Теоретическое исследование природы непрерывного и линейчатого излучения в импульсной фазе вспышек красных карликовых звёзд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Морченко, Егор Сергеевич

• Морченко, Егор Сергеевич
• кандидат наук
• 2017

Оглавление диссертации кандидат наук Морченко, Егор Сергеевич

ОГЛАВЛЕНИЕ

Стр.

ВВЕДЕНИЕ

0.1. Актуальность и степень разработанности темы диссертации

0.1.1. Актуальность

0.1.2. Степень разработанности

0.2. Цель и задачи диссертации

0.3. Научная новизна

0.4. Теоретическая и практическая значимость

0.5. Положения, выносимые на защиту

0.6. Публикации по теме диссертации

0.7. Личный вклад автора

0.8. Достоверность результатов

0.9. Апробация результатов

0.10. Структура и объём диссертации

0.11. Краткое содержание диссертации

ГЛАВА 1. Расчёт спектра излучения двухтемпературного однородного плоского слоя с учётом самопоглощения в континууме и в линиях

для условий вспышек на красных карликах

1.1. Постановка задачи

1.2. Уравнения статистистического равновесия для населённостей атомных уровней

1.3. Дискретные переходы

1.4. Непрерывное излучение

1.5. Вероятность выхода кванта

1.5.1. Линия Lya

1.5.2. Обобщение на случай многоуровнего атома

1.5.3. Приложение к наблюдениям профиля линии На

1.6. Излучение в спектральных линиях

1.7. Алгоритм вычисления мензеловских множителей

1.8. Результаты

1.9. Выводы

ГЛАВА 2. О происхождении голубого континуума в спектрах вспышек

красных карликовых звёзд

ГЛАВА 3. Модель стационарной ударной волны с высвечиванием

3.1. Суммарная концентрация протонов и атомов за фронтом ударной волны как функция Б

3.2. Уравнения для нестационарных населённостей

3.3. Рекомбинационные потери энергии

3.4. Уравнение для тепловой энергии

3.5. Уравнение для температуры электронов

3.6. Учёт влияния поля излучения околофотосферных слоёв, нагретых ускоренными частицами

3.7. Безразмерная форма уравнений

3.8. О достижении околофотосферных концентраций за фронтом ударной волны, распространяющейся в хромосфере красного карлика,

в результате потерь энергии на излучение

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ЛИТЕРАТУРА

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Теоретическое исследование природы непрерывного и линейчатого излучения в импульсной фазе вспышек красных карликовых звёзд»

ВВЕДЕНИЕ

Физическая природа вспышек красных карликовых звёзд продолжает оставаться предметом исследований как теоретического, так и наблюдательного характера (Гершберг [1]). Интерес к этому наиболее мощному проявлению активности звёзд типа UV Cet вызван, с одной стороны, их многочисленностью [1], ас другой — возможностью детального анализа структуры вспышечных событий.

Спектры вспышек красных карликовых звёзд отличаются от спектров невозмущённых атмосфер прежде всего появлением мощного оптического континуума и увеличением интенсивности эмиссионных линий бальмеровской серии атома водорода (см., например, рис. 8 в статье Kowalski et al. [2]).

Импульсная фаза вспышки — временной интервал, в течение которого происходит "быстрое изменение оптического континуума" (Hawley и Fisher [3]). "Импульсная фаза состоит из быстрого подъёма, пика..." (максимума блеска) "...и быстрого спада" [2].

В максимуме блеска вспышки континуум хорошо аппроксимируется план-ковскими кривыми с левой и правой сторон от бальмеровского скачка [2]. Голубая область спектра соответствует температуре абсолютно чёрного тела Tbb ~ 9000—14.000 К ([2], Жиляев и др. [4], Ловкая [5]). Источник голубого континуума занимает небольшой участок видимого диска звезды: десятые-сотые доли процента (Гринин и Соболев [6], [4], [5]).

Линии бальмеровской серии атома водорода в спектрах вспышек часто имеют асимметричные крылья (см., например, статьи Doyle et al. [7], Eason et al. [8]). Вклад излучения в линиях в суммарную энергию вспышки в импульсной фазе меньше, чем во время следующей фазы квазиэкспоненциального затухания.

С целью лучшего понимания физических процессов, развивающихся в результате нагрева различных слоёв атмосферы красного карлика потоками

ускоренных частиц, требуется сопоставление различных подходов к интерпретации спектральных наблюдений.

Настоящая диссертация представляет собой теоретическое исследование природы непрерывного и линейчатого излучения в импульсной фазе вспышек звёзд типа UV Cet с использованием модели однородного плоского слоя чисто водородной плазмы и модели стационарной ударной волны с высвечиванием.

0.1. Актуальность и степень разработанности темы диссертации

0.1.1. Актуальность. Представленные в научной дитературе физические модели, интерпретирующие оптический континуум в импульсной фазе вспышек, по мнению автора, противоречат друг другу (см. краткий обзор ниже — выводы, отмеченные "б)" и "в)"). Анализ этих моделей и астрофизических следствий из них способстствует устранению части противоречий. Такое исследование помогает изучению супервспышек на звёздах солнечного типа (см. статью Maehara et al. [9]), а также белых вспышек на Солнце (Ding [10], Heinzel и Kleint [11], Гринин и Соболев [6]).

0.1.2. Степень разработанности.

• В 1972 году Гершберг и Пикельнер [12] пришли к выводу об аналогии вспышек на красных карликовых звёздах и на Солнце. Дальнейшие исследования продемонстрировали, что физическая природа активности Солнца и звёзд типа UV Cet действительно близка (Гершберг [1]).

