Спектральная переменность, структура атмосфер и рентгеновское излучение OB-звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Душин Вячеслав Вячеславович

• Душин Вячеслав Вячеславович
• кандидат наук
• 2015

Оглавление диссертации кандидат наук Душин Вячеслав Вячеславович

Введение

1. Переменность профилей линий

2. Типы и механизмы переменности профилей

3. Магнитные поля

4. Диагностика плазмы атмосфер OB-звезд по рентгеновским линиям в их спектре

Содержание работы

Глава 1. Методы анализа переменности профилей линий и поиска магнитного поля

1.1. Анализ переменности

1.2. Поиск магнитного поля

1.3. Модифицированный дифференциальный метод

1.4. Выводы

Глава 2. Наблюдения ( Ori Aa

2.1. Введение

2.2. Основные сведения о звезде. Наблюдения

и обработка спектров

2.3. Поиск микропеременности профилей линий

2.4. Поиск магнитного поля

2.5. Обсуждение результатов

2.6. Заключения и выводы

Глава 3. Анализ переменности профилей линий

в спектре звезды £ Per A

3.1. Введение

3.2. Общая информация о звезде

3.3. Наблюдения и редукция данных

3.4. Поиск микропеременности

3.5. Поиск магнитного поля

3.6. Обсуждение результатов

3.7. Заключение

Глава 4. Нестационарные процессы в звездных ветрах: влияние на отношение интенсивностей запрещенных и интеркомбинационных линий (f/i)

4.1. Введение

4.2. Модель нестационарной плазмы

4.3. Нестационарное заселение уровней

4.4. Обсуждение и результаты

4.5. Заключение

Заключение

Приложение А. Спектральный атлас ( Ori Aa

Приложение Б. Спектральный атлас £ Per A

Список литературы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Спектральная переменность, структура атмосфер и рентгеновское излучение OB-звезд»

Введение

Данная диссертация посвящена обнаружению и интерпретации переменности профилей линий в спектрах массивных звезд ранних спектральных классов (OBA), поиску их магнитного поля и изучению влияния нестационарных процессов на отношение интенсивностей запрещенных и интеркомбинационных линий R = f/i.

Массивные звезды играют важную роль в эволюции галактик и межзвездной среды. Они являются основным источником ее ионизации и значительно влияют на химическую и динамическую эволюцию родительских галактик, многие массивные звезды являются также яркими источниками рентгеновского излучения [1, 2]. Массивные OBA-звезды являются предшественниками звезд Вольфа — Райе (Wolf — Rayet, WR) и переменных голубых звезд высокой светимости (Luminous Blue Variable, LBV). ОВ-звезды также являются основным источником УФ-излучения молодых галактик [3, 4]. Считается, что в ранней Вселенной они были основными источниками реиониза-ции и впервые обогатили ее металлами [5]. Поэтому исследования физических процессов, лежащих в основе переменности профилей линий, которая наблюдается практически у всех горячих массивных звезд, важны не только для понимания природы самих этих объектов, но и для решения широкого круга астрофизических задач. Все вышесказанное подтверждает актуальность темы диссертации.

1. Переменность профилей линий

Переменность профилей линий в спектрах горячих звезд была впервые обнаружена в 50-х годах XX века [6, 7]. Активное изучение переменности началось с 70-х годов. Изменение формы профилей, интенсивностей линий,

их эквивалентных ширин, появление отдельных деталей (горбов и впадин на профилях линий), смещающихся со временем вдоль профилей HI, Не1, Не11 и др., было обнаружено во многих работах: [8-11]. В [12] было показано, что некоторые O-звезды имеют переменные профили линий также в видимой области спектра.

С появлением ПЗС-приемников и развитием спектроскопии высокого разрешения стало возможно детальное исследование переменных профилей линий в различных диапазонах длин волн.

Сведения о переменности ИК-профилей довольно скудны: в работе [13] указывается на отсутствие значительной переменности ИК-профилей линий звезды Z Pup. Это связано с трудностью наблюдения ИК-переменности из-за недостаточного спектрального и временного разрешения.

Во второй половине 70-х годов появились свидетельства переменности профилей УФ-линий. Узкие абсорбционные компоненты профилей со скоростями, близкими к терминальной (максимальной) скорости ветра, впервые были обнаружены в спектрах OB-звезд, полученных космическим аппаратом Copernicus [14-16]. Дальнейшие наблюдения на спутнике International Ultraviolet Explorer (IUE) показали, что как положение, так и форма этих узких компонентов переменны [17-19]. Также выяснилось, что профили типа P Cyg тоже переменны, но детали профилей имеют меньшую скорость и большую ширину по сравнению с остальными абсорбционными компонентами. Последующие наблюдения показали, что эти широкие компоненты со временем эволюционируют в узкие [20, 21]. В настоящее время этот тип абсорбционных деталей получил название дискретных абсорбционных компонентов, или сокращено ДАК.

В конце 70-х годов XX века с помощью наблюдений на спутнике Einstein было открыто рентгеновское излучение горячих звезд [22-24]. С тех пор наблюдения звезд в рентгеновском диапазоне проводятся регулярно. В спектрах

этих звезд была обнаружена долгопериодическая (больше 16 часов) переменность потока и рентгеновской эмиссии [25-29].

Заметим, что все вышеперечисленные виды переменности могут наблюдаться одновременно.

2. Типы и механизмы переменности профилей

Спектральные наблюдения в УФ [30, 31] и видимом диапазонах [32-37] свидетельствуют о присутствии в атмосферах структур различных плотностей и размеров со временами жизни от долей часа до нескольких часов. Формирование данных структур связывают с нерадиальными пульсациями (НРП), радиационной неустойчивостью, переменностью ветра, образованием околозвездных дисков и струй, вращением звезд и магнитным полем.

Вследствие образования мелкомасштабных неоднородностей в атмосферах горячих звезд, профили должны показывать стохастическую (нерегулярную) переменность. Такая переменность, характерная для звезд типа Вольфа — Райе (WR), была также обнаружена у O-звезд Z Pup [38] и HD 93129A [39]. В профилях эмиссионных линий этих звезд были обнаружены небольшие эмиссионные пики, перемещающиеся от центра к краю профиля, связанные с мелкомасштабными неоднородностями в расширяющихся атмосферах (ветрах).

Регулярная и квазирегулярная переменность профилей линий в спектрах OB-звезд возникает в связи с образованием крупномасштабных структур в звездном ветре.

В отличие от звезд класса B, амплитуда переменности звезд класса O и ранних подклассов B (B0-B3) относительно мала — 1-3% [40]. Поэтому, скорее, следует говорить о микропеременности профилей линий.

Одной из целей данной работы является изучение быстрой спектральной

переменности в оптическом диапазоне у звезд ранних спектральных классов. Под быстрой переменностью мы понимаем переменность с характерными временами от минут до нескольких часов.

Несмотря на длительность изучения переменностей профилей линий, физическая природа переменности остается не до конца ясной.

Регулярные короткопериодические изменения профилей линий (3-12 часов) HeI и других ионов в спектрах OB-звезд связываются с нерадиальными пульсациями [37].

