Диссертация (Спектральная переменность, структура атмосфер и рентгеновское излучение OB-звезд)

Санкт-Петербургский государственный университетНа правах рукописиДушин Вячеслав ВячеславовичСпектральная переменность, структураатмосфер и рентгеновское излучение OB-звезд01.03.02 – астрофизика и звездная астрономияДИССЕРТАЦИЯна соискание ученой степеникандидата физико-математических наукНаучный руководительд.

ф.-м. н., проф.Холтыгин А.Ф.Санкт-Петербург – 20152ОглавлениеВведение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .41.Переменность профилей линий . . . . . . . . . . . . . . . . . . .42.Типы и механизмы переменности профилей . . . . . . . . . . .63.Магнитные поля . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104.Диагностика плазмы атмосфер OB-звезд по рентгеновским линиям в их спектре . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13Содержание работы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22Глава 1.Методы анализа переменности профилей линий и по-иска магнитного поля . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 271.1. Анализ переменности . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 271.2. Поиск магнитного поля . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 351.3. Модифицированный дифференциальный метод . . . . . . . . . 411.4. Выводы . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44Глава 2.Наблюдения ζ Ori Aa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 472.1. Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 472.2. Основные сведения о звезде. Наблюденияи обработка спектров . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 472.3. Поиск микропеременности профилей линий . . . . . . . . . . . 492.4. Поиск магнитного поля . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 542.5. Обсуждение результатов . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 562.6. Заключения и выводы . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59Глава 3.Анализ переменности профилей линийв спектре звезды ε Per A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 613.1. Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6133.2. Общая информация о звезде . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . 623.3. Наблюдения и редукция данных . . . . . . . . . . . . . . . . . . 633.4. Поиск микропеременности . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 643.5. Поиск магнитного поля . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 763.6. Обсуждение результатов . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 793.7. Заключение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82Глава 4.Нестационарные процессы в звездных ветрах: влияниена отношение интенсивностей запрещенных и интеркомбинационных линий (f /i) . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 834.1. Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 834.2. Модель нестационарной плазмы . . . . . . . . . . . . . . . . . . 864.3. Нестационарное заселение уровней . . . . . . . . . . . . . . . . 894.4. Обсуждение и результаты . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 944.5. Заключение .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100Заключение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102Приложение А.Спектральный атлас ζ Ori Aa . . . . . . . . . . 105Приложение Б.Спектральный атлас ε Per A . . . . . . . . . . . 117Список литературы. . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1304ВведениеДанная диссертация посвящена обнаружению и интерпретации переменности профилей линий в спектрах массивных звезд ранних спектральныхклассов (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 родительскихгалактик, многие массивные звезды являются также яркими источникамирентгеновского излучения [1, 2].

Массивные OBA-звезды являются предшественниками звезд Вольфа — Райе (Wolf — Rayet, WR) и переменных голубыхзвезд высокой светимости (Luminous Blue Variable, LBV). ОВ-звезды такжеявляются основным источником УФ-излучения молодых галактик [3, 4]. Считается, что в ранней Вселенной они были основными источниками реионизации и впервые обогатили ее металлами [5]. Поэтому исследования физическихпроцессов, лежащих в основе переменности профилей линий, которая наблюдается практически у всех горячих массивных звезд, важны не только дляпонимания природы самих этих объектов, но и для решения широкого круга астрофизических задач.

Все вышесказанное подтверждает актуальностьтемы диссертации.1. Переменность профилей линийПеременность профилей линий в спектрах горячих звезд была впервыеобнаружена в 50-х годах XX века [6, 7]. Активное изучение переменностиначалось с 70-х годов. Изменение формы профилей, интенсивностей линий,5их эквивалентных ширин, появление отдельных деталей (горбов и впадинна профилях линий), смещающихся со временем вдоль профилей НI, НеI,НеII и др., было обнаружено во многих работах: [8–11]. В [12] было показано,что некоторые O-звезды имеют переменные профили линий также в видимойобласти спектра.С появлением ПЗС-приемников и развитием спектроскопии высокогоразрешения стало возможно детальное исследование переменных профилейлиний в различных диапазонах длин волн.Сведения о переменности ИК-профилей довольно скудны: в работе [13]указывается на отсутствие значительной переменности ИК-профилей линийзвезды ζ Pup.

Это связано с трудностью наблюдения ИК-переменности из-занедостаточного спектрального и временного разрешения.Во второй половине 70-х годов появились свидетельства переменностипрофилей УФ-линий. Узкие абсорбционные компоненты профилей со скоростями, близкими к терминальной (максимальной) скорости ветра, впервыебыли обнаружены в спектрах OB-звезд, полученных космическим аппаратом Copernicus [14–16]. Дальнейшие наблюдения на спутнике InternationalUltraviolet Explorer (IUE) показали, что как положение, так и форма этихузких компонентов переменны [17–19].

Также выяснилось, что профили типа P Cyg тоже переменны, но детали профилей имеют меньшую скоростьи бо́льшую ширину по сравнению с остальными абсорбционными компонентами. Последующие наблюдения показали, что эти широкие компоненты современем 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 Einsteinбыло открыто рентгеновское излучение горячих звезд [22–24].

С тех пор наблюдения звезд в рентгеновском диапазоне проводятся регулярно. В спектрах6этих 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 профилейСпектральные 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, образованиемоколозвездных 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 ζ Pup [38] и HD 93129A [39].В профилях эмиссионных линий этих звезд были обнаружены небольшиеэмиссионные пики, перемещающиеся от центра к краю профиля, связанныес 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 Oи 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 спектральной7переменности 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 нерадиальнымипульсациями [37].НРП, так же как и радиальные пульсации, объясняются κ-механизмом,предложенным в [41], но в данном случае НРП пик непрозрачности приходится на область ионизации группы железа, где температура достигает 200 000К [42–44].Различают несколько видов пульсирующих звезд.

Звезды типа β Cepхарактеризуются короткими периодами пульсаций (2–12 часов) и малымиамплитудами 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 бо́льшимипериодами (1–3 дня) и меньшими амплитудами изменения блеска (< 0.2m ).К ним относятся звезды главной последовательности спектральных классовВ2–В9. Прототипом SPB-звезд является звезда 53 Per [45].Существуют также и гибридные пульсирующие звезды, которым присущи пульсации типа SPB и β Cep одновременно.