• В 1974 году Костюк и Пикельнер [13] указали на необходимость рассмотрения газодинамических процессов, развивающихся в результате откли-ка1 верхней хромосферы Солнца на импульсный нагрев пучком нетепловых электронов.

Решив систему газодинамических уравнений с учётом теплопроводности (закон Фурье) и ускорения силы тяжести g, авторы установили, что от обла-

хТермин введён С.И. Сыроватским.

сти первоначального нагрева по направлению к фотосфере с дозвуковой скоростью распространяется тепловая волна (температурный скачок2). В свою очередь, "увеличение давления при прогреве плотного газа создаёт..." [13] дополнительное движение; "...нижний фронт движения ... не является ударной волной и нагревает газ только адиабатически при сжатии" [13].

В статье [13] высказано предположение о том, что "при достаточной скорости ... движение порождает ударную волну..." с высвечиванием. "Нейтральный ...газ, нагретый ударной волной, остывает раньше, чем до него доходит температурный скачок..." [13]. Костюк и Пикельнер отмечают, что предложенная ими модель представляет попытку "синтеза" двух подходов к объяснению спектральных наблюдений — кинематической модели Кака§аша е! а1. [14, 15] (стационарная ударная волна с высвечиванием) и статических моделей нагрева верхней хромосферы ускоренными частицами (см. ссылки в работе [13]).

По мнению авторов статьи [13], движущаяся область между температурным скачком и фронтом*3 нестационарной ударной волны должна: а) объяснить увеличение интенсивности линии На в спектрах вспышек, б) привести к большей интенсивности излучения в правом крыле по сравнению с левым; в) устранить "сильное и смещённое обращение в центре" [13] характерное для профиля линии в модели [14, 15].

• Гринин и Соболев [6] "перенесли" [6] источник непрерывного оптического излучения, наблюдаемого в импульсной фазе вспышек красных карликовых звёзд, в "переходную область между хромосферой и фотосферой" [6]. В рамках модели однородного плоского слоя заданной толщины С авторы показали, что излучение плотного водородного газа с суммарной концентрацией протонов и атомов Жп ~

1015 _ 1017

см 3 и температурой Т ~ 10000 — 20000

2Коэффициент электронной теплопроводности ке зависит от электронной температуры Те как Т52 — см. формулы (12) в [13].

3Здесь и далее * указывает на то, что введение искусственной вязкости приводит к "размазыванию" фронта (например, Самарский и Попов [16]).

К хорошо объясняет небольшую величину бальмеровского скачка характерную для звёздных вспышек (например, [2]), а также планковское излучение (голубой континуум), доминирующее в спектрах вспышек вблизи максимума блеска (Mochnacki и Zirin [17]). В расчётах Гринин и Соболев [6] исходят из предположения о термодинамическом равновесии газа в пределах слоя (см. формулу (9) в статье [6]).

Обсудив свойства плазмы вспышки при Ти- < 10000 К, авторы работы [6] считают необходимым учёт вклада отрицательного иона водорода H" в коэффициенты излучения и поглощения в непрерывном спектре. При этом в работе [6] принимается, что донором свободных электронов служит ионизация водорода — формула (8). В последующем Гринин и Соболев снизили верхний предел для Ти- до 8000 К [18].

Авторы статьи [6] построили теоретические диаграммы показателей цвета U-B и B-V для слоя частично и полностью непрозрачного в континууме. Сопоставив результаты расчётов с фотометрическими данными из работы Moffett [19], Гринин и Соболев установили [6], что необходимым условием для объяснения голубого цвета вспышек является непрозрачность непрерывного спектра слоя позади бальмеровского скачка.

В статье [6] дана оценка площади источника голубого континуума Sbb. Предположив, что в полосе B отношение светимости компактного участка, ответственного за планковское излучение вспышки, к светимости самой звезды приближённо равно 10, авторы рассчитали, что при длине волны Л = 4500 A, температуре фотосферы звезды типа UV Cet Tph ~ 3000 К и Т — 10000 К величина Sbb/2nRl — 1% (R — радиус красного карлика) [6]; подстановка R = 0.3R0 даёт Sbb - 1019 см2 [6, 20].

• В цикле статей [21, 22, 23] Сомов и др. показали, что в высокотемпературной части газодинамической модели солнечных вспышек Костюк и Пикельнера [13] принципиальную роль играет отличие электронной темпера-

туры газа Te от ионной T:

Te > Ti. (1)

Физической причиной неравенства температур является то обстоятельство, что электронным пучком, воздействующим на верхние слои атмосферы Солнца, быстрее нагреваются электроны, а не протоны.

• Кацова и др. [24] рассмотрели процессы, развивающиеся в результате нагрева хромосферы красного карлика мощным пучком электронов, ускоренных в элементарном вспышечном событии (поток энергии в пучке F0 = 1012 эрг/см2с, показатель спектра 7 = 3, пороговая энергия E1 = 10 кэВ, продолжительность нагрева — время существования пучка — 10 с). Решив од-нотемпературную (без учёта различия между Te и T [23]) систему газодинамических уравнений "...с описанными граничными и начальными условиями и вычисленными функциями потерь и нагрева..." [24], авторы установили, что "от области образовавшегося скачка давления вверх и вниз распространяются два возмущения" [24]. При этом "распространение возмущения" [24] по направлению к фотосфере ("вниз" [24]) "в последуюшие моменты времени описывается решением типа температурной волны II рода (Волосевич и др. [25]). Она характеризуется движением скачка температуры (тепловой волны) с дозвуковой скоростью, перед фронтом которого образуется..." [24] адиабатическая (без потерь энергии на излучение) нестационарная ударная волна (автор диссертации следует интерпретации результатов расчётов [26]4, приведённой в работе Fisher et al. [27], и характеристике режима распространения тепла с дозвуковой скоростью, данной в статье [25]).

