ИЗСЛЕДВАНЕ НА НЯКОИ ТИПОВЕ ИЗСЛЕДВАНЕ НА НЯКОИ ТИПОВЕ ЗВЕЗДИЗВЕЗДИ

С ПОВЪРХНИННИ НЕЕДНОРОДОСТИС ПОВЪРХНИННИ НЕЕДНОРОДОСТИ

дисертационен труддисертационен труд

за присъждане на научната степен за присъждане на научната степен

““доктор на физическите наукидоктор на физическите науки””

доц. д-р Диана Петрова Кюркчиевадоц. д-р Диана Петрова Кюркчиева

Актуалност на проблемаАктуалност на проблема

ДДвойни звездивойни звезди

• голяма разпространеност• осигуросигуряяват единствения начин за определяне на ват единствения начин за определяне на макропараметрите на звездитемакропараметрите на звездите • детайлно изучаване на звездните атмосфери• директни тестове на моделите за вътрешния строеж на звездите и на моделите за еволюцията им• база за установяване на основните астроно- основните астроно- мически зависимости между звездните параметримически зависимости между звездните параметри,,които се използват и при изследване на които се използват и при изследване на единичните звездиединичните звезди

ТТесни двойниесни двойни зв звездни системиездни системи Взаимодействието не се ограничава само до движение по Взаимодействието не се ограничава само до движение по затворени орбити, а води до:затворени орбити, а води до:• деформиране на 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

ТесниТесни двой двойнни звезди и звезди с високас висока активност активност • големи пространствени, енергетични и времеви мащаби на активните процеси• "лаборатории" за тестване на динамо-теорията• освен магнитна активност присъствие на хладни структури в атмосферите (взаимодействие корона-вятър и изхвърляне на вещество в междузвездната среда)

Нарастващ интерес към тесните двойни системи Нарастващ интерес към тесните двойни системи с повърхнинни нееднородности с повърхнинни нееднородности

Цели на изследванетоЦели на изследването

Обратни задачи в Обратни задачи в астрономиятаастрономията

= от наблюдателните данни трябва да се определят недостъпни за непосредствено измерване физически харак-теристики на излъчващия обект

НекоректностНекоректност (неустойчивост) на обратните задачи

= на малки изменения на входните данни съответстват големи изменения на решенията

Синтезиране на Синтезиране на теоретични криви по теоретични криви по

зададени параметри на зададени параметри на моделамодела

- най-широко използван метод за анализ на данни на звезди с повърхнинни нееднородности

= права параметрична задачаправа 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 е определяне на параметрите

на тези нееднородностина тези нееднородности

= = обратна задача

Решаването на обратната задача Решаването на обратната задача при численото моделиранепри 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 чрез вариране на входните параметри.

Проблем

С увеличаване на броя на търсените параметри

задачата става

некоректна = резултатитенееднозначни

Проблемът с нееднозначността при решаването на обратни задачи може да се редуцира ако е налице аналитично решениеаналитично решение на съответната права задача

Първа цПърва цел на ел на изследванетоизследването

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 цВтора цел на ел на изследванетоизследването

прилагане на метода на характерните точки за анализ на наблюдателни фотометрични и спектрални данни на звезди с температурни повърхнинни нееднородности

Предмет на изследванетоПредмет на изследването: два типа звезди - с хладни петна (от типа RS CVn) - с горещи петна (катаклизмични звезди)

Основна идеяОсновна идея на метода на метода: В цикличното поведение на променливите звезди съществуват фази (точки), в които ходът на наблюдателните криви се изменя

качествено. В тези "характерни фази” kk (k=1,…,l) изследваната величина FF или първата и производна има екстремум.

