Диссертация (1150763), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Для объяснения малостиотношения R для OB-звезд предложен ряд гипотез, изложенных в следующихразделах.4.1. Влияние УФ-излученияВпервые данная гипотеза была высказана в работе [82]. Для того чтобыотношение R было меньше по сравнению с вычисленным для равновеснойплазмы, электроны, попадающие на уровень 1s2s 3 S1 , должны перейти науровень 1s2p 3 P1,2 , при этом уменьшается интенсивность запрещенной линииf и повышается интенсивность интеркомбинационных линий i. Такой переходможет произойти, в частности, благодаря УФ-излучению звезды.В работе [82] были выполнены оценки радиуса rcrit , на котором скоростьфотовозбуждения перехода с метастабильного уровня на интеркомбинационный равна скорости A спонтанного перехода с него же на нижний уровень.Тем самым была оценена область возможного формирования запрещенных15линий (на расстояниях от центра звезды меньше rcrit формирование запрещенных линий подавлено).4.2.
Плотные облака в атмосфереВ рамках этой гипотезы значительная доля рентгеновского излученияобразуется в плотных структурах в атмосфере звезды (в облаках) с ne ∼1013 см−3 , что на 1–2 порядка больше, чем плотность окружающей среды,и для них отношение R ближе к наблюдаемому.
Впервые предположение опрогреве плотных облаков при прохождении по ним ударных волн было высказано в работе [85] для двойной системы HD 193793, состоящей из звездыкласса O и звезды типа WR.Рентгеновское излучение в данной модели порождается столкновениемплотных облаков в ветрах двух звезд ранних спектральных классов (см. Рисунок 2). Сталкивающиеся ветры звезд являются двухкомпонентными: онисодержат как плотные облака, так и разреженную межоблачную среду. Рентгеновское излучение образуется в зоне столкновения двух ветров в основномв компактных и плотных облаках. Отсюда следует, что завышенные оценкиплотности для звезд могут быть объяснены тем, что полученные по наблюдениям значения R относятся, главным образом, к излучению, образовавшемусяв прогретых до высокой температуры облаках.В работе [85] рассматривалась двойная система, однако предположениео прогреве до высоких температур плотных облаков в атмосферах одиночныхOB-звезд также может быть справедливым, так как в их атмосферах могутсуществовать плотные облака [86], которые могут быть прогреты до высокихтемператур при прохождении по ним ансамбля ударных волн [87].16S WRIWRCS ОBIIOOBРис.
2. Взаимодействие двухфазных звездных ветров. Рентгеновское излучение образуетсяв зонах I и II [85]. Здесь SWR и SOB — два фронта ударный волны; C — граница разделаветра от звезды типа WR и OB4.3. Нестационарное заселение уровнейПри быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездныхатмосферах, процесс заселения уровней становится существенно нестационарным и населенность уровней может сильно зависеть от времени.
Это означаетто, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на мгновенных интенсивностяхлиний, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения R.Причиной быстрого нагрева плазмы в атмосфере может быть наличиеу звезд магнитного поля: вещество, движущееся вдоль замкнутых силовыхлиний поля, сталкивается в области магнитного экватора, образуя как излучающую в рентгене плазму с температурой T = 106 –108 K [82, 88], так ихолодный околозвездный диск [89]. Неустойчивость этого диска приводит кразбиению горячей плазмы на локальные области [90]. К аналогичному эффекту может привести наличие локальных магнитных полей [91, 92].Анализ данной гипотезы является частью настоящей работы и подробно17рассмотрен в главе 4.Актуальность 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 [30, 31, 33–37] и [32]. Формирование этих структур объясняется вращением, нерадиальными пульсациями, образованием околозвездных дисков, струй и т. д. Наобразование крупномасштабных структур может оказывать влияние магнитное поле звезд [49, 64, 66, 67].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 [49, 64].Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны привести к возмущению структуры звездноговетра [66, 67] 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 отноше-18ния интенсивностей R = f /i в их спектрах для различных гелиеподобныхионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарнойплазмы в атмосферах OB-звезд (см., например, работы [82–84] и др.).
Дляобъяснения малости отношения R для OB-звезд предложен ряд гипотез: возможно, рентгеновское излучение образуется в более плотных структурах ватмосфере [85], возможно, на интенсивность линий диагностики влияет ультрафиолетовое излучение [82].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 [82, 88].
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 [6, 7], также переменность профилейНI, НеI, НеII была обнаружена в работах [8–11], впоследствии она была обнаружена и в других диапазонах: ИК- [13], УФ- [14–16] и рентгеновском [22–24].19Для OB-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей:их напряженности имеют очень большой разброс: от < 100 Гс [53] до 20 кГс[54].
Данная работа является продолжением серии работ по поиску магнитного поля [93–95].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 [82–84] 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 является 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.20Практическая 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.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