Авторы статьи [24] полагают, что область толщиной Az ~ 10 км между скачком температуры и фронтом* нестационарной ударной волны (далее — хромосферная конденсация) является источником квазипланковского излучения в районе длины волны 4500 А (см. рис. 4 в [24]). Однако, источ-

4Статья Livshits et al. [26] в части описания газодинамической модели звёздных вспышек представляет собой краткое изложение работы Кацовой и др. [24].

ник оптического излучения вспышки в модели [24] располагается на высоте ~ 1500 км над уровнем невозмущённой фотосферы красного карлика, т.е. существенно выше, чем в модели [6].

Для расчёта интенсивности излучения хромосферной конденсации в непрерывном спектре и определения её показателей цвета Кацова и др. [24] используют неподвижный термодинамически равновесный однородный плоский слой [6] (см. формулу (7) и с. 296 в работе [24]). Авторы статьи [24] утверждают, что найденные показатели цвета согласуются "с наблюдаемым бело-голубым свечением" [24] в импульсной фазе мощных звёздных вспышек.

В работе [24] увеличение интенсивности линии На в спектрах вспышек связывается с возникновением хромосферной конденсации; большая интенсивность излучения в красном крыле по сравнению с синим объясняется движением конденсации "вниз" [24].

а) Таким образом, в газодинамической модели [24] хромосферная конденсация сначала генерирует линии бальмеровской серии атома водорода, а по достижении геометрической толщины Ах ^ 10 км — голубой континуум звёздных вспышек.

• В цикле статей [28, 18, 29] Гринин и др. показали, что нагрев глубоких слоёв атмосферы красного карлика производят пучки высокоэнергичных (« 10 МэВ) протонов [28, 18] или/и (« 100 кэВ) электронов [29]. Начальные потоки энергии ("на верхней границе области вспышки" [28]) в протонном и электронном пучках ~ 1011 —1012 эрг/см2с и ~ 3 • 1011 эрг/см2с, соответственно (спектральный индекс 7 = 3). В расчётах Гринин и др. учитывают потери энергии надтепловых частиц на ионизацию атомов водорода и куло-новское взаимодействие со свободными электронами (см. уравнения (1)—(2) в [18, 29]).

• Соболев, Гринин и Лоскутов [6, 28, 18, 29, 30] считают, что высокоэнергичные частицы "...порождаются "взрывом" в высоких слоях атмосферы..." [30] красного карлика. Заметим, что в недавней работе [31] Зайцев и Степа-

нов предложили механизм ускорения электронов в хромосфере, выходящий за рамки стандартной модели солнечных и звёздных вспышек (Dennis и Schwartz [32], Гершберг [1]).

• Соболев и Гринин [30] полагают, что "...области, в которых образуются оптический континуум вспышки и эмиссионные линии, пространственно не совпадают". По мнению авторов, "линейчатый спектр вспышек формируется в ... слоях..." [30], где "...газодинамические эффекты, вызванные быстрым энерговыделением, играют весьма важную роль [24]" [30].

б) Таким образом, существуют две взаимоисключающие точки зрения на физическую природу голубого континуума вспышек — работы [6] и [24].

• Обсудив проблему механизмов уширения линий бальмеровской серии атома водорода (Ha, Hß, HY) в спектрах вспышек, Соболев и Гринин указали [30], что ядра и крылья линий формируются на разных оптических глубинах: "...крылья линий возникают в тех же слоях, в которых образуется непрерывный спектр вспышки" [30]. По этой причине при аппроксимации крыльев штарковской кривой следует учитывать: а) большую оптическую глубину линии в крыле; б) вклад электронного уширения в коэффициент поглощения

[30].

• С целью физической интерпретации спектральных наблюдений в максимуме блеска вспышек [2] Kowalski et al., используя газодинамический программный пакет RADYN (см. статьи Allred et al. [33, 34] и ссылки в этих работах), решили задачу об импульсном нагреве хромосферы красного карлика пучком ускоренных электронов (F0 = 1011 — 1012 эрг/см2с, пороговая энергия Ei = 37 кэВ) в однотемпературном приближении: Te = T = T 5. При этом авторы не смогли удовлетворительно воспроизвести непрерывный спектр вспышек [2] (прежде всего, небольшой бальмеровский скачок) [35, 36].

5Система газодинамических уравнений, решаемая пакетом RADYN, отличается от системы уравнений, приведённой в работе Кацовой и др. [24]. Кроме того, Kowalski et al. используют другие начальные и граничные условия. Следовательно, прямое сопоставление результатов расчётов [35, 36] и [24] невозможно.

По этой причине Kowalski et al. [35, 36] увеличили поток энергии в электронном пучке до F0 = 1013 эрг/см2с. В результате авторы получили [36], что непрерывный спектр в максимуме блеска вспышек [2] формируется в движущейся по направлению к фотосфере хромосферной конденсации (максимальная электронная плотность Ne,max ^ 5.6 • 1015 см"3, T ^ 12800 К [36]) и неподвижном слое с Ne « 1015 см"3 и T « 10000 К, располагающемся ниже хромосферной конденсации (в этом слое возникает лишь 25% голубого континуума) [36]. Подчеркнём, что хромосферная конденсация [36] является результатом газодинамического расчёта Allred et al. [34], в то время как неподвижный слой представляет собой самостоятельное и независимое "дополнение" к хромосферной конденсации.