НРП, так же как и радиальные пульсации, объясняются к-механизмом, предложенным в [41], но в данном случае НРП пик непрозрачности приходится на область ионизации группы железа, где температура достигает 200 000 К [42-44].

Различают несколько видов пульсирующих звезд. Звезды типа ß Cep характеризуются короткими периодами пульсаций (2-12 часов) и малыми амплитудами изменения блеска (< 0.4m). К ним относятся звезды спектрального класса B0-B3 [45]. Они пульсируют в p- и g-модах низкого порядка.

Медленно пульсирующие звезды SPB пульсируют в g-модах с большими периодами (1-3 дня) и меньшими амплитудами изменения блеска (< 0.2m). К ним относятся звезды главной последовательности спектральных классов В2-В9. Прототипом SPB-звезд является звезда 53 Per [45].

Существуют также и гибридные пульсирующие звезды, которым присущи пульсации типа SPB и ß Cep одновременно. К ним относится, например, Y Peg и HD 50230 [45].

Другой вид переменности профилей линий связан с вращением звезд. Такой тип переменности (вращательная модуляция профилей) охватывает практически все звезды, имеющие неоднородное поверхностное распределение таких параметров, как магнитное поле, температура, химический состав. В результате вращения звезды присутствие неоднородностей в ее атмосфере

вызывает регулярные вариации небольшой амплитуды ее блеска и профилей спектральных линий. Периоды переменности равны либо составляют долю периода вращения звезды.

Циклическая переменность, связанная с вращательными модуляциями, хорошо описывается моделью соосно вращающейся области взаимодействия (Corotating Interacting Region, CIR). Эта модель была предложена в [46] и детально развита в [47], где были выполнены двумерные гидродинамические расчеты в рамках этой модели.

В рамках данной модели предполагается формирование крупных структур в звездном ветре, благодаря которым мы и наблюдаем переменность профилей линий. Вызвана данная переменность вращением быстрых и медленных струй вещества, которые рождаются в соседних областях на поверхности звезды: из-за вращения струи искривляются и вещество быстрых струй сталкивается с медленными. Образующаяся при этом плотная область взаимодействия (CIR) также искривлена и вращается вместе со звездой. Вещество ветра движется примерно в радиальном направлении, сохраняя угловой момент. Поэтому область взаимодействия быстрых и медленных струй образуется на некотором расстоянии от звезды, зависящем от различных факторов, в том числе и от положения струй на поверхности звезды.

Вариации профилей линий вызваны в рамках данной модели поглощением излучения звезды веществом CIR при его попадании на луч зрения.

2.1. Вращательная модуляция профилей и структуры в атмосфере

Как видно из предыдущего пункта введения, регулярная переменность профилей линий связывается с образованием крупномасштабных структур в звездном ветре. Одной из причин образования таких структур является наличие в атмосфере ярких и/или темных пятен. Образование пятен связывается

с нерадиальными пульсациями [48] и/или поверхностным магнитным полем [49, 50].

Согласно теории радиативно управляемого ветра O-звезд (Radiation-driven wind), скорость потери массы на единицу поверхности звезды прямо пропорциональна потоку излучения с поверхности. Поэтому у пульсирующих звезд, где имеет место локальное изменение потока, возникают возмущения в вышележащем слое ветра. Переменность в основании ветра приводит к образованию быстрых и медленных структур, которые сталкиваются между собой, образуя ударную волну, сжимающую разреженное вещество ветра в плотную оболочку[48].

НРП обнаружены у многих горячих звезд, однако периоды НРП для OB-звезд (часы) значительно короче периодов переменности в УФ-диапазоне, где формируются линии ветра. В некоторых случаях переменность удается объяснить с помощью НРП (см., например, BW Vul [48]). Однако в большинстве случаев периоды, полученные биением периодов НРП различных мод, не согласуются с периодами переменности ветра.

Было также обнаружено, что периоды появления ДАК связаны с периодом вращения звезды [19, 31, 51]. Чем быстрее вращается звезда, тем меньше период появления ДАК. Такая зависимость не должна наблюдаться, если ДАК вызваны только НРП. Таким образом, анализ переменности профилей на временных шкалах порядка периода вращения звезды позволяет исследовать структуру атмосфер OB звезд.

Поиск быстрой переменности и анализ размеров структур в атмосферах звезд £ Per A и Z Ori Aa в рамках данной работы был проведен в главах 2 и 3.

3. Магнитные поля

Магнитные поля были обнаружены у многих типов звезд. Для маломассивных звезд поздних типов происхождение магнитного поля объясняется гидродинамической динамо-активностью во внешних конвективных областях звезды [52].

Свидетельством того, что в горячих звездах (> 1.5М0) имеется магнитное поле, является наблюдение расщепления спектральных линий, вызываемое эффектом Зеемана. Большая часть случаев обнаружения полей была у химически пекулярных звезд спектральных классов В и А [52], величина поля составляет в них ~ 103 Гс. Для непекулярных ОВ-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей: их напряженности имеют очень большой разброс: от < 100 Гс [53] до 20 кГс [54].

Пока не ясен вопрос о происхождении магнитного поля ОВ-звезд. Возможно, оно является реликтовым остатком со времени формирования звезды, как было предложено для химически пекулярных Ар-Вр-звезд, тогда 10% наблюдаемых ОВ-звезд должны иметь дипольные магнитные поля величиной несколько сотен гаусс. Другая возможность — генерация поля динамо-процессами в конвективных ядрах [52], тогда величина поля будет зависеть от скорости вращения. Возможно также существование субповерхностных конвективных зон, о которых сказано ниже в этом разделе.

Несмотря на большое количество попыток обнаружить магнитное поле, только несколько были удачными (см., например, [53] и [55]). Это связано прежде всего с тем, что ОВ-звезды достаточно горячи, поэтому в них относительно мало спектральных линий. К тому же линии в спектре ОВ-звезд сильно уширены из-за быстрого вращения и вклада звездного ветра.

Магнитные поля также могут являться причиной формирования крупномасштабных структур в атмосферах ОВ-звезд и, как следствие, наблюда-

емой переменности. В настоящее время поле обнаружено у около 20 звезд спектрального класса O [56-60] и у большого числа звезд ранних подклассов класса B [61-63]. Магнитное поле в основном наблюдается у химически пекулярных звезд, звезд с эмиссиями в спектре, ветрами, переменными профилями и т. п.

Даже небольшое внутреннее поле звезды, которое не выходит на ее поверхность, может влиять на эволюцию звезды, изменяя перенос внутреннего углового момента и темп потери массы. Сильное же поверхностное поле изменяет геометрию и скорость звездного ветра. Для того чтобы вызвать возмущения в звездном ветре типичных горячих гигантов, таких как, например, Z Pup, достаточно магнитного поля порядка 100 Гс [50].

