Автореферат (1150762)
Текст из файла
На правах рукописиДушин Вячеслав ВячеславовичСпектральная переменность, структураатмосфер и рентгеновское излучение OB-звезд01.03.02 – астрофизика и звездная астрономияАВТОРЕФЕРАТдиссертации на соискание ученой степеникандидата физико-математических наукСанкт-Петербург – 2015Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете.Научный руководитель:Холтыгин Александр Федоровичд. ф.-м. н.Официальные оппоненты:Бычков Константин Вениаминовичд.
ф.-м. н.,ГАИШ МГУ,вед. науч. сотр.Погодин Михаил Александровичд. ф.-м. н.,ст. науч. сотр.,ГАО РАН,гл. науч. сотр.Ведущая организация:САО РАНЗащита состоится 8 декабря 2015 г. в 15 часов 30 минут на заседании диссертационного совета Д 212.232.15 при Санкт-Петербургском государственномуниверситете по адресу: 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр. д. 28, ауд.
2143 (Математико-механический факультет).С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке им. М. Горького Санкт-Петербургского государственного университета по адресу: 199034,Санкт-Петербург, Университетская наб., 7/9 и на сайте http://spbu.ru/science/disser/soiskatelyu-uchjonoj-stepeni/dis-list/details/14/590.html.Автореферат разослан «»2015 г.Ученый секретарь диссертационного совета,к.
ф.-м. н.Миланова Ю.В.3ВведениеДанная 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.Общая характеристика работыАктуальность работы. Одной из наиболее важных проблем звезднойастрофизики 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 несколькихсуток до часов.
Спектральные наблюдения горячих звезд в различных диапазонах: рентгеновском, УФ-, видимом — свидетельствуют о присутствии ватмосферах звезд структур различных размеров и плотностей [1–7] и [40].Формирование этих структур объясняется вращением, нерадиальными пульсациями, образованием околозвездных дисков, струй и т. д. На образованиекрупномасштабных структур может оказывать влияние магнитное поле звезд[8–11].Наличие магнитного поля у OBA-звезд может служить одной из причиних сильного рентгеновского излучения.
В рамках модели магнитно удерживаемой ударной волны (Magnetically confined wind-shock model, MCWS) потокивещества звездного ветра направляются вдоль магнитных силовых линий кмагнитному экватору, где сталкиваются, порождая стоячую ударную волну.При этом за ударной волной образуется протяженная горячая разреженнаяобласть, излучающая в рентгене, и тонкий плотный околозвездный диск вобласти магнитного экватора [8, 9].Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны привести к возмущению структуры звездноговетра [10, 11] и, как следствие, вызвать оптические микровспышки и рентгеновское излучение.
У многих массивных OBA-звезд обнаружено излучение врентгеновском 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 отношения интенсивностей R = f /i в их спектрах для различных гелиеподобныхионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарнойплазмы в атмосферах OB-звезд (см., например, работы [12–14] и др.). Дляобъяснения малости отношения R для OB-звезд предложен ряд гипотез: воз-4можно, рентгеновское излучение образуется в более плотных структурах ватмосфере [15], возможно, на интенсивность линий диагностики влияет ультрафиолетовое излучение [12].Гипотеза, рассмотренная в рамках данной работы, связывает аномально низкие соотношения R с нестационарными процессами в атмосферах звездранних спектральных классов.
При регулярном прохождении по атмосфереOB-звезд ударных волн плазма регулярно нагревается до высоких температур 106 –108 K [12, 16]. При быстрой смене процессов нагрева и охлажденияплазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней становится существенно нестационарным и населенность уровней может сильно зависеть отвремени. Это означает то, что условия в плазме звездного ветра могут бытьсущественно нестационарными.