в) Таким образом, для интерпретации голубого континуума Kowalski et al. [35, 36] применяют составную модель вспышек (два "слоя"), в то время как в газодинамической модели [24] за квазипланковское излучение в районе длины волны 4500 А ответственен один "слой".

• Данный краткий обзор моделей, интерпретирующих непрерывный и линейчатый спектры звёздных вспышек, представляется достаточным для понимания цели и задач диссертации. Обсуждение моделей вспышек также содержится в статьях Гринина [37, 20], Pallavicini [38], монографии Гершберга [1] и во второй Главе диссертации. Теория нестационарного переноса излучения, необходимая для интерпретации спектров вспышек звёзд типа UV Cet, развита в работах Колесова и Соболева [39], Грачёва [40, 41].

0.2. Цель и задачи диссертации

Целью настоящей диссертации является теоретическое исследование физической природы непрерывного и линейчатого излучения, наблюдаемого в импульсной фазе вспышек красных карликовых звёзд, в рамках различных моделей вспышек.

Неподвижный однородный плоский слой чисто водородной плазмы является элементом как статической модели [6], так и газодинамической модели [24]. Авторы данных статей a priori считают, что мензеловские множители газа в пределах слоя [6] равны единице. Кроме того, Кацова и др. [24] полагают, что слой толщиной L ~ 10 км c nh ~ 1015 см"3 и T ~ 9000 К в модели [6] непрозрачен справа от бальмеровского скачка.

Для проверки этих утверждений в диссертации решается задача о расчёте спектра излучения неподвижного слоя при отказе от локального термодинамического равновесия в широком диапазоне параметров плазмы возмущённой атмосферы красного карлика: от газа прозрачного в непрерывном спектре до газа, интенсивность излучения которого в оптическом диапазоне приближается к функции Планка.

В 1980 г. Drake и Ulrich [42] вычислили мензеловские множители для неподвижного однородного плоского слоя чисто водородной плазмы в диапазоне электронных концентраций 108 — 1015 см"3 при температурах 5000 — 40000 К; входная оптическая глубина в линии La составляет 104—106. Авторы: а) учли тонкую структуру атома; б) использовали симметричный модельный профиль спектральной линии с доплеровским ядром и хольцмарковскими крыльями для нахождения средней по слою вероятности выхода кванта; в) рассчитали относительные интенсивности линий в приближении газа прозрачного в непрерывном спектре (см. формулу (38) в [42]).

Для решения первой задачи диссертации автор считает необходимым развить работу [42] в двух пунктах. Светимость вспышки в оптическом диапазоне больше, чем светимость невозмущённой атмосферы всей остальной звезды (Гринин и Соболев [6], с. 599), поэтому в расчётах требуется учесть влияние собственного излучения слоя (тормозного и рекомбинационного) на населённости атомных уровней. Также нужно принять во внимание, что в случае высших членов спектральных серий штарковский механизм уширения пре-

обладает над доплеровским.6

• Нестационарная ударная волна [24] ("составная часть" температурной волны II рода [25]) распространяется в частично ионизованной хромосфере красного карлика (см. cc. 290—291 в работе Кацовой и др. [24]) "вниз" [24] со скоростью до ~ 100 км/с (с. 294 статьи [24]). Диапазон скоростей течения [24] является дозвуковым для электронной компоненты плазмы, но сверхзвуковым для атомно-ионной компоненты [43, 44]7. Следовательно, непосредственно за фронтом* ударной волны [24], в действительности, имеет место ситуация, когда атомно-ионная температура газа Таг существенно превосходит его электронную температуру Te, т.е. верно, что

Таг > Te 8. (2)

По этой причине в расчётах (предыдущий пункт данного раздела) вспышеч-ный слой сначала полагаем двухтемпературным (Таг > Te).

• Важным методом диагностики плазмы звёздных вспышек служит расчёт относительных интенсивностей оптических эмиссионных линий атома водорода (бальмеровский декремент) [45]. Решение этой задачи требует корректного "отделения" профиля линии от непрерывного спектра (Eason et al. [8], с. 1167), так как во время импульсной фазы вспышек видны лишь ядра эмиссионных линий и небольшая часть крыльев (см. Kowalski et al. [2], с. 15).

В работах Бруевич и др. [46], Katsova et al. [47], основанных на результатах газодинамической модели [24] (параметры однородного плоского слоя), расчёт бальмеровского декремента в неподвижной среде проводился в приближении газа прозрачного в непрерывном спектре (формула (8) в [46] и аналогичная формула (13) в [47]). По мнению автора диссертации, такой подход

6Тонкой структурой атома пренебрегаем.

7За исключением плотных областей атмосферы, в которых ударная волна [24] "...вырождается в звуковое возмущение ... разрывного характера" (Самарский и Попов [16], с. 58).

8Во избежание недоразумений напомним, что в высокотемпературной части задачи о газодинамическом

отклике хромосферы красного карлика на импульсный нагрев реализуется "обратная ситуация": Te > T.

не применим даже в начале фазы квазиэкспоненциального затухания звёздных вспышек, так как и на этом временном интервале доминирует излучение в непрерывном спектре [2]. Второй задачей диссертации является создание метода расчёта полной интенсивности излучения в линиях бальмеровской серии атома водорода с учётом частичной непрозрачности вспышечного слоя в оптическом континууме.