Влияние магнитного поля на ветер хорошо описывается в рамках модели магнитно удерживаемой ударной волны (Magnetically confined wind-shock model, MCWS), предложенной в работе [49, 64]. В данной модели потоки вещества звездного ветра направляются вдоль магнитных силовых линий к магнитному экватору, где сталкиваются, порождая стоячую ударную волну. При этом за ударной волной образуется протяженная горячая разреженная область, излучающая в рентгене и тонкий плотный околозвездный диск в области магнитного экватора (см. Рисунок 1). Эта модель объясняет вращательные модуляции в рентгеновском диапазоне, которые коррелируют с переменностью линий в оптическом для звезды О1 Ori C [49]. Однако прямой зависимости между рентгеновской светимостью и величиной магнитного поля пока не обнаружено [65].

Модель MCWS была положена в основу исследования, представленного в работе [50], в которой было выполнено моделирование влияния дипольного магнитного поля на радиационно управляемый ветер горячих звезд высокой светимости. С помощью этих расчетов были объяснены некоторые наблюдательные проявления переменности ветра в УФ-, оптическом и рентгеновском

Рис. 1. Схематический вид модели, предложенной для объяснения рентгеновского излучения от Аиг в работе [1]

диапазонах.

Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны вызвать возмущение звездного ветра [66, 67].

Существование находящихся близко к поверхности конвективных зон у горячих звезд может быть связано с пиком непрозрачности элементов группы железа. Динамо механизм, действующий в этих зонах, приводит к возникновению магнитных силовых трубок, которые, вследствие магнитной плавучести, выносятся на поверхность звезды. Величина локальных магнитных полей, как правило, несколько сот гаусс и даже меньше, но этого достаточно, чтобы вызвать возмущения в звездном ветре.

С наличием магнитного поля у звезд связаны рентгеновское излучение [64, 68], случайные вспышки жесткого рентгеновского излучения [69, 70], переменность профилей линий Н и Не [71-73], вращательная модуляция эмиссионных бальмеровских линий в спектрах Ве-звезд [74, 75], фотометрическая переменность звезд [66] и присутствие нетепловых источников излучения в радиодиапазоне [76].

В двойных системах WR+O, О+ОВ наблюдаемое жесткое рентгеновское излучение и синхротронное излучение, образующееся в области столкновения ветров звезд, также может указывать на наличие магнитного поля у этих звезд [77-79].

4. Диагностика плазмы атмосфер ОВ-звезд по рентгеновским линиям в их спектре

Эффективным способом определения параметров горячей плазмы в ветрах звезд ранних спектральных классов является анализ относительных ин-тенсивностей рентгеновских линий гелиеподобных ионов.

Наиболее яркими линиями гелиеподобных ионов в рентгеновском диапазоне являются следующие: резонансная линия 1в2 —1в2р 1Р1 (ад), которая также обозначается как г, интеркомбинационные линии 1в2 180—1в2р 3Р2д (х и у), для суммарной интенсивности которых используется обозначение г = х + у, и запрещенная линия 1в2 180—381, обозначаемая г или /.

Длины волн указанных линий составляют, например, для иона соответственно ОУ11 21.603, 21.796, 21.799, 22.095 А. Интенсивности этих линий могут быть использованы для определения электронной концентрации плазмы. Впервые данный метод диагностики из анализа интенсивностей рентгеновских линий был предложен в работах [80, 81].

Критическая электронная концентрация пе, при которой населенности уровней становятся существенно зависящими от скорости их деактивации электронным ударом, оценивается как псг^ = А/д, где д — скорость деактивации уровня п = 2 электронными ударами, А — вероятность спонтанного перехода с данного уровня. Например, для иона ОVII псг^ ~ 1010см—3.

Столкновения ионов при плотностях выше критической со свободными электронами приводят к быстрому переходу электронов с верхнего уровня

запрещенного перехода 1s2s 3Si на верхние уровни интеркомбинационных переходов 1s2p 3Р2д, что уменьшает интенсивность линии f и повышает суммарную интенсивность интеркомбинационных линий.

Таким образом, зная соотношение

R(ne) = —= f, (1)

v e x + y i w

можно оценить электронную плотность в плазме [81].

Для еще больших плотностей электроны с уровня 1s2s 1So также могут переходить на уровень 1s2p 1Р1 и резонансная линия тоже становится чувствительной к электронной плотности в случае OVII при ne > 1 • 1018 см-3.

Рентгеновские наблюдения OB-звезд показали, что отношения интенсив-ностей R в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах OB-звезд (см., например, работы [82-84] и др.). Для объяснения малости отношения R для OB-звезд предложен ряд гипотез, изложенных в следующих разделах.

4.1. Влияние УФ-излучения

Впервые данная гипотеза была высказана в работе [82]. Для того чтобы отношение R было меньше по сравнению с вычисленным для равновесной плазмы, электроны, попадающие на уровень 1s2s 3S1, должны перейти на уровень 1s2p 3P1j2, при этом уменьшается интенсивность запрещенной линии f и повышается интенсивность интеркомбинационных линий i. Такой переход может произойти, в частности, благодаря УФ-излучению звезды.

В работе [82] были выполнены оценки радиуса rcrit, на котором скорость фотовозбуждения перехода с метастабильного уровня на интеркомбинационный равна скорости A спонтанного перехода с него же на нижний уровень. Тем самым была оценена область возможного формирования запрещенных

линий (на расстояниях от центра звезды меньше гсг^ формирование запрещенных линий подавлено).

4.2. Плотные облака в атмосфере

В рамках этой гипотезы значительная доля рентгеновского излучения образуется в плотных структурах в атмосфере звезды (в облаках) с пе ~ 1013 см-3, что на 1-2 порядка больше, чем плотность окружающей среды, и для них отношение Я ближе к наблюдаемому. Впервые предположение о прогреве плотных облаков при прохождении по ним ударных волн было высказано в работе [85] для двойной системы ЫЭ 193793, состоящей из звезды класса О и звезды типа WR.

Рентгеновское излучение в данной модели порождается столкновением плотных облаков в ветрах двух звезд ранних спектральных классов (см. Рисунок 2). Сталкивающиеся ветры звезд являются двухкомпонентными: они содержат как плотные облака, так и разреженную межоблачную среду. Рентгеновское излучение образуется в зоне столкновения двух ветров в основном в компактных и плотных облаках. Отсюда следует, что завышенные оценки плотности для звезд могут быть объяснены тем, что полученные по наблюдениям значения Я относятся, главным образом, к излучению, образовавшемуся в прогретых до высокой температуры облаках.

В работе [85] рассматривалась двойная система, однако предположение о прогреве до высоких температур плотных облаков в атмосферах одиночных ОВ-звезд также может быть справедливым, так как в их атмосферах могут существовать плотные облака [86], которые могут быть прогреты до высоких температур при прохождении по ним ансамбля ударных волн [87].

£ШК С 5" о

Рис. 2. Взаимодействие двухфазных звездных ветров. Рентгеновское излучение образуется в зонах I и II [85]. Здесь и 5ов — два фронта ударный волны; С — граница раздела ветра от звезды типа ШИ и ОВ

4.3. Нестационарное заселение уровней

При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней становится существенно нестационарным и населенность уровней может сильно зависеть от времени. Это означает то, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на мгновенных интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения Я.