АналитичнАналитичноо решение на правата задачарешение на правата задача • изрази за характерните фази като функции на търсените параметри an (n=1,…,m)

(1)k =k(an)

• аналитични изрази на разглежданата величина в тях

(2) Fk = F(, an)

Метод на характерните точкиМетод на характерните точки

Решаване на обратната задачаРешаване на обратната задача

Състои се в изчисляване на параметрите an чрез следната процедура: процедура:

• определят се върху наблюдателната крива характерните фази kk и се измерва стойността на

наблюдаваната величина в тях FFkk;

• заместват се получените стойности в левите страни на уравненията от типа

(1)kk = k(aann) (2) F Fk k = F(, aann)

и се решава получената система уравнения относно търсените параметри aann

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 обратната задача

Реализация на метода на характерните точкиРеализация на метода на характерните точки

за звезди с повърхнинни нееднородностиза звезди с повърхнинни нееднородности

Първи етапПърви етап• Получихме пълно аналитично пълно аналитично

решениерешение на правата фотометрична правата фотометрична задача за звезди с петназадача 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 точкиметода на характерните точки

за звездиза звезди с повърхнинни с повърхнинни

нееднородностинееднородности

Конфигурации Конфигурации

• сферична звезда с петно при различни закони за потъмнение към края на диска: линеен, квадратичен, произволен; • сферична звезда с нехомо- генно петно; • звезда с две петна диаметрално противоположни

с произволно положение

• затъмнително-двойназвезда, една от компонентитена които има петно;• двойна система, съдър-жаща компактен обект

Втори етапВтори етап

ПолучихмеПолучихме аналитично решение на правата аналитично решение на правата

спектрална задача спектрална задача за за звезди с звезди с петнапетна за всички комбинации от конфигурационни параметри

sp(0)st = sin

sp(0.25)st

=sincos

st – ротационно разширение

на линията от звездата;

ъглов размер на

петното;

полярно разстояние

на

центъра на петното

• нови независими нови независими уравнения за определяне уравнения за определяне на параметритена параметрите

• прости изрази от типа (3-4), свързващи ротационното раз-ширение на спек-тралните детайли на петнатаsp() с конфигурационните параметри в някои от характерните фази

СъздадохмеСъздадохме компютърна програма компютърна програма SPSPF (на

базата на полученото аналитично решение), която по зададени конфигурационни параметри пресмята и визуализира спектралните детайли от петната за всяка фаза (илюстрирано на фигурите)

ДДопълнителни подпрограмиопълнителни подпрограми: • за пресмятане на измененията на ротационното разширение на спектралните детайли на петната през цикъла (а); • за пресмятане на измененията на интензитета на центъра на 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)

Приложимост на метода на характерните точкиПриложимост на метода на характерните точки• директно директно прилаганеприлагане за сферични звездни конфигурации • за получаване на предварително решениепредварително решение на численото моделиране на сложни звездни конфигурации (Рош-геометрия)

Получените аналитични решения на правата задача може да се използват• за ускоряване на числените пресмятания • осигуряват тестове за числените моделирания

Обобщен резултат от развития метод на Обобщен резултат от развития метод на

характерните точкихарактерните точки

• получихме системи уравнения за определяне на параметрите на петното , T на звездата i, R, V• нов метод за определяне температурата на петното T• възможност за определяне на наклона i на ротационната ос на звездата

Определихме параметрите на петната по кривите на блясъка на звездите II Peg, FK Com, AB Dor 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 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 на центъра на петното и една стойност за ъгловия му размер (в някои случаи от допълнителни съображения двузначността може да се свали)

Директно прилагане на метода Директно прилагане на метода на характерните точкина характерните точки

Прилагане на метода на характерните точки за Прилагане на метода на характерните точки за получаване на предварително решение на звезди с получаване на предварително решение на звезди с

температурни нееднородноститемпературни нееднородности

Проведохме наблюдения на 6 късопериодични звезди от типа RS CVn (XY UMa, RT And, SV Cam, ER Vul, CG Cyg и WY Cnc) 1) Двуканални електрофотометрични наблюдения • с висока разделителна способност по време • в няколко филтъра едновременно

Схема на двуканален фотометър Илюстрация на предимствата на двуканалната фотометрия

Звезди с хладни петна

2) 2) Спектрални наблюденияСпектрални наблюдения

• с висока разделителна способност (0.19 A/pix) около линията HH (индикатор за активност при късните звезди)