• В статье [14] Кака§аша е! а1. предложили т.н. кинематическую модель солнечных вспышек — модель стационарной ударной волны с высвечиванием, распространяющейся в хромосфере по направлению к фотосфере (ускорение силы тяжести д = 0). В расчётах авторы работы [14] используют оптически тонкую функцию охлаждения (см. уравнение (9) в [14]) заведомо неприменимую в условиях частично ионизованной хромосферы Солнца.

По мнению автора диссертации, при изучении вторичных процессов в звёздных вспышках подход [14] представляет существенный интерес, поскольку позволяет детально исследовать условия достижения высоких концентраций (в пределе — околофотосферных) за фронтом ударной волны в результате радиационного охлаждения нагретого газа.

Третьей задачей настоящей диссертации является развитие модели [14] в

части:

а) вывода замкнутой система уравнений, описывающей эволюцию параметров плазмы позади фронта в двухтемпературном приближении [43, 44] при д = 0 с учётом влияния поля излучения околофотосферных слоёв, нагретых надтепловыми частицами [18, 29];

б) изучения возможности получения околофотосферных концентраций за фронтом стационарной ударной волны посредством высвечивания с учётом результатов, полученных при решении первой задачи диссертации.

0.3. Научная новизна

1. Впервые вычислен непрерывный спектр излучения двухтемпературного (Таг > Те) неподвижного однородного плоского слоя чисто водородной плазмы с учётом самопоглощения в континууме и в линиях для условий вспышек на красных карликах в широком диапазоне оптической глубины в непрерывном спектре: от прозрачного газа до полностью непрозрачного.

2. Впервые получена формула для расчёта полной интенсивности излучения в линиях бальмеровской серии атома водорода с учётом частичной непрозрачности вспышечного слоя в оптическом континууме.

3. Впервые показано, что неподвижный однородный плоский слой чисто водородной плазмы с параметрами, соответствующими хромосферной конденсации в газодинамической модели звёздных вспышек (Кацова и др. [24]), прозрачен в оптическом континууме.

4. Впервые показана необходимость учёта фотоионизации из возбуждённых состояний атомов водорода, находящихся позади фронта стационарной ударной волны с высвечиванием , дилютированным планковским полем излучения околофотосферных слоёв, нагретых надтепловыми частицами.

0.4. Теоретическая и практическая значимость

1. В рамках модели однородного плоского слоя фиксированной толщины с параметрами типичными для возмущённых атмосфер красных карликовых звёзд исследовано изменение формы непрерывного спектра по мере приближения к функции Планка.

2. Получена замкнутая система уравнений для расчёта профиля стационарной ударной волны с высвечиванием, распространяющейся в хромосфере красного карлика, с учётом влияния дилютированного планковского поля излучения околофотосферных слоёв, нагретых надтепловыми частицами.

9Распространяющейся в хромосфере красного карлика.

3. Разработан метод расчёта скорости фотоионизации из возбуждённых состояний в приближении Крамерса для любых значений главного квантового числа при заданной температуре планковского поля излучения.

4. Установлено, что излучение в максимуме блеска звёздных вспышек создают не один, а несколько слоёв.

5. Разработанный метод расчёта теоретического бальмеровского декремента в импульсной фазе вспышек красных карликовых звёзд в модели однородного плоского слоя с учётом влияния непрерывного спектра может быть использован для уточнения физических параметров плазмы вспышек.

6. Утверждение о прозрачности в оптическом континууме неподвижного однородного плоского слоя чисто водородной плазмы с параметрами, соответствующими хромосферной конденсации в газодинамической модели (Кацова и др. [24]), — существенный аргумент в пользу теории формирования голубого континуума звёздных вспышек вблизи фотосферы.

0.5. Положения, выносимые на защиту

1. Показано, что предложенный автором метод решения системы уравнений стационарности для населённостей атомных уровней позволяет вычислить спектр излучения двухтемпературного (Tai > Te) неподвижного однородного плоского слоя чисто водородной плазмы в широком диапазоне оптической глубины в континууме: от газа прозрачного в непрерывном спектре до полностью непрозрачного.

2. Исследовано преобразование непрерывного спектра слоя по мере увеличения степени поглощения в континууме. Установлено, что сначала тер-мализуется красная часть спектра, а затем — синяя. Сделан вывод о том, что излучение в максимуме блеска звёздных вспышек [2] создают не один, а несколько слоёв.

3. Разработан метод учёта влияния непрерывного спектра на бальмеров-

ский декремент в модели однородного плоского слоя.

4. Показано, что неподвижный однородный плоский слой чисто водородной плазмы с параметрами, соответствующими хромосферной конденсации в газодинамической модели звёздных вспышек [24], прозрачен в оптическом континууме.

5. Показана необходимость учёта фотоионизации возбуждённых уровней атомов водорода, находящихся позади фронта стационарной ударной волны с высвечиванием в условиях хромосфер звёзд типа UV Cet, дилютированным планковским полем излучения нагретых околофотосферных слоёв.

0.6. Публикации по теме диссертации

Материалы диссертации отражены в четырёх статьях, опубликованных в рецензируемых журналах:

1. К.В. Бычков, Е.С. Морченко. Влияние возбуждённых уровней на скорость фотоионизации околозвёздного газа // Вестн. Моск. ун-та. Сер. 3. Физ. Астрон., 66, №3, 89 (2011).