Причиной быстрого нагрева плазмы в атмосфере может быть наличие у звезд магнитного поля: вещество, движущееся вдоль замкнутых силовых линий поля, сталкивается в области магнитного экватора, образуя как излучающую в рентгене плазму с температурой Т = 106-108 К [82, 88], так и холодный околозвездный диск [89]. Неустойчивость этого диска приводит к разбиению горячей плазмы на локальные области [90]. К аналогичному эффекту может привести наличие локальных магнитных полей [91, 92].

Анализ данной гипотезы является частью настоящей работы и подробно

рассмотрен в главе 4.

Актуальность работы. Одной из наиболее важных проблем звездной астрофизики является изучение спектральной переменности звезд, особый интерес в этой связи представляют звезды ранних спектральных классов, профили линий в спектрах которых переменны на шкалах времени от нескольких суток до часов. Спектральные наблюдения горячих звезд в различных диапазонах: рентгеновском, УФ-, видимом — свидетельствуют о присутствии в атмосферах звезд структур различных размеров и плотностей [30, 31, 3337] и [32]. Формирование этих структур объясняется вращением, нерадиальными пульсациями, образованием околозвездных дисков, струй и т. д. На образование крупномасштабных структур может оказывать влияние магнитное поле звезд [49, 64, 66, 67].

Наличие магнитного поля у OBA-звезд может служить одной из причин их сильного рентгеновского излучения. В рамках модели магнитно удерживаемой ударной волны (Magnetically confined wind-shock model, MCWS) потоки вещества звездного ветра направляются вдоль магнитных силовых линий к магнитному экватору, где сталкиваются, порождая стоячую ударную волну. При этом за ударной волной образуется протяженная горячая разреженная область, излучающая в рентгене, и тонкий плотный околозвездный диск в области магнитного экватора [49, 64].

Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны привести к возмущению структуры звездного ветра [66, 67] и, как следствие, вызвать оптические микровспышки и рентгеновское излучение. У многих массивных OBA-звезд обнаружено излучение в рентгеновском диапазоне, связанное с образованием областей горячей плазмы в ветрах этих звезд и с формированием локальных магнитных полей.

Также актуальной проблемой является исследование плотности звездных атмосфер. Рентгеновские наблюдения OB-звезд показали, что отноше-

ния интенсивностей Я = //г в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах ОВ-звезд (см., например, работы [82-84] и др.). Для объяснения малости отношения Я для ОВ-звезд предложен ряд гипотез: возможно, рентгеновское излучение образуется в более плотных структурах в атмосфере [85], возможно, на интенсивность линий диагностики влияет ультрафиолетовое излучение [82].

Гипотеза, рассмотренная в рамках данной работы, связывает аномально низкие соотношения Я с нестационарными процессами в атмосферах звезд ранних спектральных классов. При регулярном прохождении по атмосфере ОВ-звезд ударных волн плазма регулярно нагревается до высоких температур 106-108К [82, 88]. При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней становится существенно нестационарным и населенность уровней может сильно зависеть от времени. Это означает то, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на мгновенных и средних (за время накопления сигнала) интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения Я.

Степень разработанности

Исследовательская часть работы состоит их трех основных частей: поиск магнитного поля, поиск микропеременностей профилей линий, поиск причин аномально низких отношений //г для рентгеновских линий в спектрах ОВ-звезд.

Исследования по первым двум пунктам проводятся довольно долго.

Переменность в профилях линий в оптическом диапазоне была обнаружена еще в 50-х годах XX века в работах [6, 7], также переменность профилей Н1, Не1, Не11 была обнаружена в работах [8-11], впоследствии она была обнаружена и в других диапазонах: ИК- [13], УФ- [14-16] и рентгеновском [22-24].

Для OB-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей: их напряженности имеют очень большой разброс: от < 100 Гс [53] до 20 кГс [54]. Данная работа является продолжением серии работ по поиску магнитного поля [93-95].

Последняя же часть является наименее исследованной: рентгеновские наблюдения OB-звезд показали, что отношения интенсивностей R = f/i в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах OB-звезд (см., например, работы [82-84] и др.). Были предложены несколько гипотез, объясняющих данное явление, но его природа пока не была до конца объяснена.

В данной работе мы предложили еще одну гипотезу, объясняющую аномально низкие отношения R (см. предыдущий пункт).

Цели диссертационной работы. Основной целью диссертационной работы является анализ микропеременности линий и измерение магнитного поля в звездах ранних спектральных классов. Важной целью работы является исследование свечения горячей плазмы низкой плотности при нестационарном заселении уровней атомов и ионов, а также проверка гипотезы о влиянии нестационарного заселения уровней в плазме на отношение интенсивностей линий в спектрах этих звезд.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Душин Вячеслав Вячеславович, 2015 год

- ■ -

■ ..... i i

7 30

6 25

5 20

4 '-т с

15

3 >

2 10

1 5

0 0

-200

-100 0

V. км/с

100

200

(в)

HeI 5015.678

-200

-100

0 100 V. км/с

200

"1 I П I I I I I П

III

1 v'li >|>

J_I_U_I_I_I_I_L

-200

-100

0

V, км/с

100

J_LJ

200

5

4.5 4

3.5

3

2.5 2

1.5 1

0.5 0

(г)

SiIII 5739.734

3 30 1 1 1 1 1 1 1 1 1

2.5 25 - -

2 20 - -

1.5 v. сут. 15 - -

1 10 - -

0.5 5 - -

0 0 1 щ ..... 1 1

1.5

-200

-100

0

V, км/с

100

200

Рис. 3.3. Фурье-спектры мощности (периодограммы) для линий SiIII Л 4552.62 А (а), NII Л 4803.29 А (б), HeI Л 5015.68 A (в) и SiIII Л 5739.73 A (г). По оси x отложена лучевая скорость V, по оси y — частота v, оттенками серого обозначено значение спектров мощности Фурье-преобразования P. Тонкие вертикальные линии показывают границы полосы ± V sin i для £ Per A

6

P. 10

P. 10

P, 10

P, 10

2

0

какой-либо одной линии и, чаще всего, только для одного значения доплеров-ского смещения V.

Из анализа Рисунка 3.4 очевидно, что все обнаруженные частоты, за исключением частоты v = 15.29 сут.-1, обнаружены в Фурье-спектре как минимум трех линий. Таким образом, мы можем предположить, что все остальные обнаруженные частоты реальны.

Всего было обнаружено восемь регулярных переменных компонентов в спектре £ Per A с частотами от 3.8 до 13.0 сут.-1. Они даны в Таблице 3.4. Все обнаруженные частоты с v < 1/tobs были исключены из списка.

Только один регулярный переменный компонент с v = 12.99 сут.-1 был обнаружен всего для четырех линий. Остальные компоненты найдены, как минимум, для девяти линий. Два регулярных компонента с частотами v = 4.59 и 5.35 сут.-1 присутствуют в Фурье-спектрах мощности всех анализируемых 22 линий.

3.4.3. Вейвлет-анализ переменности линий

Анализ разностных профилей линий в спектре звезды, представленных на Рисунке 3.2, показывает присутствие нескольких дискретных особенностей профилей линий с различными ширинами.

