Диссертация (1150763), страница 12
Текст из файла (страница 12)
Нагрев плотных облаков в сталкивающихся ветрах OB-звезд рассмотрен в работе [85].Плотные облака в атмосферах одиночных OB-звезд могут быть нагреты припрохождении в атмосфере ударных волн, генерируемых радиативной неустойчивостью звездного ветра [86, 87].Прохождение ударных волн в неоднородных атмосферах OB-звезд приводит к сжатию и прогреву плазмы на фронте ударной волны, а затем к ее855lg (ne )13 12 1110987654f/i32SiXIII1MgXINeIXOVII00.0010.010.11r/R * −1101001 000Рис. 4.2. Зависимость отношения f /i для ионов VII, NeIX, MgXII и SiXIII в зависимости от расстояния от поверхности звезды ζ Ori. По оси y — отношение f /i, по оси x —электронная плотность ne (сверху) и величина r/R" − 1, где r — расстояние от центра звезды; R∗ — радиус звезды.
Пунктирной линией указаны отношения f /i без учета влиянияУФ, сплошной линией — с учетом влияния УФ. Толстой линией указана зона, где можетобразовываться рентгеновское излучение с получаемым из наблюдений отношением f /i/[82]86быстрому высвечиванию. Это означает, что условия в плазме звездного ветрамогут быть существенно нестационарными.
Данный факт может отразитьсяна текущих интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы изанализа отношения R.В настоящей главе проанализирована гипотеза, объясняющая малое значение отношения f /i наличием нестационарного заселения уровней ионов вплазме.В разделе 4.2 описана используемая модель нестационарной плазмы, ав разделе 4.3 приведены уравнения баланса населенностей для нестационарного заселения уровней и изложена методика расчета значения отношения Rдля нестационарной плазмы. Результаты работы обсуждены в разделе 4.4.
Вразделе 4.5 представлены выводы к работе.4.2. Модель нестационарной плазмыКак было указано выше, при регулярном прохождении по атмосфере(ветру) OB-звезды ударных волн плазма в атмосфере регулярно нагреваетсядо высоких температур — 106 –108 K [82, 88]. В плотном ветре звезды скоростьохлаждения велика и время высвечивания составляет от 10 до 106 секунд.(см.
Таблицу 4.1), что приводит к охлаждению нагретой плазмы за фронтомударной волны. В Таблице 4.1 τrr = (ne αrr )−1 , где αrr — скорость радиативнойрекомбинации; аналогично определяется характерное время диэлектроннойрекомбинации τdr .Быстрый нагрев и последующее высвечивание локальных областей плазмы звездного ветра могут быть также следствием наличия у звезды магнитного поля: вещество, движущееся вдоль замкнутых силовых линий, сталкивается в области магнитного экватора, образуя как излучающую в рентгенегорячую плазму с T = 107 –108 K, так и холодный околозвездный диск [89],87Таблица 4.1. Оценки характерных времен высвечивания τrad , радиативной рекомбинацииτrr , диэлектронной рекомбинации τdr и характерного времени ионизации электронным ударом τion .
Данные рассчитаны при использовании кода APEC [99] для приведенных моделей. Функции высвечивания для оценки τrad взяты из работы [156]. Все времена указаныв секундахМодель τradA101B104C100D103E105Нагреваниеτrrτdr4 · 10514 · 1084 · 104τion1045 · 10−1 4 · 1051033F104G106 4 · 10101051043 · 1071024 · 1091044 · 108τion10−1 5 · 10−5 4 · 101 4 · 10−31036 · 108Iτdr10510−1105τrr5 · 10−4 4 · 102 4 · 10−29H2 · 106Охлаждение1034 · 1041076 · 10−1 7 · 1055 · 10154 · 1074 · 1065 · 10−1 4 · 1054 · 10110841079 · 1028 · 1044 · 10310106 · 1014 · 1024 · 1017 · 10510910888см. также Рисунок 1. Неустойчивость диска [90] приводит к разбиению горячей плазмы на локальные области. К такому же эффекту может привестиобразование на звезде локальных магнитных полей (см.
работы [91, 92]). Кбыстрому нагреву плазмы могут привести нановспышки, связанные с локальными магнитными полями, подобные солнечным нановспышкам [157].При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездныхатмосферах, процесс заселения уровней может стать существенно нестационарным и населенность уровней будет зависеть от времени. Цель настоящегоисследования состоит в том, чтобы выяснить, как меняется отношение интенсивностей линий R в нестационарной плазме от времени.