2. О.М. Белова, К.В. Бычков, Е.С. Морченко, Б.А. Низамов. Роль металлов в охлаждении газа за фронтом ударной волны в атмосферах холодных звёзд // Астрон. журн., 91, 745 (2014).

3. E.Morchenko, K.Bychkov, M.Livshits. Continuum and line emission of flares on red dwarf stars // Astrophys. Space Sci., 357, Issue 2, article id. 119 (2015). DOI: 10.1007/s10509-015-2347-y.

4. E.S. Morchenko. Origin of the Blue Continuum Radiation in the Flare Spectra of dMe Stars // Astrophysics, 59, 475 (2016).

DOI: 10.1007/s10511-016-9450-9.

Статьи (1) и (2) опубликованы в журналах, входящих в базу RSCI; работы (3) и (4) — в западных рецензируемых журналах, индексируемых Scopus и Web of Science.

0.7. Личный вклад автора

В работах (1) и (3) соискателем независимо проведены все вычисления. Кроме того, в статье (3) соискателем написан раздел "Photon escape probability". В работе (2) соискатель принимал участие в выводе системы уравнений для расчёта профиля стационарной ударной волны с высвечиванием в частично ионизованной плазме холодных звёзд наравне с другими соавторами. Статья (4) написана соискателем единолично.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Морченко, Егор Сергеевич, 2017 год

ЛИТЕРАТУРА

1. Гершберг Р.Е. Активность солнечного типа звёзд главной последовательности. — 3-е изд., доп. // Симферополь: Антиква (2015).

2. Kowalski, A.F., Hawley, S.L., Wisniewski, J.P., Osten, R.A., Hilton, E.J., Holtzman, J.A., Schmidt, S.J., Davenport, J.R.A. Time-resolved properties and global trends in dMe flares from simultaneous photometry and spectra // Astrophys. J. Suppl. Ser. 207, Issue 1, article id. 15 (2013).

3. Hawley, S.L., Fisher, G.H. X-Ray Heated Models of Stellar Flare Atmospheres: Theory and Comparison with Observations // Astrophys. J. Suppl. Ser. 78, 565 (1992).

4. Жиляев Б.Е., Андреев М.В., Сергеев А.В., Решетник В.Н., Парахин Н.А. Быстрая спектрометрия вспыхивающей звезды EV Lacertae // Письма в Астрон. журн. 38, 883 (2012).

5. Ловкая М.Н. Исследование тонкой временной структуры оптических вспышек AD Leo 04.02.2003 // Астрон. журн. 90, 657 (2013).

6. Гринин В.П., Соболев В.В. К теории вспыхивающих звёзд // Астрофизика. 13, 587 (1977).

7. Doyle, J.G., Butler, C.J., Byrne, P.B., van den Oord, G.H.J. // Astron. Astrophys. 193, 229 (1988).

8. Eason, E.L.E., Giampapa, M.S., Radick, R.R., Worden, S.P., Hege, E.K. Spectroscopic and photometric observations of a five-magnitude flare event on UV Ceti // Astron. J. 104, 1161 (1992).

9. Maehara, H., Shibayama, T., Notsu, S., Notsu, Y., Nagao, T., Kusaba, S., Honda, S., Nogami, D., Shibata, K. Superflares on solar-type stars // Nature. 485, 478 (2012).

10. Ding, M.D. The Origin of Solar White-Light Flares // In: Heinzel, P., Dorotovic, I., Rutten, R.J. (eds.). The Physics of Chromospheric Plasmas, ASP Conf. Ser. 368, 417 (2007).

11. Heinzel, P., Kleint, L. Hydrogen Balmer Continuum in Solar Flares Detected by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) // Astrophys. J. Let. 794, Issue 2, article id. L23 (2014).

12. Gershberg, R.E., Pikel'ner, S.B. UV Cet-Type Flare Stars // Comments Astrophys. Space Phys. 4, 113 (1972).

13. Костюк Н.Д., Пикельнер С.Б. Газодинамика вспышечной области, прогреваемой потоком ускоренных электронов // Астрон. журн. 51, 1002 (1974).

14. Nakagawa, Y., Wu, S.T., Han, S.M. A Kinematic Model of a Solar Flare // Solar Phys. 30, 111 (1973).

15. Canfield, R.C., Athay, R.G. Theoretical Chromospheric Flare Spectra. I: Hydrogen Equilibrium for the Kinematic Flare-Shock Models of Nakagawa et al. (1973) // Solar Phys. 34, 193 (1974).

16. Самарский А.А., Попов Ю.П. Разностные методы решения задач газовой динамики. — 2-е изд., перераб. и доп. // М.: Наука (1980).

17. Mochnacki, S.W., Zirin, H. Multichannel spectrophotometry of stellar flares // Astrophys. J. 239, L27 (1980).

18. Гринин В.П., Соболев В.В. О нагреве газа при звёздных вспышках. I. Нагрев протонами // Астрофизика. 31, 527 (1989).

19. Moffett, T.J. UV Ceti Flare Stars: Observational Data // Astrophys. J. Suppl. Ser. 29, 1 (1974).

20. Grinin, V.P. On the Role of Accelerated Particles in Stellar Flares // Memorie della Societa Astronomica Italiana. 62, 389 (1991).

21. Сомов Б.В., Сыроватский С.И. Физические процессы в атмосфере Солнца, вызываемые вспышками // УФН. 120, 217 (1976).