Мелкомасштабные особенности профилей линий могут быть связаны с их стохастической переменностью [109] и вкладом шумовых компонентов профиля, тогда как детали профилей с большими ширинами могут появляться из-за регулярной переменности профилей [40].

Наиболее подходящим математическим аппаратом для изучения локальных деталей профилей линий на различных масштабах является вейвлет-анализ (см., например, [109, 150]). В качестве материнского вейвлета удобно использовать MHAT-вейвлет с узким энергетическим спектром. Более подробно

14 -

12 -

10 -

н'

8

о 8

6

4

2

0

-300

-100 0 100 V, км/с

300

Рис. 3.4. Частоты регулярных компонентов вариаций профилей всех исследованных линий в спектре е Per A (крестики). Тонкие вертикальные линии показывают границы полосы ± V sin i для е Per A

Таблица 3.4. Обнаруженные частоты регулярных компонентов вариаций профилей линий (отмечены знаком плюс). Знак минус в соответствующей строке означает, что данный компонент на заданном уровне значимости а не был обнаружен. Длины волн указаны в А

V, сут. 1 3.82 4.59 5.35 6.11 6.88 8.41 9.94 12.99

Р, часы 6.28 5.23 4.49 3.93 3.49 2.85 2.41 1.85

А1111 4529.19 + + + — — — + —

БИН 4552.62 + + + — — + — +

БИН 4567.84 + + + — + + — —

БИН 4574.76 + + + + + — + —

011 4590.97 + + + — — + + —

011 4596.17 + + + — — + — +

N11 4613.87 — + + + — + — —

011 4661.64 + + + — — + — —

N11 4674.91 + + + + + + + —

Не11 4685.70 + + + — — — — +

N11 4803.29 + + + — — + — —

БИН 4813.33 + + + + — + + —

БИН 4828.95 + + + — — + — +

Н1 4861.32 + + + + — — — —

011 4906.82 + + + + + — — —

Не1 4921.93 + + + — — + — —

Не1 5015.68 + + + + + + + —

Не1 5047.74 + + + + + — + —

011 5190.56 + + + — — — — —

N11 5666.63 + + + + + + — —

А1111 5696.60 + + + + + + + —

БШ! 5739.73 + + + + + — + —

100 90 80 70 60 С 50

40 30 20 10

SilII 4552.622, ¿obs= 0.0 сут.

(б)

1 1 ■ 10 100 1 1

- 9 90 -

- 8 80 -

- 7 70 -

- 6 60 с/ -

- р 5 I 50 -

- — 4 40 -

- — 3 30 -

1 1 — 2 1 0 20 10 1 1

SilII 4552.622, tobs= 0.094 сут.

100 90 80 70 60 i 50 40 30 20 10

(в)

-200 -100 0 100 V, км/с

SilII 4552.622, 4ta= 0.194 сут.

35

30

25

20

15

10

5

0

-200 -100 0

V, км/с

"1 I I Г

"Г

III

J_I_I_I_L

18 16 14 12 10 8 6 4 2 0

0

V, км/с

SiIII 4552.622, tobs= 0.327

100 90 80 70 60

с/

1 50 40 30 20 10

-100 0 100 V, км/с

Рис. 3.5. Вейвлет-спектры мощности (скалограммы) для вариаций профиля линии SiIII А 4552.62 A для различных моментов времени tobs, отсчитываемых от начала наблюдений. По оси x отложена лучевая скорость V; по оси y — масштаб вейвлет-преобра-зования s; оттенками серого обозначено значение вейвлет-спектров мощности W2(s,V). Тонкие вертикальные линии показывают границы полосы ± V sin i для е Per A

вейвлет-преобразование и МНАТ-вейвлет описаны нами в разделе 1.1.3.

На графиках показано значение ), которое характеризует рас-

пределение энергии изучаемого сигнала в пространстве (й, V) — масштаб, до-плеровское смещение вдоль профиля линии. Величина W(й, V) определяется формулой (1.12), где в качестве переменной и выступает лучевая скорость V.

Примеры вейвлет-спектров мощности W2(s,V) для линии БИИ А 4552.622 А для спектров, полученных в различные моменты времени £, начиная с момента £ = 0, соответствующего началу наблюдений, представлены на Рисунке 3.5.

На рисунках видны два главных компонента вейвлет-спектров мощно-

2 .„ 3

2 .„ 3

W , 10

W , 10

200

-200

-100

100

200

2 .„ 3

W , 10

6

5

4

3

100

200

200

200

сти. Первый из них соответствует масштабу s = 10-15 км/с, второй — s = = 40-70 км/с. Оба компонента, первый (среднемасштабный) и второй (крупномасштабный), являются сильнопеременными. Вейвлет-спектры мощности для других линий выглядят подобным образом.

Для того чтобы изучить эволюцию деталей разностных профилей линий, мы построили вейвлет-спектры как функцию времени для фиксированных масштабов s: W¿(s, V) = W(s, V, t), где t = t — время начала экспозиции для i-го спектра для всех линий, представленных в Таблице 3.3. Набор функций W(s,V,t) для фиксированного масштаба s будем, как и в работе [109], называть динамическим вейвлет-спектром разностных профилей линий.

На Рисунке 3.6 для иллюстрации представлены динамические вейвлет-спектры для линии SilII А 4552.622 A на разных масштабах s.

При малых значениях (s ~ 1 км/с, Рисунок 3.6а) можно видеть только вклад шумового компонента профиля линии в амплитуду вейвлет-преобразо-вания. Переменность динамических вейвлет-спектров на средних масштабах (s = 11.4 км/с, Рисунок 3.6б) вероятнее всего объясняется нерадиальными фотосферными пульсациями звезды и определяется переменной амплитудой вариации поля скоростей в фотосфере.

Переменность динамических вейвлет-спектров для масштабов (s = 69 км/с, Рисунок 3.6в) частично может быть связана с НРП, так как значения на шкале s близки к ширинам переменных деталей профилей линий. Следует также упомянуть, что значение параметра s = 69 км/с близко в половине скорости вращения V sin i (см. Таблицу 3.2). Можно сделать вывод, что крупномасштабные вариации вейвлет-спектров мощности связаны с изменениями полуширины линий в спектрах нерадиально пульсирующих звезд (см., например, [134]).

(a)

SilII 4552.622, í = 1.01 км/с

,4 4

3.5 3

2.5 2

1.5 1

0.5

SilII 4552.622, í = 11.39 км/с

-100

0

V, км/с

100

(в)

200

-200

SilII 4552.622, í = 69.04 км/с

0

V, км/с

3 18 16 14 12 10 8 6

4 2 0

100

0

V, км/с

200

16 14 12 10 8 6 4 2 0

Рис. 3.6. Динамический вейвлет-спектр W2(s,V,t) вариаций профиля линии SilII А 4552.622 А для различных масштабов: s = 1.01 км/с (а), s = 11.39 км/с (б), s = 69.04 км/с (в). По оси x отложена лучевая скорость V, по оси y — время наблюдения tobs, оттенками серого обозначено значение вейвлет-спектров мощности W2(s, V, t). Тонкие вертикальные линии показывают границы полосы ± V sin i для е Per A

2

0

200

-100

-200

-100

100

200

3.5. Поиск магнитного поля

До настоящего времени магнитное поле е Per A не было обнаружено [151]. Для того чтобы оценить магнитное поле звезды по выполненным нами спектрополяриметрическим наблюдениям е Per A, мы использовали два метода: LSD (Least Squares Deconvolution [114]) и модифицированный дифференциальный метод (МДМ), предложенный Холтыгиным и др. [97, 98], описанный в разделе 1.3.

