Дж. Хатчингса [5] для ярких звезд верхней части главной последо-
вательности. Этот метод основан на измерении различий гравитаци-
онных потемнений спектральных линий в далекой ультрафиолетовой
области и видимом континууме вращающейся звезды, что приводит к
наблюдению более узких профилей линий в ультрафиолетовой обла-
сти спектра. Однако данный метод не позволяет определить простран-
ственную ориентацию оси вращения, что приводит к необходимости
дополнительного анализа спектральных линий.
В настоящей работе развивается новый подход, позволяющий опре-
делять пространственную экваториальную скорость, ориентацию оси
вращения и расстояние до удаленного вращающегося астрофизиче-
ского объекта [6]. Решение данных задач становится возможным бла-
годаря специальным процедурам измерений, в которых определяются
разности уширений спектральных линий или вариации спектральной
плотности энергетической светимости в линии. Измерения могут про-
водиться тремя спектрометрическими датчиками, разнесенными друг
относительно друга, или одним спектральным прибором, движущимся
по замкнутой орбите.
Вариации профилей спектральных линий вследствие враще-
ния звезд.
На форму профиля спектральной линии вращающейся звез-
ды оказывают влияние различные факторы, к числу которых в первую
очередь можно отнести дифференциальное вращение (изменение ско-
рости вращения вдоль радиального направления), нарушение сфери-
ческой симметрии, гравитационное потемнение (изменение яркости
поверхности звезды из-за увеличения эффективной силы тяжести от
экватора к полюсам), изменение интенсивности линии поглощения с
широтой и угловым расстоянием до края диска и, наконец, угол на-
клона оси вращения к лучу зрения.
Получим зависимость формы контура линии от спектрального сме-
щения
Δ
λ
из центра линии. Рассмотрим астрофизический объект —
звезду радиуса
R
, вращающуюся с угловой скоростью
ω
вокруг оси
симметрии. Пусть ось вращения составляет угол
i
с лучом наблю-
дения. Вследствие эффекта Доплера все спектральные линии звезды
расширяются и форма их зависит от угла
i
.
Нормированное распределение интенсивности
A
(
x
)
в линии имеет
вид [7]
A
(
x
) =
2
π
√
1
−
x
2
+
ˆ
β
2
(1
−
x
2
)
1 +
2
3
ˆ
β
,
−
1
≤
x
≤
1
,
(1)
где
x
— относительная координата точки на поверхности диска звезды,
т. е. если, например,
ξ
— физическая координата на поверхности диска,
то
x
=
ξ/R
;
ˆ
β
— коэффициент потемнения линии к краю диска.
ISSN 1812-3368. Вестник МГТУ им. Н.Э. Баумана. Сер. “Естественные науки”. 2006. № 1
13