22. Сомов Б.В., Спектор А.Р., Сыроватский С.И. Гидродинамика оптически прозрачной плазмы с распределенным источником нагрева // Труды Ордена Ленина Физического Института им. П.Н. Лебедева. 110, 73 (1979).

23. Somov, B.V., Syrovatskii, S.I., Spektor, A.R. Hydrodynamic Response of the Solar Chromosphere to an Elementary Flare Burst // Solar Phys. 73, 145 (1981).

24. Кацова М.М., Косовичев А.Г., Лившиц М.А. Происхождение непрерывного оптического излучения вспышек на красных карликовых звёздах // Астрофизика. 17, 285 (1981).

25. Волосевич П.П., Курдюмов С.П., Бусурина Л.Н., Крус В.П. Решение одномерной плоской задачи о движении поршня в идеальном теплопроводном газе // Ж. вычисл. матем. и матем. физ. 3, 159 (1963).

26. Livshits, M.A., Badalyan, O.G., Kosovichev, A.G., Katsova, M.M. The optical continuum of solar and stellar flares // Solar Phys. 73, 269 (1981).

27. Fisher, G.H., Canfield, R.C., McClymont, A.N. Flare loop radiative hydrodynamics. VII. Dynamics of the thick-target heated chromosphere // Astrophys. J. 289, 434 (1985).

28. Гринин В.П., Соболев В.В. О начальной фазе вспышек звёзд типа UV Кита // Астрофизика. 28, 355 (1988).

29. Гринин В.П., Лоскутов В.М., Соболев В.В. О нагреве газа при звёздных вспышках. Нагрев электронами // Астрон. журн. 70, 350 (1993).

30. Соболев В.В., Гринин В.П. Штарк-эффект в звёздных вспышках // Астрофизика. 38, 33 (1995).

31. Zaitsev, V.V., Stepanov, A.V. Particle Acceleration and Plasma Heating in the Chromosphere // Solar Phys. 290, 3559 (2015).

32. Dennis, B.R., Schwartz, R.A. Solar Flares: The Impulsive Phase // Solar Phys. 121, 75 (1989).

33. Allred, J.C., Hawley, S.L., Abbett, W.P., Carlsson, M. Radiative Hydrodynamic Models of Optical and Ultraviolet Emission from M Dwarf Flares // Astrophys. J. 644, 484 (2006).

34. Allred, J.C., Kowalski, A.F., Carlsson, M. A Unified Computational Model for Solar and Stellar Flares // Astrophys. J. 890, article id. 104 (2015).

35. Kowalski, A.F., Hawley, S.L., Carlsson, M., Allred, J.C., Uitenbroek, H., Osten, R.A., Holman, G. New Insights into White-Light Flare Emission from Radiative-Hydrodynamic Modeling of a Chromospheric Condensation // Sol. Phys. 290, 3487 (2015).

36. Kowalski, A.F. White-Light Continuum in Stellar Flares // In: Kosovichev, A.G., Hawley, S.L., and Heinzel, P., eds. Solar and Stellar Flares and their Effects on Planets; Proceedings IAU Symposium No. 320, 2015. 259 (2016).

37. Grinin, V.P. Review of the theoretical models of flares of the UV Ceti-type stars // In: Mirzoyan, L.V. et al., eds. Flare Stars in Star Clusters, Associations and the Solar Vicinity; Proceedings of the 137th IAU Symposium. 299 (1990).

38. Pallavicini, R. Energy Release in Stellar Flares // In: Priest, E.R. and Krishan, V. (eds.) Basic Plasma Processes on the Sun. Dordrecht, Netherlands, Kluwer Academic Publishers. 77 (1990).

39. Колесов А.К., Соболев В.В. Нестационарный перенос излучения в звёздных атмосферах // Астрон. журн. 67, 357 (1990).

40. Грачёв С.И. О нестационарном переносе излучения в спектральной линии в звёздных атмосферах // Астрофизика. 37, 447 (1994).

41. Грачёв С.И. Новый метод численного решения нестационарных задач теории переноса излучения // Астрофизика. 44, 619 (2001).

42. Drake, S.A., Ulrich, R.K. The emission-line spectrum from a slab of hydrogen at moderate to high densities // Astrophys. J. Suppl. Ser. 42, 351 (1980).

43. Пикельнер С.Б. Спектрофотометрическое исследование механизма возбуждения волокнистых туманностей // Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 12, 93 (1954).

44. Fadeyev, Yu.A., Gillet, D. The Structure of Radiative Shock Waves. I. The method of global iterations // Astron. Astrophys. 333, 687 (1998).

45. Гершберг Р.Е. Эмиссионный бальмеровский декремент и электронная плотность во вспышках звёзд типа UV Кита // Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 51, 117 (1974).

46. Бруевич Е.А., Кацова М.М., Лившиц М.А. Кинетика водородного атома в хромосферах красных карликов // Астрон. журн. 67, 115 (1990).

47. Katsova, M.M., Livshits, M.A., Butler, C.J., Doyle, J.G. A gas-dynamic model for a flare on YZ CMi: interpretation of high-temporal-resolution spectroscopic data // Mon. Not. R. Astron. Soc. 250, 402 (1991).

48. Morchenko, E., Bychkov, K., Livshits, M. Continuum and line emission of flares on red dwarf stars // Astrophys. Space Sci. 357, article id. 119 (2015).

49. Morchenko, E.S. Origin of the Blue Continuum Radiation in the Flare Spectra of dMe Stars // Astrophysics. 59, 475 (2016).