В методе LSD была использована маска, которая включает 42 линии, представленные в Таблице 3.5. Эффективные факторы Ланде для этих линий были рассчитаны по классической формуле (1.21), где g и J — фактор Ланде и полный угловой момент для соответственно верхнего (i) и нижнего (k) уровней. Факторы Ланде для отдельных уровней были рассчитаны в приближении LS-связи по формуле (3.1), в которой L — полный орбитальный угловой момент, а S — полный спин:

_ j (j+i) - l(l + i)+s (s+i) ( g _gLSJ _1 +-Jj+i-• (31)

Некоторые факторы Ланде были взяты из статьи [152].

Для МДМ мы отобрали 17 линий, представленных в Таблице 3.6. Критериями отбора была их неблендированность, симметричность профиля и отсутствие заметного вклада атмосферных линий. Кроме того, все отобранные линии имеют глубину d > 0.05 (в единицах соседнего с линией континуума).

Для того чтобы избавиться от систематических ошибок, мы использовали метод, описанный в главе 2 (см. формулу (2.1) и соответствующий абзац).

На Рисунке 3.7 полученные методом LSD значения продольного магнитного поля B¡ представлены в функции времени (в долях дня) от начала наблюдений.

Общая длительность наблюдений мала: íobs _ 0.33 сут. Значит, если

Таблица 3.5. Список линий, использованных в LSD-маске при определении величины продольного компонента магнитного поля Bi звезды е Per A

Ион A, A geff Ion A, A geff

AlIII 4529.19 1.10 SiIII 4813.33 0.83

OII 4590.97 1.07 SiIII 4819.71 1.00

OII 4596.17 0.90 SiIII 4828.95 1.10

NII 4601.48 1.50 OII 4890.85 1.83

OII 4602.06 0.90 HeI 4921.93 1.00

OII 4609.37 1.07 OII 4941.07 0.83

NII 4613.87 1.50 OII 4943.00 1.10

NII 4630.54 1.50 OII 4955.71 1.77

OII 4638.85 0.83 NII 5001.13 0.75

NIII 4640.64 1.10 NII 5001.47 1.00

OII 4641.81 1.10 NII 5005.15 1.13

SiIV 4654.31 1.05 NII 5007.33 1.25

OII 4673.73 2.17 CII 5032.13 1.10

OII 4676.23 1.48 NII 5045.10 1.25

OII 4696.36 1.90 FeIII 5127.39 1.18

OII 4699.02 1.07 CII 5132.95 1.50

OII 4699.19 1.07 CII 5133.28 1.50

OII 4699.19 0.90 NII 5666.63 1.00

OII 4701.17 1.33 NII 5679.55 1.17

OII 4703.16 0.90 CIII 5695.92 1.00

HeI 4713.14 1.25 AlIII 5696.60 1.17

Таблица 3.6. Линии, использованные при поиске магнитного поля методом МДМ

A, A geff Элемент A, A geff Элемент

4552.616 1.250 SiIII 4649.139 1.214 OII

4567.823 1.750 SiIII 4661.635 1.467 OII

4574.759 2.990 OII 4676.234 1.484 OII

4590.97 1.070 OII 4713.1455 1.500 HeI

4596.17 0.900 NII 4861.332 1.000

4630.54 1.500 NIII 4921.9310 1.000 HeI

4640.64 1.100 OII 5015.6779 1.000 HeI

4641.811 1.100 NII-OII 5875.8 1.060 HeI

4641.225 1.100 OII

4000 2000

о

^ 0

«5*

-2000 -4000

0 0.05 0.10 0.15 0.20 0.25 0.30 0.35

Т, сут.

Рис. 3.7. Измеренные значения Bi продольного компонента магнитного поля е Per A (квадраты) , полученные из анализа LSD-профилей параметра Стокса в функции времени (в долях дня) от начала наблюдений. Показаны ошибки индивидуальных измерений на уровне одного стандартного отклонения

tobs ^ Prot (период обращения вокруг оси £ Per A), то мы можем усреднить все измеренные значения В/. К сожалению, период вращения звезды не известен точно. Для оценки Prot мы использовали следующее выражение:

Prot = х sin i = 2.7sini сут. (3.2)

Vrot sin i

Оцененное значение Prot < 2.24 сут. очень близко к значению, данному в [153, 154]. Это означает, что условие Prot ^ t выполнено и можно усреднить значения В/. Полученное среднее значение составляет ^B= 450 ± 380 Гс.

Использование МДМ дало более точные результаты: ^В= 210 ± ±100 Гс, что близко к значениям, полученным в [151].

3.6. Обсуждение результатов

Выполненный нами анализ быстрой переменности профилей линий в спектре е Per A показал присутствие восьми регулярных компонентов с частотами v = 3.8-13.0 сут.-1 (см. Таблицу 3.4). Полученные значения v согласуются с определенными в предыдущих работах [137, 138, 146-148] (см. Таблицу 3.7). Из анализа старых и новых данных можно сделать вывод, что мы подтвердили присутствие в вариациях профилей линий регулярных компонентов со следующими частотами: 5.35, 6.11 и 6.88, остальные частоты являются вновь обнаруженными.

Короткопериодические вариации профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов соответствуют нерадиальным фотосферным пульсациям [133].

Моды пульсации (/,m) могут быть определены по формулам 2.2 и 2.3 из раздела 2.5.

В Таблице 3.8 представлены полученные нами значения /, которые находятся в промежутке 2-3. Значения Аф1 не могут быть найдены анализом

Таблица 3.7. Ранее обнаруженные частоты

Частоты, сут. 1 Ссылка

1.8, 7.3, 10.9 [137]

6.2, 10.7 [146]

5.4, 6.3, 7.9, 10.6 [138]

6.9 [147]

5.3-10.4 [148]

вариаций профилей линий в полученных нами спектрах с необходимой точностью, поэтому значения m не были определены.

Для того чтобы установить, насколько значения обнаруженных частот регулярных вариаций профилей линий соответствуют современным теоретическим представлениям о нерадиальных пульсациях звезд ранних спектральных классов, мы нанесли эти частоты на диаграмму «эффективная температура звезды — период пульсаций» для случая l = 2 (Рисунок 3.8), взятую из [106]. Положения всех обнаруженных частот вариаций профилей е Per A отмечены звездочкой. Из анализа рисунка можно сделать вывод, что обнаруженные частоты находятся в зоне пульсационной нестабильности для квад-рупольной (l = 2) моды НРП массивных звезд.