• относително високо отношение S/N (70-150) на нашите данни - позволява директно детектиране на директно детектиране на линиите на вторичната звездалиниите 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 методикосвени методи,, главно чрез т.н. substraction техника (проблеми в коректността на основния и принцип)

След първична обработка на наблюдателните данни получихме кривите на блясъка и кривите на лъчевите скорости

XY UMaXY UMa RT AndRT And SV CamSV Cam

ER VulER Vul CG CygCG Cyg WY CncWY Cnc

Основни резултати Основни резултати от анализа на нашите наблюдателни данниот анализа на нашите наблюдателни данни 1) Чрез съвместно решение на получените криви на блясъка и криви на лъчевите скорости определихме параметрите на звездните конфигурации (Таблица 1): наклон на орбиталната равнина спрямо зрителния лъч I (в дъгови градуси), маси M (в слънчеви маси), радиуси R (в слънчеви радиуси), температури T (в 0К) и относителни светимости L 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) Определихме екваториалните скорости V (в km/s) на двете звездни компоненти (чрез измерване на ротационните разширения на спектралните линии) - в Таблица 1 в червен цвят са показани стойностите, определени за първи път

Таблица 1

80 66

79

1.23

1.25 1.12

1.05 0.65

3) Определихме параметрите на хладните петнапараметрите на хладните петна (Таблица 2), апроксимиращи деформациите на кривите на блясъка като използвахме метода на характерните точкиметода на характерните точки за получаване на предварително решениепредварително решение

Таблица 2

!!! Повечето предишни моделирания на кривите на блясъка са в един цвят, а нашите апроксимации са поне в 3 цвята едновременнопоне в 3 цвята едновременно = позволява по-висока точност при определяне параметрите на петната

4) Установихме, че ппрофилите на линиите на рофилите на линиите на изследваните изследваните късопериодични късопериодични RS CVnRS CVn звезди са звезди са значително по-дълбоки около значително по-дълбоки около втората квадратура, отколкото около първата втората квадратура, отколкото около първата

““ефект на втората квадратураефект 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 окончателно обяснение за 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 Нза звездите RT 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

??? ??? 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

5) Установихме емисионен емисионен ексцесексцес в в линията линията H H главно главно от от вторичните вторичните ззвездивезди на 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 на динамо-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 метод за 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 Н на WY Cnc

7) Установихме значително значително изменение в спектъра на изменение в спектъра на звездата CG Cyg в рамките на звездата CG Cyg в рамките на няколко месецаняколко месеца, при което линияталинията HH на вторичната на вторичната звезда премина от абсорбция в звезда премина от абсорбция в емисияемисия (фигурата вляво)

Интерпретация - продъл-продъл-жително избухване на жително избухване на вторичната звездавторичната звезда

6) За звездата WY Cnc установихме ново увеличение на увеличение на извънзатъмнителния блясъкизвънзатъмнителния блясък в началото на 2001 г. , което води до извода, че нейната нерегулярна векова променливост нерегулярна векова променливост е с доста по-къс период, отколкото се предполагаше досегае с доста по-къс период, отколкото се предполагаше досега. Тази нестационарност на WY Cnc би могла да се интерпретира със спорадично бавно изхвърляне на газово-със спорадично бавно изхвърляне на газово-прахова материя от първичната компонента.прахова материя от първичната компонента.

Спектър на CG Cyg във втора квадра-тура от август 2001 (а), май 2001 (б) и

тяхната разлика (с)

8) Установихме емисионен ексцес емисионен ексцес или емисионни ядра или емисионни ядра в профилите

на наблюдаваната линия линия CaI 6494CaI 6494 А А = = основание да я предложим за

оптичен индикатор на хромосферна активност за

късните звезди

Орбитална променливост на Орбитална променливост на профилите на CaI 6494 за профилите на CaI 6494 за

звездата ER Vulзвездата ER Vul

Профили на линията CaI 6494 в първично и вторично Профили на линията CaI 6494 в първично и вторично затъмнение за звездите WY Cnc, ER Vul, CG Cygзатъмнение за звездите WY Cnc, ER Vul, CG Cyg

