Диссертация (1150763), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Для исследования быстрой переменности профилей линий применялись методы Фурье- и вейвлет-анализа, для оценкивеличины напряженности продольного магнитного поля применялся методLSD [96] и МДМ [97, 98] (см. подробнее в содержании работы). Моделирование интенсивностей линий проводилось численными методами, на основекода APEC [99].Результаты и положения, выносимые на защиту• Обнаружение короткопериодических вариаций профилей линий в звезде ζ Ori Aa с периодами от 1 до 3 часов, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями.• Обнаружение короткопериодических вариаций профилей линий в звезде ε Per A с частотами 3.8–13 сут.−1 , также, возможно, связанных снерадиальными пульсациями.• Обнаружение крупно- и среднемасштабных переменных компонентов21вариаций профилей линий в спектре звезды ε Per A, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями и вращательной модуляцией профилей.
Масштабы неоднородностей составляют s = 50–70 км/с и s =10–15 км/с соответственно.• Оценка верхнего предела величины эффективного магнитного поля звез! "' l = 200 ± 100 Гс.ды ε Per A: B• Обнаружение значительного влияния нестационарного заселения уровней на мгновенное (до почти трех порядков) и среднее (до 20%) отношение интенсивностей линий R = f /i, а также на оценку ne по среднемуотношению R = f /i (до почти двух порядков).Апробация работы. 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.22• 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 [32, 95, 100], где соискатель был основнымсоавтором, и в [101–103], где он был одним из соавторов, а также тезисах иматериалах конференций: [104, 105].Личный вклад автора.
Обработка результатов, представленных в статьях [95] и [32], и написание кода LSD в статье [32] было сделано автором. Встатье [100] модификация программы APEC и дополнительный код в средеMathematica также был сделан 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,23описывается 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 3. 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 [95].В главе 3 представлены результаты спектрополяриметрических наблюдений высокого разрешения (R = 60 000) субгиганта ε Per A спектральногоподтипа 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 3.Показана возможная связь между нерадиальными пульсациями звездыи найденными регулярными вариациями профилей. Выполнен вейвлет-анализ разностных профилей линий в спектре ε Per A. Обнаружены два мак-24симума 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 [32].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 4). 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 [100].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 короткопериодическиевариации профилей линий в спектре ε Per A с частотами 3.8–13 сут.−1 , 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 отношение255Ppuls , сут.4l=2M=5MM = 12 M321M = 12 M04.64.74.54.44.34.24.14lg(Teff ), KРис.
3. 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 [106]. 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.
4. 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 постоянной26Rm 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%.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
