Эффект Струве – Сахаде - Struve–Sahade effect - Wikipedia

В Эффект Струве – Сахаде (S – S эффект) встречается в двустрочном спектроскопическая двойная система звездная система, когда сила спектральных линий компонентов изменяется во время орбитального движения.

Спектроскопическая двойная система называется двухлинейной, если линии поглощения обеих звезд можно наблюдать с помощью спектроскоп. Когда каждый член звездной системы по очереди приближается к наблюдателю, линии поглощения звезды сдвинуты к синему концу оптического спектра на Эффект Допплера. Точно так же, когда звезда удаляется, ее линии смещаются к красному концу спектра. Каждая из этих линий поглощения имеет характерную силу, которая зависит от физических свойств фотосфера. Эффект Струве – Сахаде возникает, когда эти линии становятся аномально слабее, когда спектр звезды смещается в красную область, и сильнее, когда он смещается в синий цвет, что наиболее заметно во вторичном компоненте.[1]

Этот эффект наблюдается в яркой двойной системе невооруженным глазом. Spica, который состоит из двух звезд класса B и пар массивных звезд класса O, таких как АО Кассиопеи и HD 93403.

Эффект Струве – Сахаде был впервые описан Отто Струве в 1937 году. Это стало важным, потому что эффект поставил под сомнение значения таких параметров, как отношения массы и светимости в массивных спектроскопических двойных системах.[2] В 1950 году Струве попытался объяснить этот эффект как результат потоков газа, движущихся за вторичной звездой, из-за чего звезда не видна, когда звезда удаляется.[3] В 1959 г. Хорхе Сахаде создали модель, в которой газовый поток распространялся от первичного к вторичному члену двойной системы, а непрозрачность этого потока приводила к ослаблению линий поглощения.[4] Затем эффект стал известен как эффект Струве – Сахаде. В 1997 году Гис и его коллеги представили альтернативное объяснение, утверждая, что столкновение звездных ветров от двух звезд приводит к возникновению ударной волны, которая отклоняется Сила Кориолиса, поместив его в положение затемнения вдоль луча зрения на вторичную звезду. С тех пор были созданы другие гипотезы для объяснения этого эффекта.[5] но модели все еще не полностью воспроизводят наблюдаемую силу линий.[1]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Небо, M .; Rauw, G .; Koenigsberger, G .; Морено, Э. (2013). «Спектральное моделирование массивных двойных систем». Астрономия и астрофизика. 552: A39. arXiv:1302.5201. Bibcode:2013A и A ... 552A..39P. Дои:10.1051/0004-6361/201219754.
  2. ^ Струве, Отто (январь 1937 г.). «Переменные линии поглощения в двух спектроскопических двойных системах». Астрофизический журнал. 85: 41. Bibcode:1937ApJ .... 85 ... 41S. Дои:10.1086/143797.
  3. ^ Струве, Отто (1950). Звездная эволюция, исследование обсерватории. Princeton University Press. Bibcode:1950seeo.book ..... S.
  4. ^ Сахаде, Хорхе (апрель 1959). «Альтернативная модель для 29 UW Canis Majoris». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 71 (419): 151. Bibcode:1959 ПАСП ... 71..151С. Дои:10.1086/127350.
  5. ^ Linder, N .; Rauw, G .; Sana, H .; Де Беккер, М .; и другие. (Октябрь 2007 г.). «Эффект Струве-Сахаде в оптических спектрах двойных O-типа. I. Системы главной последовательности». Астрономия и астрофизика. 474 (1): 193–204. arXiv:0708.3005. Bibcode:2007A&A ... 474..193L. Дои:10.1051/0004-6361:20077902.