В спектрах некоторых OB-звезд и звезд типа WR обнаруживается стохастическая переменность профилей линий, которая проявляется как случайное возникновение узких спектральных деталей (пичков) профилей линий, которые после своего возникновения движутся от центра линии к ее краям. Такие детали в динамических спектрах обычно связаны с существованием неоднородностей (облаков) в атмосфере звезды, движущихся в радиальном направлении в направлении от центра звезды. Такого рода деталей в профилях линий в спектре е Per A не было обнаружено. Стохастическая перемен-

Таблица 3.8. Значения мод пульсаций l для регулярных компонентов вариаций профилей линий. Знак + означает, что мода c данным значением l найдена для конкретной линии, знак--мода не найдена

v, сут. 1 Ион A, A l

2 3

3.82 OII 4906.82 + —

OII 4590.97 — +

4.59 SiIII 4813.33 — +

5.35 SiIII 4552.62 + —

HeI 4921.93 + —

8.41 SiIII 4552.62 + —

NII 5666.63 + —

4

Н' о ^ 3

й?

2

0

l = 2

M = 12 M 0

M = 5 M0

4.4 4.3

№), к

Рис. 3.8. Периоды пульсаций в квадрупольной моде l = 2 для звезд типа ß Cep и медленно пульсирующих SPB-звезд в интервале эффективных температур T = 104—5 • 104 K (жирные точки и пунктир показывают зону пульсационной неустойчивости, согласно [106]. Звездочкой показано положение частот вариаций профилей из Таблицы 3.8 для звезды е Per A.

5

ность профилей линий на малых масштабах s ~ 1 км/с (см. Рисунок 3.6а) связана только, по-видимому, со вкладом шумового компонента профилей линий в амплитуду вейвлет-преобразования.

Измерение магнитного поля двумя способами дало различные результаты. Значения, полученные с помощью МДМ, близки к приведенным в работе [151].

3.7. Заключение

В результате анализа спектрополяриметрических наблюдений £ Per A можно сделать следующие выводы:

• Обнаружены регулярные короткопериодические вариации профилей линий в спектре £ Per A с частотами 3.8-13 сут.-1.

• Найдены средне- (s = 10-15 км/с) и крупномасштабные детали (s = = 50-70 км/с) вейвлет-спектров мощности вариаций профилей в спектре звезды. Регулярные или квазирегулярные детали на масштабах s < < 10 км/с обнаружены не были.

• Присутствие среднемасштабных компонентов в динамических вейвлет-спектрах может быть связано с изменениями в поле крупномасштабных движений в фотосфере звезды при нерадиальных пульсациях. В то же время крупномасштабные компоненты могут быть объяснены корота-цией крупномасштабных структур в звездном ветре.

• Сделаны оценки магнитного поля у £ Per A. Получено значение

210 ± 100 Гс.

Глава 4

Нестационарные процессы в звездных ветрах: влияние на отношение интенсивностей

4.1. Введение

Определение параметров плазмы в расширяющихся атмосферах (звездных ветрах) звезд ранних спектральных классов исключительно важно для понимания природы этих объектов. В последнее десятилетие, после запуска специализированных рентгеновских спутников XMM и Chandra, появилась возможность использовать для этой цели рентгеновские спектры звезд.

В работе [82] была выполнена диагностика горячей плазмы в атмосфере горячего 09.7-компонента звезды Z Ori (O9.7Ib+B0III) по относительным интенсивностям рентгеновских линий. В результате выяснилось, что измеренные относительные интенсивности запрещенных и интеркомбинационных линий R = f/i для гелиеподобных ионов слишком малы по сравнению с рассчитываемыми в модели однородной стационарной плазмы. Данная аномалия была объяснена влиянием УФ-излучения: электроны с верхнего уровня 1s2s 3Si запрещенной линии под действием УФ-излучения звезды переходят на уровни 1s2p 3P1j2, ослабляя интенсивность запрещенной линии f (см. Рисунок 4.1). Исходя из этого были наложены ограничения на расстояние от поверхности звезды до области, где образуется рентгеновское излучение (см. Рисунок 4.2).

В последующих работах (см., например, [83, 84]) было подтверждено,

запрещенных и интеркомбинационных линий

'Р,

п = 2

/ /

// 3Р

|1\ \ Г0,1,2

I = X + у

п = 1^-

/

3

/ = 2

/ / / '

г = ш

1_Ч

Рис. 4.1. Упрощенная схема нижних уровней гелиеподобных ионов для оптически тонкой плазмы. т = г, х + у = г и г = f соответственно — резонансная, интеркомбинационные и запрещенная линия. Сплошные линии указывают на то, что заселение происходит при столкновениях с электронами, пунктирные линии показывают радиационные переходы на нижние уровни, штрихпунктирная линия указывает, что заселение уровней является результатом радиативной и диэлектронной рекомбинации

что согласия между полученными из наблюдений и рассчитанными отношениями интенсивностей линий можно достичь в модели стационарной плазмы и однородного сферически-симметричного ветра только при предположении о влиянии на населенность уровней УФ-излучения.

Кроме упомянутой выше гипотезы об опустошении верхних уровней запрещенных переходов УФ-излучением звезды, возможно объяснение аномального отношения ^г формированием рентгеновского излучения в плотных горячих неоднородностях (облаках) в атмосферах ОВ-звезд [155]. Нагрев плотных облаков в сталкивающихся ветрах ОВ-звезд рассмотрен в работе [85]. Плотные облака в атмосферах одиночных ОВ-звезд могут быть нагреты при прохождении в атмосфере ударных волн, генерируемых радиативной неустойчивостью звездного ветра [86, 87].

Прохождение ударных волн в неоднородных атмосферах ОВ-звезд приводит к сжатию и прогреву плазмы на фронте ударной волны, а затем к ее

5 4 3

•vT"*

Ч

2 1 0

0.001 0.01 0.1 1 10 100 1 000

r/R*-1

Рис. 4.2. Зависимость отношения f/i для ионов VII, NeIX, MgXII и SiXIII в зависимости от расстояния от поверхности звезды Z Ori. По оси y — отношение f/i, по оси x — электронная плотность ne (сверху) и величина r/R* — 1, где г — расстояние от центра звезды; R — радиус звезды. Пунктирной линией указаны отношения f/i без учета влияния УФ, сплошной линией — с учетом влияния УФ. Толстой линией указана зона, где может образовываться рентгеновское излучение с получаемым из наблюдений отношением f/i/ [82]

Ц|| 11 ШМ|'"1 11 lililí1 "1 1 1111 III 'IM 11 lililí1 ■ 111 HIHI1 I'l 1 11111Ц

— lg (ne) —

- 13 12 11 10 9 8 7 6 5 :

- /

_

- /7/ , ' ! ' / i i / / / / x / X / / / -

- ' / ' ' ' / ' .v / / -

1 Jr^} SiXIII -

t — / _ /i M¡ i / w ! ' ' ' ! ! * MgXI J —

* W / I /' / / / nIX -

- 'OVII _

-tul ..................... ........... ■ ■■" .......i ■ ■ ......... ■ .........л

быстрому высвечиванию. Это означает, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на текущих интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения Я.

