Диссертация (1150763), страница 2
Текст из файла (страница 2)
К ним относится, например,γ Peg и HD 50230 [45].Другой вид переменности профилей линий связан с вращением звезд.Такой тип переменности (вращательная модуляция профилей) охватываетпрактически все звезды, имеющие неоднородное поверхностное распределение таких параметров, как магнитное поле, температура, химический состав.В результате вращения звезды присутствие неоднородностей в ее атмосфере8вызывает регулярные вариации небольшой амплитуды ее блеска и профилейспектральных линий. Периоды переменности равны либо составляют долюпериода вращения звезды.Циклическая переменность, связанная с вращательными модуляциями,хорошо описывается моделью соосно вращающейся области взаимодействия(Corotating Interacting Region, CIR).
Эта модель была предложена в [46] идетально развита в [47], где были выполнены двумерные гидродинамическиерасчеты в рамках этой модели.В рамках данной модели предполагается формирование крупных структур в звездном ветре, благодаря которым мы и наблюдаем переменность профилей линий.
Вызвана данная переменность вращением быстрых и медленных струй вещества, которые рождаются в соседних областях на поверхностизвезды: из-за вращения струи искривляются и вещество быстрых струй сталкивается с медленными. Образующаяся при этом плотная область взаимодействия (CIR) также искривлена и вращается вместе со звездой. Вещество ветра движется примерно в радиальном направлении, сохраняя угловой момент.Поэтому область взаимодействия быстрых и медленных струй образуется нанекотором расстоянии от звезды, зависящем от различных факторов, в томчисле и от положения струй на поверхности звезды.Вариации профилей линий вызваны в рамках данной модели поглощением излучения звезды веществом CIR при его попадании на луч зрения.2.1.
Вращательная модуляция профилей и структуры в атмосфереКак видно из предыдущего пункта введения, регулярная переменностьпрофилей линий связывается с образованием крупномасштабных структур взвездном ветре. Одной из причин образования таких структур является наличие в атмосфере ярких и/или темных пятен. Образование пятен связывается9с нерадиальными пульсациями [48] и/или поверхностным магнитным полем[49, 50].Согласно теории радиативно управляемого ветра O-звезд (Radiationdriven wind), скорость потери массы на единицу поверхности звезды прямопропорциональна потоку излучения с поверхности. Поэтому у пульсирующихзвезд, где имеет место локальное изменение потока, возникают возмущенияв вышележащем слое ветра. Переменность в основании ветра приводит к образованию быстрых и медленных структур, которые сталкиваются междусобой, образуя ударную волну, сжимающую разреженное вещество ветра вплотную оболочку[48].НРП обнаружены у многих горячих звезд, однако периоды НРП для OBзвезд (часы) значительно короче периодов переменности в УФ-диапазоне, гдеформируются линии ветра.
В некоторых случаях переменность удается объяснить с помощью НРП (см., например, BW Vul [48]). Однако в большинствеслучаев периоды, полученные биением периодов НРП различных мод, не согласуются с периодами переменности ветра.Было также обнаружено, что периоды появления ДАК связаны с периодом вращения звезды [19, 31, 51]. Чем быстрее вращается звезда, тем меньшепериод появления ДАК. Такая зависимость не должна наблюдаться, еслиДАК вызваны только НРП. Таким образом, анализ переменности профилейна временных шкалах порядка периода вращения звезды позволяет исследовать структуру атмосфер OB звезд.Поиск быстрой переменности и анализ размеров структур в атмосферахзвезд ε Per A и ζ Ori Aa в рамках данной работы был проведен в главах 2 и 3.103.
Магнитные поляМагнитные поля были обнаружены у многих типов звезд. Для маломассивных звезд поздних типов происхождение магнитного поля объясняетсягидродинамической динамо-активностью во внешних конвективных областяхзвезды [52].Свидетельством того, что в горячих звездах (≥ 1.5M" ) имеется магнитное поле, является наблюдение расщепления спектральных линий, вызываемое эффектом Зеемана. Большая часть случаев обнаружения полей былау химически пекулярных звезд спектральных классов B и А [52], величинаполя составляет в них ∼ 103 Гс.
Для непекулярных OB-звезд также былипроведены оценки величин магнитных полей: их напряженности имеют оченьбольшой разброс: от < 100 Гс [53] до 20 кГс [54].Пока не ясен вопрос о происхождении магнитного поля OB-звезд. Возможно, оно является реликтовым остатком со времени формирования звезды,как было предложено для химически пекулярных Ap-Bp-звезд, тогда 10% наблюдаемых OB-звезд должны иметь дипольные магнитные поля величинойнесколько сотен гаусс. Другая возможность — генерация поля динамо-процессами в конвективных ядрах [52], тогда величина поля будет зависеть отскорости вращения.
Возможно также существование субповерхностных конвективных зон, о которых сказано ниже в этом разделе.Несмотря на большое количество попыток обнаружить магнитное поле,только несколько были удачными (см., например, [53] и [55]). Это связанопрежде всего с тем, что OB-звезды достаточно горячи, поэтому в них относительно мало спектральных линий. К тому же линии в спектре OB-звездсильно уширены из-за быстрого вращения и вклада звездного ветра.Магнитные поля также могут являться причиной формирования крупномасштабных структур в атмосферах OB-звезд и, как следствие, наблюда-11емой переменности.
