле H? смещается в «красную» или «синюю»
область длин волн, вызывая изменение отношения интенсивностей эмиссионных
пиков. Кроме того, сравнение результатов, полученных, в разные годы, но в
одной и той же фотометрической фазе выявило существенные колебания
поглощения и степени ионизации газа, сопровождаемые изменениями потоков
излучения в эмиссионных линиях.