50. Белова О.М., Бычков К.В., Морченко Е.С., Низамов Б.А. Роль металлов в охлаждении газа за фронтом ударной волны в атмосферах холодных звёзд // Астрон. журн. 91, 745 (2014).

51. Аллен К.У. Астрофизические величины. — перераб. и доп. изд. // М.: Мир (1977).

52. Пикельнер С.Б. Основы космической электродинамики. — 2-е изд., пере-раб. и доп. М.: Наука (1966).

53. Биберман Л.М., Воробьёв В.С., Якубов И.Т. Кинетика неравновесной низкотемпературной плазмы. // М.: Наука (1982).

54. Собельман И.И. Введение в теорию атомных спектров. // М.: Физматгиз (1963).

55. Vidal, C.-R. Determination of electron density from line merging //J. Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer. 6, 575 (1966).

56. Varshni, Y.P. Electron Density in the Emission-Line Region of Wolf-Rayet Stars // Astrophys. Space Sci. 56, 385 (1978).

57. Иванов В.В. Перенос излучения и спектры небесных тел. // М.: Наука (1969).

58. Грей Д. Наблюдения и анализ звёздных фотосфер. // М.: Мир (1980).

59. Johnson, L. C. Approximations for collisional and radiative transition rates in atomic hydrogen // Astrophys. J. 174, 227 (1972).

60. Форсайт Дж., Малькольм М., Моулер К. Машинные методы математических вычислений. // М.: Мир (1980).

61. Бете Г. Квантовая механика. // М.: Мир (1965).

62. Ельяшевич М.А. Атомная и молекулярная спектроскопия: Атомная спектроскопия/ Предисл. Л.А. Грибова. — 5-е изд. // М.: Книжный дом "ЛИБ-РОКОМ" (2009).

63. Вайнштейн Л.А., Собельман И.И., Юков Е.А. Сечения возбуждения атомов и ионов электронами. // М.: Наука (1973).

64. Засов А.В., Постнов К.А. Общая астрофизика. — 3-е изд., испр. и доп. // Фрязино: Век 2 (2015).

65. Биберман Л.М. К теории диффузии резонансного излучения // ЖЭТФ. 17, 416 (1947).

66. Holstein, T. Imprisonment of Resonance Radiation in Gases // Phys. Rev. 72, 1212 (1947).

67. Памяти академика В.В. Соболева // Астрофизика. 42, 161 (1999).

68. Смирнов Б.М. Физика слабоионизованного газа. // М.: Наука (1972).

69. Irons, F.E. The escape factor in plasma spectroscopy - I. The escape factor defined and evaluated //J. Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer. 22, 1 (1979).

70. Stehle, C. Stark broadening of hydrogen Lyman and Balmer in the conditions of stellar envelops // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 104, 509 (1994).

71. Амбарцумян В.А., Мустель Э.Р., Северный А.Б., Соболев В.В. Теоретическая астрофизика. // М.: ГИТТЛ (1952).

72. Нагирнер Д.И. Лекции по теории переноса излучения: Учеб. пособие. // СПб.: Изд-во С.-Петерб. ун-та (2001).

73. Нагирнер Д.И., частное сообщение (2015).

74. Иванов В.В. Приближённое решение уравнения переноса излучения в частотах линии // Астрон. журн. 49, 115 (1972).

75. Бруевич Е.А., Катышева Н.А. Ионизация водорода в оптически плотных слоях атмосфер холодных звёзд // Вестн. Моск. ун-та. Сер. 3. Физ. Астрон. 52, 47 (1997).

76. Underhill, A.B., Waddell, J.H. National Bureau Standards Circular No. 603 (1959).

77. Каули Ч. Теория звёздных спектров. // М.: Мир (1974).

78. Копчёнова Н.В., Марон И.А. Вычислительная математика в примерах и задачах // М.: Наука (1972).

79. Bode, G. Kontinuierliche Absorbtion von Sternatmosphären. Kiel, Sternwarte (1965).

80. Hyder, C.L. A Phenomenological Model for disparitions brusques followed by Flarelike Chromospheric Brightenings, II: Observations in Active Regions // Solar Phys. 2, 267 (1967).

81. Коровяковская А.А. О природе излучения вспышек звёзд типа UV Ceti // Астрофизика. 8, 247 (1972).

82. Корн Г., Корн Т. Справочник по математике для научных работников и инженеров. М.: Наука (1970).

83. Fisher, G.H., Canfield, R.C., McClymont, A.N. Flare Loop Radiative Hydrodynamics. V. Response to the Thick-Target Heating // Astrophys. J. 289, 414 (1985).

84. Narita, S. The Radiative Energy Loss from the Shock Front // Prog. Theor. Phys. 49, 1911 (1973).

85. Райзер Ю.П. Физика газового разряда. — 3-е изд., испр., доп. // Долгопрудный: Интеллект (2009).

86. Houdebine, E.R. Investigating the spectroscopic signatures of stellar flares // Irish Astron. J. 20, 213 (1992).

87. Ландо С.К. Лекции о производящих функциях. — 3-е изд., испр. // М.: МЦНМО (2007).

88. Бычков К.В., Земко П.О., Терехова Н.А. Исследование тепловой устойчивости ветра вблизи горячей звезды // Астрон. журн. 87, 368 (2010).

89. Каплан С.А. Межзвёздная газодинамика. М.: ГИФМЛ (1958).

90. Бычков К.В., Морченко Е.С. Влияние возбуждённых уровней на скорость фотоионизации околозвёздного газа // Вестн. Моск. ун-та. Сер. 3. Физ. Астрон. 66, №3, 89 (2011).