Подобие на профилите на линиите Подобие на профилите на линиите CaI 6494 и CaI 6494 и Нв звездата ER Vulв звездата ER Vul

9) Нашите фотометрични и спек-трални данни показват съществу-съществу-ване на абсорбционни ване на абсорбционни структури извън звездните структури извън звездните компонентикомпоненти на изследваните късопериодични звезди от типа RS CVn, което е най-добре изразено в присъствието на трета трета абсорбционна компонента Табсорбционна компонента Т в спектралните линии на звездата CG Cyg. Тези извънзвездни структури интерпретирахме като резултат от изтичане на вещество при изтичане на вещество при различни активни процеси.различни активни процеси.

10) При звездата SV Cam установихме корелация (по фаза и размер) между фотометричния и спектроскопичен ефект на хладните петна. Изказаното от нас предположение, че усилена хромосферна емисия усилена хромосферна емисия може да се очаква във фазите, когато хладните петна са в края на може да се очаква във фазите, когато хладните петна са в края на звездния дискзвездния диск (и наблюдателят вижда атмосферата над петната, непроектирана върху фотосферата, както в останалите фази), се потвърди за звездата ЕR Vul.

Трета абсорбционна компонента Т в линиите Н и FeI 6678 на CG Cyg

Анализ на наблюдателни данни Анализ на наблюдателни данни на звезди с горещи петнана звезди с горещи петна

Проведохме наблюдения на катаклизмичните звезди АМ Her, SS Cyg и АМ Her, SS Cyg и UX UMaUX UMa • двуканални електрофотометрични наблюдения с висока разделителна способност по време в няколко филтъра • спектрални наблюдения с висока разделителна способност (0.19 A/pix) около линията H

Основни резултати Основни резултати от анализа на наблюдениятаот анализа на наблюденията

1. Общи черти в поведението на AM Her и SS Cyg 1.1. . Нашите данни показват по категоричен начин фотометрична променливост с орбиталния период в ниско и във високо състояние. Установихме за първи път орбитална променливост на блясъка на SS Cyg в избухванеорбитална 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=klg на енергетичния поток F от честотата е по-силна във високо състояние отколкото в ниско (коефициентът kk е по-голям във високо състояние).

1.4. Апроксимирахме обобщените орбитални криви на блясъка чрез две горещи петна в магнитните полюси на бялото две горещи петна в магнитните полюси на бялото джудже джудже като използвахме метода на характерните точки за като използвахме метода на характерните точки за получаване на предварително решение. получаване на предварително решение. Този резултатТози 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

2. 2. Специфични особености на звСпецифични особености на звездата SS Cygездата SS Cyg

2.1. Блясъкът нама- лява с около 0.4 mag през последните две седмици преди избухването

- предвестник на предвестник на взривното събитиевзривното събитие

2.2. Регистрирахме 12 мин. периодичност в избухване (детектирана досега само в спокойно състояние)

Изменение на блясъка на SS Cyg при избухването в края на декември 1996 г.

2.3. Наблюдаваната линия на SS Cyg няманяма характерната характерната двупикова структура за акре-двупикова структура за акре-ционенционен дискдиск нито в спокойно състояние, нито по време на избухване.

2.4. На базата на 2.3 и установената фазова корелация между нашите фотометрични и спектрални данни заключихме, че емисията идва от области, емисията идва от области, разположени над горещите разположени над горещите петна петна (акреционни колони).(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.

H профили на SS Cyg в спокойно състояние в избухване

3. 3. Основни резултати от 10-годишните наблюденияОсновни резултати от 10-годишните наблюдения на звна звездата UX UMaездата UX UMa

3.1. Установихме съществуване на ниско и високо състояниесъществуване 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 джуджезатъмнението на бялото джудже E E (характерни точки на затъмнителния минимум) в оптичния диапазон, детектирано досега само в у.в. диапазон.

3.3. Формата на Hпрофила и детайлите DD на затъмнителния минимум показват спирална структура на акреционнния диск около бялото джудже.