При этом следуетразличать «мгновенное» отношение Rm = Rm (t), определяемое состояниемплазмы в текущий момент времени t, и «квазинаблюдаемое» отношение Ra ,определяемое усреднением потоков излучения в запрещенных и интеркомбинационных линиях по некоторому промежутку texp : см. формулы (4.2) и (4.3).При выборе промежутка времени texp равным времени экспозиции в наблюдениях на спутниках Chandra и XMM можно моделировать отношения интенсивностей рентгеновских линий, получаемые по наблюдениям на этих спутниках.Для анализа влияния нестационарности процессов заселения и опустошения уровней в неравновесной плазме на отношения Ra и Rm рассмотримследующую модель излучающей плазмы: оптически тонкая плазма c постоянной электронной концентрацией ne находится в стационарном состоянии,характеризуемом температурой Tc .
В момент времени t = 0 плазма мгновенно нагревается до температуры Th , далее находится при температуре Th втечение времени th . В момент времени t = th плазма мгновенно остываетдо температуры Tc . В момент времени t = tc + th снова происходит нагревплазмы до температуры Th . Далее процессы нагрева и остывания плазмыповторяются.89Таким образом, данная модель характеризуется параметрами ne , Tc , tc ,Th и Th . В предлагаемой модели плазма в течение времени m · tc находится в«холодном» состоянии с температурой Tc и время m·th в «горячем» состояниис температурой Th , где m — число циклов нагрева–охлаждения плазмы.Отметим, что данная модель не вполне физична, так как и нагрев иохлаждение плазмы не могут происходить мгновенно, а электронная концентрация ne при переменной температуре плазмы должна изменяться. Однакоследует отметить, что характерное время изменения электронной концентрации близко динамическому времени tdyn ≈ S/c, где S — характерный размеризлучающей в рентгеновском спектре области плазмы; c — скорость звука.Для условий, характерных для плазмы расширяющихся атмосфер OB-звезд,tdyn составляет часы [158], поэтому предположение о постоянстве ne можнопринять в качестве первого приближения.4.3.
Нестационарное заселение уровнейУравнения баланса населенностей уровней для каждого из рассматриваемых ионов в нестационарной плазме имеют следующий вид:NNk−1N%%%%dxk= nexl qlk +xl Alk − xk Akl + neqkl .dtl2=kl=k+1l=1(4.1)l2=kЗдесь xk — относительная населенность k-го уровня; xk = nk /n,N;где n =nk — полная концентрация рассматриваемого иона; nk — насеn=1ленность k-го уровня иона; N — общее количество рассматриваемых уровней; ne — электронная плотность; qlk — скорость возбуждения (деактивации)электронным ударом с k-го на l-й уровень; Akl — коэффициент Эйнштейнаперехода с уровня k на l.Для расчетов населенностей уровней и отношений потоков излученияв линиях нами был использован модифицированный код APEC, атомные90данные из базы APED [99] и дополнительный код, написанный нами в системе Mathematica для решения уравнений нестационарного заселения уровней (4.1).Строго говоря, в уравнении (4.1) должна также учитываться ионизацияи рекомбинация, но для упрощения вычислений уравнение ионизационногобаланса было решено отдельно [159].
Это накладывало ограничения на модели: были выбраны только те, в которых доля рассматриваемого иона вовремя расчетов сохраняется постоянной.Начальные условия для уравнений (4.1) находились из решений стационарных уравнений баланса населенностей и ионизационного равновесия. Внастоящих расчетах рассматривалась только однокомпонентная плазма: углеродная, кислородная и т.
д.В нестационарной плазме населенности уровней зависят от времени, следовательно, как потоки излучения в линиях, так и отношение R тоже зависят от времени. Обозначим через φobs (t) мгновенное наблюдаемое значениеплотности излучения в линии (поток излучения в единицу времени). Полныйпоток в линии Fobs , доходящий до наблюдателя за время наблюдения texp ,определяется интегрированием:Fobs =t!obsφobs (t)dt,(4.2)0а отношение наблюдаемых потоков равноRobsfFobs= i ,Fobs(4.3)где индексы i и f относятся к интеркомбинационным и запрещенным линиямсоответственно.В модельных расчетах интегрировался не поток, а пропорциональнаяему величина L(t) =14π xl (t)Alk hνlk— объемный коэффициент излучения,91отнесенный к одному излучающему атому или иону, который в дальнейшембудем называть редуцированным объемным коэффициентом излучения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