Данный факт может отразиться на мгновенных и средних (за время накопления сигнала) интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения R.Степень разработанностиИсследовательская часть работы состоит их трех основных частей: поиск магнитного поля, поиск микропеременностей профилей линий, поиск причин аномально низких отношений f /i для рентгеновских линий в спектрахOB-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 [17, 18], также переменность профилей НI, НеI, НеII была обнаружена в работах [19–22], впоследствии онабыла обнаружена и в других диапазонах: ИК- [23], УФ- [24–26] и рентгеновском [27–29].Для OB-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей:их напряженности имеют очень большой разброс: от < 100 Гс [30] до 20 кГс[31].
Данная работа является продолжением серии работ по поиску магнитного поля [32–34].Последняя же часть является наименее исследованной: рентгеновскиенаблюдения OB-звезд показали, что отношения интенсивностей R = f /i вих спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чемтеоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах OB-звезд(см., например, работы [12–14] 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 диссертационнойработы является анализ микропеременности линий и измерение магнитногополя в звездах ранних спектральных классов. Важной целью работы являет-5ся исследование свечения горячей плазмы низкой плотности при нестационарном заселении уровней атомов и ионов, а также проверка гипотезы о влияниинестационарного заселения уровней в плазме на отношение интенсивностейлиний в спектрах этих звезд.Научная новизна.
В рамках данной работы были впервые применены методы вейвлет-анализа при анализе характерных размеров структур ватмосферах звезд, в результате чего получены свидетельства присутствия ватмосфере звезды ζ Ori Aa средне- и крупномасштабных структур. Обнаружены новые переменные компоненты в спектрах ζ Ori Aa и ε Per A. Данаверхняя оценка величины продольного компонента магнитного поля ε Per A.Также впервые было проведено исследование влияния нестационарного заселения уровней на интенсивность рентгеновских линий в спектрах OB-звезд.Практическая и теоретическая значимость.
Полученные результаты по поиску быстрой переменности в ε Per A и ζ Ori Aa могут быть использованы для построения моделей звезд подобных спектральных классови классов светимостей. Результаты по измерению магнитного поля в тех жезвездах были использованы при составлении базы данных магнитных полейзвезд. Разработанные автором диссертации программы поиска магнитногополя с помощью алгоритма LSD могут быть использованы для анализа поляриметрических наблюдений магнитных звезд.Разработанная методика исследования влияния нестационарного заселения уровней в различных ионах и код, написанный для этого, могут бытьиспользованы в дальнейших исследованиях влияния нестационарных процессов в атмосферах горячих звезд, газовых туманностей, межзвездной и межгалактической среды на их спектры.Методы исследования.
Для исследования быстрой переменности профилей линий применялись методы Фурье- и вейвлет-анализа, для оценкивеличины напряженности продольного магнитного поля применялся методLSD [35] и МДМ [36, 37] (см. подробнее в содержании работы). Моделирование интенсивностей линий проводилось численными методами, на основекода APEC [38].Результаты и положения, выносимые на защиту• Обнаружение короткопериодических вариаций профилей линий в звезде ζ Ori Aa с периодами от 1 до 3 часов, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями.• Обнаружение короткопериодических вариаций профилей линий в звезде ε Per A с частотами 3.8–13 сут.−1 , также, возможно, связанных снерадиальными пульсациями.• Обнаружение крупно- и среднемасштабных переменных компонентоввариаций профилей линий в спектре звезды ε Per A, возможно, связан-6ных с нерадиальными пульсациями и вращательной модуляцией профилей.
Масштабы неоднородностей составляют s = 50–70 км/с и s =10–15 км/с соответственно.• Оценка верхнегоD Eпредела величины эффективного магнитного поля звез~ l = 200 ± 100 Гс.ды ε Per A: B• Обнаружение значительного влияния нестационарного заселения уровней на мгновенное (до почти трех порядков) и среднее (до 20%) отношение интенсивностей линий R = f /i, а также на оценку ne по среднемуотношению R = f /i (до почти двух порядков).Апробация работы.
Характеристики
Тип файла PDF
PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.
Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