3.4. Отсъствието на затъмнения на двупиковите Н профили обяснихме с големия размер на излъчващата област.

Затъмнението в звездата UX UMa

ЗаключениеЗаключение За СлънцетоСлънцето разполагаме 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 аналози на повърхнинни структури и проявления на активност. От друга страна обаче огромният брой звездиогромният брой звезди дава възможност за установяване на корелациикорелации между многообразието от глобалните им параметри и между многообразието от глобалните им параметри и пространствените, времеви и енергетични мащаби на пространствените, времеви и енергетични мащаби на повърхнинните им структури и проявления на активностповърхнинните 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.Слънцето.

Проведеното изследване е част Проведеното изследване е част от решаването на тази голяма задачаот решаването на тази голяма задача..

ОСНОВНИ ПРИНОСИОСНОВНИ ПРИНОСИ 1) Получихме аналитични решения на правата фотометрична и спектрална задача за звезди с повърхнинни нееднородности и на тяхна база разработихме метод на метод на характерните точкихарактерните точки за анализ на наблюдателни данни за такива звезди. 2) Въз основа на получените аналитични решения създадохме компютърна програмакомпютърна програма. 3) Чрез анализ на собствени фотометрични и спектрални наблюдения на късопериодичните RS CVn-звезди XY UMa, RT And, SV Cam, ER Vul, CG Cyg и WY Cnc определопределихмеихме параметрите на параметрите на конфигурацииконфигурациите имте им: наклон на орбиталната равнина спрямо зрителния лъч, маси, радиуси, температури, относителни светимости и екваториалните скорости на двете звездни компоненти (някои от тези стойности са получени за първи път). 4) Определихме параметрите на хладните петнапараметрите 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.

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 квадратураефект на втората квадратура. 6) Установихме емисионен ексцесемисионен ексцес или директна емисия или директна емисия в в линияталинията H H от вторичните компоненти нана изследваните RS CVn-двойки, което е в съгласие с предсказанията на динамо-теорията. 7) Регистрахме присъствие на емисионни ядраемисионни ядра в профилите на линията линията CaI 6494 CaI 6494 в наблюдаваните късопериодични звезди от типа RS CVn, което ни дава основание да я предложим за оптичен индикатор на звездна активност оптичен индикатор на звездна активност при късните звездипри късните звезди..

8) В рамките на няколко месеца регистрирахме съществени измененияизменения в в спектъра на звездата CG Cygспектъра на звездата CG Cyg и в и в извънзатъмнителния блясък на звездата WY Cnc.извънзатъмнителния блясък на звездата WY Cnc.

9) Установихме присъствие на абсорбционни структури абсорбционни структури извън звездните компонентиизвън звездните компоненти в изследваните късопериодични звезди от типа RS CVn.

10) За първи път установихме орбитална орбитална променливост на блясъка на променливост на блясъка на SS CygSS Cyg в избухване в избухване.

11) Моделирахме орбиталните криви на блясъка орбиталните криви на блясъка на звездите на звездите AM Her AM Her и и SS CygSS Cyg с горещи петна в с горещи петна в магнитните полюси на бялото джуджемагнитните полюси на бялото джудже, което е в подкрепа на модела за двуполюсна акреция в тези катаклизмични звезди.

12) Установихме съществуване на ниско и високо ниско и високо състояние на новоподобната звезда състояние на новоподобната звезда UX UMaUX UMa,, които се различават по нивото на извънзатъмнителния блясък и дълбочината, но не и ширината, на затъмнението.

13) Регистрирахме затъмнението на бялото затъмнението на бялото джудже в звездата UX UMa джудже в звездата UX UMa в оптичния диапазонв оптичния диапазон (досега детектирано само в у.в. диапазон).

Профили на линията CaI 6494 в първично и вторично затъмнение за звездите WY Cnc, ER Vul, CG Cyg

Подобие на профилите на линиите CaI 6494 и На в звездата ER Vul

Спектър на CG Cyg във втора квадратура от август 2001 (а), май 2001 (б) и тяхната разлика (с)