Диссертация (1150763)
Текст из файла
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.
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}