В настоящее время поле обнаружено у около 20 звездспектрального класса O [56–60] и у большого числа звезд ранних подклассов класса B [61–63]. Магнитное поле в основном наблюдается у химическипекулярных звезд, звезд с эмиссиями в спектре, ветрами, переменными профилями и т. п.Даже небольшое внутреннее поле звезды, которое не выходит на ее поверхность, может влиять на эволюцию звезды, изменяя перенос внутреннегоуглового момента и темп потери массы. Сильное же поверхностное поле изменяет геометрию и скорость звездного ветра.
Для того чтобы вызвать возмущения в звездном ветре типичных горячих гигантов, таких как, например,ζ Pup, достаточно магнитного поля порядка 100 Гс [50].Влияние магнитного поля на ветер хорошо описывается в рамках модели магнитно удерживаемой ударной волны (Magnetically confined wind-shockmodel, MCWS), предложенной в работе [49, 64]. В данной модели 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 (см. Рисунок 1).
Эта модель объясняет вращательные модуляции в рентгеновском диапазоне, которые коррелируют спеременностью линий в оптическом для звезды θ1 Ori C [49]. Однако прямой зависимости между рентгеновской светимостью и величиной магнитногополя пока не обнаружено [65].Модель MCWS была положена в основу исследования, представленногов работе [50], в которой было выполнено моделирование влияния дипольногомагнитного поля на радиационно управляемый ветер горячих звезд высокойсветимости.
С помощью этих расчетов были объяснены некоторые наблюдательные проявления переменности ветра в УФ-, оптическом и рентгеновском12Постударная область,излучающая в рентгенеУдарная волнаОколозвездный дискРис. 1. Схематический вид модели, предложенной для объяснения рентгеновского излучения от IQ Aur в работе [1]диапазонах.Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны вызвать возмущение звездного ветра [66, 67].Существование находящихся близко к поверхности конвективных зон угорячих звезд может быть связано с пиком непрозрачности элементов группыжелеза.
Динамо механизм, действующий в этих зонах, приводит к возникновению магнитных силовых трубок, которые, вследствие магнитной плавучести,выносятся на поверхность звезды. Величина локальных магнитных полей,как правило, несколько сот гаусс и даже меньше, но этого достаточно, чтобывызвать возмущения в звездном ветре.С наличием магнитного поля у звезд связаны рентгеновское излучение [64, 68], случайные вспышки жесткого рентгеновского излучения [69, 70],переменность профилей линий H и He [71–73], вращательная модуляция эмиссионных бальмеровских линий в спектрах Ве-звезд [74, 75], фотометрическаяпеременность звезд [66] и присутствие нетепловых источников излучения врадиодиапазоне [76].13В двойных системах WR+O, O+OB наблюдаемое жесткое рентгеновскоеизлучение и синхротронное излучение, образующееся в области столкновенияветров звезд, также может указывать на наличие магнитного поля у этихзвезд [77–79].4.
Диагностика плазмы атмосфер OB-звезд порентгеновским линиям в их спектреЭффективным способом определения параметров горячей плазмы в ветрах звезд ранних спектральных классов является анализ относительных интенсивностей рентгеновских линий гелиеподобных ионов.Наиболее яркими линиями гелиеподобных ионов в рентгеновском диапазоне являются следующие: резонансная линия 1s2 1 S0 −1s2p 1 P1 (w), котораятакже обозначается как r, интеркомбинационные линии 1s2 1 S0 −1s2p 3 P2,1(x и y), для суммарной интенсивности которых используется обозначениеi = x + y, и запрещенная линия 1s2 1 S0 −1s2s 3 S1 , обозначаемая z или f .Длины волн указанных линий составляют, например, для иона соответственно OVII 21.603, 21.796, 21.799, 22.095 Å. Интенсивности этих линий могут быть использованы для определения электронной концентрации плазмы.Впервые данный метод диагностики из анализа интенсивностей рентгеновских линий был предложен в работах [80, 81].Критическая электронная концентрация ne , при которой населенностиуровней становятся существенно зависящими от скорости их деактивацииэлектронным ударом, оценивается как ncrit = A/q, где q — скорость деактивации уровня n = 2 электронными ударами, A — вероятность спонтанногоперехода c данного уровня.
Например, для иона OVII ncrit ≈ 1010 см−3 .Столкновения ионов при плотностях выше критической со свободнымиэлектронами приводят к быстрому переходу электронов с верхнего уровня14запрещенного перехода 1s2s 3 S1 на верхние уровни интеркомбинационных переходов 1s2p 3 P2,1 , что уменьшает интенсивность линии f и повышает суммарную интенсивность интеркомбинационных линий.Таким образом, зная соотношениеR(ne ) =zf= ,x+yi(1)можно оценить электронную плотность в плазме [81].Для еще больших плотностей электроны с уровня 1s2s 1 S0 также могутпереходить на уровень 1s2p 1 P1 и резонансная линия тоже становится чувствительной к электронной плотности в случае OVII при ne > 1 · 1018 см−3 .Рентгеновские наблюдения OB-звезд показали, что отношения интенсивностей R в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенноменьше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах OB-звезд (см., например, работы [82–84] и др.).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
