Автореферат (1150762), страница 2
Текст из файла (страница 2)
Основные результаты диссертации докладывались на следующих конференциях, семинарах и симпозиумах:• Конференция «Магнитные звезды», САО РАН, п. Нижний Архыз, Россия, 27 августа – 1 сентября 2010 г.• Студенческая конференция «Science and Progress», СПбГУ, Санкт-Петербург, Россия, 15–19 ноября 2010 г.• Конференция «JENAM 2011. European Week of Astronomy and SpaceScience», Санкт-Петербург, Россия, 4–8 июля 2011 г.• Семинар «AtomDB Work week and Workshop — 2012», CfA, Cambridge,MA, США, 6–10 августа 2012 г.• Молодежная астрономическая конференция «Наблюдаемые проявленияэволюции звезд», САО РАН, п.
Нижний Архыз, Россия, 15–19 октября2012 г.• Симпозиум IAU «Magnetic Fields Throughout Stellar Evolution», Biarritz,Франция, 25–30 августа 2013 г.• Конференция «Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, andRelated Stars», Москва, Россия, 3–7 июля 2013• Конференция «Magnetism and Variability in O stars», Amsterdam, Нидерланды, 17–19 сентября 2014 г.Публикации. Материалы диссертации опубликованы в восьми работах, из них три статьи — в рецензируемых журналах, три статьи опубликованы в сборнике трудов конференций и две — в сборниках тезисов докладов,остальные материалы опубликованы онлайн. Основные материалы диссертации опубликованы в работах [34, 40, 42], где соискатель был основным соавтором, и в [43–45], где он был одним из соавторов, а также тезисах и материалахконференций: [46, 47].7Личный вклад автора.
Обработка результатов, представленных в статьях [34, 40, 44], и написание кода LSD в статье [40] было сделано автором.В статье [42] модификация программы APEC и дополнительный код в среде Mathematica также был сделан автором. Часть результатов по статистикемагнитных полей, представленные в статьях [43, 45] получены автором. Результаты представленные в докладах на конференциях [46, 47] также получены автором.Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из четырехглав, двух приложений, 15 таблиц, 75 рисунков, 145 страниц, вступления изаключения.
Список цитируемой литературы состоит из 159 наименований.Содержание работыВо Введении приводится исторический обзор исследования переменности профилей линий в спектрах массивных ОВ-звезд и измерения магнитногополя у этих типов звезд. Приводится обзор рентгеновских наблюдений OBзвезд, а также объясняется возможная связь между наличием у звезд магнитного поля и нестационарным заселением уровней, и как это может влиятьна отношение интенсивностей линий. Обосновывается актуальность работы,описывается разработанность темы, описываются основные цели и задачидиссертации, научная новизна, практическая и теоретическая значимость иметоды исследования. Также в этом разделе диссертации сформулированырезультаты, выносимые на защиту, приводится список конференций и работ,где были представлены результаты данного исследования, указан личныйвклад автора.В главе 1 описаны различные способы исследования переменности профилей линий: TVS — temporal variance spectrum analysis (анализ временнойпеременности спектра) и smTVS — smooth TVS (сглаженный TVS), Фурьеанализ, вейвлет-анализ, а также методы поиска магнитного поля: LSD — leastsquares deconvolution (обращение свертки наименьших квадратов), PCA —principal component analysis (анализ главных компонентов).В главе 2 представлены результаты спектрополяриметрических наблюдений сверхгиганта ζ Ori Aa на 6-м телескопе БТА.
Обнаружены регулярныевариации профилей линий в спектре звезды с периодом 1–3 часа. Положениезвезды ζ Ori Aa на пульсационной диаграмме показано на Рисунке 1. Указывается на их возможную связь с нерадиальными фотосферными пульсациями. Приводятся результаты поиска возможного слабого магнитного поля уζ Ori Aa. Наблюдения не подтвердили наличие магнитного поля у звезды.Результаты второй главы опубликованы в работе [34].В главе 3 представлены результаты спектрополяриметрических наблюдений высокого разрешения (R = 60 000) субгиганта ε Per A спектрального8подтипа B0.5. Обнаружены регулярные компоненты вариаций профилей линий с частотами 3.82–12.99 сут.−1 . Положение звезды ε Per A на пульсационной диаграмме показано на Рисунке 1.Показана возможная связь между нерадиальными пульсациями звездыи найденными регулярными вариациями профилей. Выполнен вейвлет-анализ разностных профилей линий в спектре ε Per A.
Обнаружены два максимума амплитуды вейвлет-спектра: на масштабах 10–20 км/с и 50–60 км/с.Предположено, что первый максимум соответствует амплитуде флуктуацийполя скоростей крупномасштабных движений в нерадиально пульсирующейфотосфере звезды, тогда как второй связан с вариацией полуширины профилей линий в спектре звезды. Получен верхний предел эффективного магнитного поля звезды.Результаты третьей главы опубликованы в работе [40].В главе 4 представлены результаты моделирования нестационарныхпроцессов заселения уровней высокоионизованных атомов в расширяющихсяатмосферах звезд ранних спектральных классов.
Исследовано влияние этихпроцессов на отношение R = f /i интенсивностей запрещенных и интеркомбинационных линий гелиеподобных ионов (CV, NVI, OVII и др.) в рентгеновской области спектра. Показано, что при учете нестационарности заселенияуровней, мгновенное отношение Rm может меняться на коротких временныхшкалах (доли секунд) на почти три порядка относительно стационарного значения в равновесной плазме (см. Рисунок 2). В то же время усредненное подлительным интервалам времени (минуты и часы) отношение Ra может измениться на 20%, что приводит к переоценке значения электронной концентрации на 1–2 порядка.Результаты четвертой главы опубликованы в работе [42].В Заключении сформулированы основные результаты диссертации: обнаружена переменность профилей линий в спектре звезды ζ Ori Aa с периодами от одного до трех часов, обнаружены регулярные короткопериодические−1вариации профилей линий в спектре ε Per A с частотами 3.8–13D E сут.
, получе~ l = 210±100 Гс,на оценка верхней границы магнитного поля для ε Per A: Bс помощью вейвлет-анализа обнаружено наличие средне- (s = 10–15 км/с) икрупномасштабных деталей (s = 50–70 км/с) в переменном спектре звезды.Доказано влияние нестационарных процессов на мгновенное отношениеRm запрещенных и интеркомбинационных линий: уменьшение Rm до почти3-х порядков величины на шкалах времени в доли секунд, и на среднее Raза период наблюдения — до 20%. Последнее может вести к переоценке электронной концентрации плазмы в области излучения рентгеновских линий neдо 2-х порядков.95Ppuls , сут.4l=2M=5MM = 12 M321M = 12 M04.64.74.54.44.34.24.14lg(Teff ), KРис. 1. Периоды пульсаций в квадрупольной моде l = 2 для звезд типа β Cep и медленнопульсирующих SPB-звезд в интервале эффективных температур T = 104 –5·104 K (жирныеточки и пунктир показывают зону пульсационной неустойчивости, согласно [39].
Звездочками указано положение ζ Ori Aa и ε Per A на этой диаграмме. Бар ошибок определенияэффективной температуры показан для ε Per A(а)(б)OVII1212lg (f/i)11101908lg (f/i)112lg (ne ), см−3lg (ne ), см−3NeIX13133.5102.591.580.57−0.5−1766−10−8−6lg (t), с−4−2−10−8−6lg (t), с−4−2Рис. 2. Зависимость отношения Rm от времени и электронной концентрации для различных ионов в модели быстрого охлаждения плазмы.
В момент t = 0 плазма мгновенноохлаждается от Te = 107 K до Te = 106 Te ; далее температура остается постоянной10Цитированная литература1. Kaper L., Henrichs H. F., Nichols J. S. et al. Long- and short-term variability in O-star winds. I. Time series of UV spectra for 10 bright O stars. //Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1996. Vol.
116. P. 257–287.2. Kaper L., Henrichs H. F., Nichols J. S., Telting J. H. Long- and short-termvariability in O-star winds. II. Quantitative analysis of DAC behaviour //Astronomy and Astrophysics. 1999. Vol. 344. P. 231–262.3. Kaper L., Henrichs H. F., Fullerton A. W. et al. Coordinated ultraviolet andHα spectroscopy of bright O-type stars. // Astronomy and Astrophysics.1997. Vol. 327. P. 281–298.4.
Kaufer A., Stahl O., Wolf B. et al. Long-term spectroscopic monitoring ofBA-type supergiants. I. Hα line-profile variability. // Astronomy and Astrophysics. 1996. Vol. 305. P. 887–901.5. Lépine S., Moffat A. F. J., Henriksen R. N. Wind Inhomogeneities inWolf-Rayet Stars. I. Search for Scaling Laws Using Wavelet Transforms //The Astrophysical Journal. 1996. Vol. 466. P. 392–403.6. de Jong J. A., Henrichs H. F., Schrijvers C. et al.
Non-radial pulsations in theO stars XI Persei and lambda Cephei // Astronomy and Astrophysics. 1999.Vol. 345. P. 172–180.7. de Jong J. A., Henrichs H. F., Kaper L. et al. A search for the cause of cyclicalwind variability in O stars // Astronomy and Astrophysics. 2001. Vol. 368,no. 2. P.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