В настоящей главе проанализирована гипотеза, объясняющая малое значение отношения ^г наличием нестационарного заселения уровней ионов в плазме.

В разделе 4.2 описана используемая модель нестационарной плазмы, а в разделе 4.3 приведены уравнения баланса населенностей для нестационарного заселения уровней и изложена методика расчета значения отношения Я для нестационарной плазмы. Результаты работы обсуждены в разделе 4.4. В разделе 4.5 представлены выводы к работе.

4.2. Модель нестационарной плазмы

Как было указано выше, при регулярном прохождении по атмосфере (ветру) ОВ-звезды ударных волн плазма в атмосфере регулярно нагревается до высоких температур — 106-108К [82, 88]. В плотном ветре звезды скорость охлаждения велика и время высвечивания составляет от 10 до 106 секунд. (см. Таблицу 4.1), что приводит к охлаждению нагретой плазмы за фронтом ударной волны. В Таблице 4.1 тгг = (пеагг)-1, где агг — скорость радиативной рекомбинации; аналогично определяется характерное время диэлектронной рекомбинации т^г.

Быстрый нагрев и последующее высвечивание локальных областей плазмы звездного ветра могут быть также следствием наличия у звезды магнитного поля: вещество, движущееся вдоль замкнутых силовых линий, сталкивается в области магнитного экватора, образуя как излучающую в рентгене горячую плазму с Т = 107-108 К, так и холодный околозвездный диск [89],

Таблица 4.1. Оценки характерных времен высвечивания rrad, радиативной рекомбинации тгг, диэлектронной рекомбинации Tdr и характерного времени ионизации электронным ударом т;оп. Данные рассчитаны при использовании кода APEC [99] для приведенных моделей. Функции высвечивания для оценки rrad взяты из работы [156]. Все времена указаны в секундах

Модель Trad Нагревание Охлаждение

Trr Tdr Tion Trr Tdr Tion

A 101 4 • 105 1 5 • 10-4 4 • 102 4•10-2 105

B 104 4 • 108 103 5•10-1 4 • 105 4 • 101 108

C 100 4 • 104 10-1 5•10-5 4 • 101 4•10-3 104

D 103 2 • 106 9 10-1 4 • 104 4 107

E 105 6 • 108 103 3 107 9 • 102 8 • 104

F 104 3 • 107 102 6•10-1 7 • 105 6 • 101 7 • 105

G 106 4 • 1010 105 5 • 101 4 • 107 4 • 103 1010

H 105 4 • 109 104 5 4 • 106 4 • 102 109

I 104 4 • 108 103 5•10-1 4 • 105 4 • 101 108

см. также Рисунок 1. Неустойчивость диска [90] приводит к разбиению горячей плазмы на локальные области. К такому же эффекту может привести образование на звезде локальных магнитных полей (см. работы [91, 92]). К быстрому нагреву плазмы могут привести нановспышки, связанные с локальными магнитными полями, подобные солнечным нановспышкам [157].

При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней может стать существенно нестационарным и населенность уровней будет зависеть от времени. Цель настоящего исследования состоит в том, чтобы выяснить, как меняется отношение интен-сивностей линий R в нестационарной плазме от времени. При этом следует различать «мгновенное» отношение Rm = Rm(t), определяемое состоянием плазмы в текущий момент времени t, и «квазинаблюдаемое» отношение Ra, определяемое усреднением потоков излучения в запрещенных и интеркомбинационных линиях по некоторому промежутку texp: см. формулы (4.2) и (4.3). При выборе промежутка времени texp равным времени экспозиции в наблюдениях на спутниках Chandra и XMM можно моделировать отношения интен-сивностей рентгеновских линий, получаемые по наблюдениям на этих спутниках.

Для анализа влияния нестационарности процессов заселения и опустошения уровней в неравновесной плазме на отношения Ra и Rm рассмотрим следующую модель излучающей плазмы: оптически тонкая плазма c постоянной электронной концентрацией ne находится в стационарном состоянии, характеризуемом температурой Tc. В момент времени t = 0 плазма мгновенно нагревается до температуры Th, далее находится при температуре Th в течение времени th. В момент времени t = th плазма мгновенно остывает до температуры Tc. В момент времени t = tc + th снова происходит нагрев плазмы до температуры Th. Далее процессы нагрева и остывания плазмы повторяются.

Таким образом, данная модель характеризуется параметрами пе, Тс, £с, Ть и Ть. В предлагаемой модели плазма в течение времени т • £с находится в «холодном» состоянии с температурой Тс и время т-£ь в «горячем» состоянии с температурой ТЬ, где т — число циклов нагрева-охлаждения плазмы.

Отметим, что данная модель не вполне физична, так как и нагрев и охлаждение плазмы не могут происходить мгновенно, а электронная концентрация пе при переменной температуре плазмы должна изменяться. Однако следует отметить, что характерное время изменения электронной концентрации близко динамическому времени £^уп ~ 5/с, где 5 — характерный размер излучающей в рентгеновском спектре области плазмы; с — скорость звука. Для условий, характерных для плазмы расширяющихся атмосфер ОВ-звезд, ¿ауп составляет часы [158], поэтому предположение о постоянстве пе можно принять в качестве первого приближения.

4.3. Нестационарное заселение уровней

Уравнения баланса населенностей уровней для каждого из рассматриваемых ионов в нестационарной плазме имеют следующий вид:

dx N N / k—1 N \

"df = ne ^ xiqik + ^ xiAlk — Xk ^ Aki + ne ^ qki • (4.1)

i=k i=k+i \i=i i=k у

Здесь xk — относительная населенность k-го уровня; xk = nk/n,

N

где n = ^ nk — полная концентрация рассматриваемого иона; nk — насе-

n=1

ленность k-го уровня иона; N — общее количество рассматриваемых уровней; ne — электронная плотность; qik — скорость возбуждения (деактивации) электронным ударом с k-го на /-й уровень; Aki — коэффициент Эйнштейна перехода с уровня k на /.

Для расчетов населенностей уровней и отношений потоков излучения в линиях нами был использован модифицированный код APEC, атомные

данные из базы APED [99] и дополнительный код, написанный нами в системе Mathematica для решения уравнений нестационарного заселения уровней (4.1).

Строго говоря, в уравнении (4.1) должна также учитываться ионизация и рекомбинация, но для упрощения вычислений уравнение ионизационного баланса было решено отдельно [159]. Это накладывало ограничения на модели: были выбраны только те, в которых доля рассматриваемого иона во время расчетов сохраняется постоянной.

Начальные условия для уравнений (4.1) находились из решений стационарных уравнений баланса населенностей и ионизационного равновесия. В настоящих расчетах рассматривалась только однокомпонентная плазма: углеродная, кислородная и т. д.

В нестационарной плазме населенности уровней зависят от времени, следовательно, как потоки излучения в линиях, так и отношение R тоже зависят от времени. Обозначим через 0obs(t) мгновенное наблюдаемое значение плотности излучения в линии (поток излучения в единицу времени). Полный поток в линии Fobs, доходящий до наблюдателя за время наблюдения texp, определяется интегрированием: