Содержание к диссертации
Введение
1 Общая картина взаимодействия двухкомпонентных ветров 16
2 Формирование спектра излучения за фронтом ударной волны 31
2.1 Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами 32
2.1.1 Стационарные уравнения движения полностью ионизованного водорода с учётом электронной теплопроводности и обмена энергией между ионами и электронами 35
2.1.2 Формирование спектра излучения 56
2.2 Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков 58
2.2.1 Постановка задачи 59
2.2.2 Формирование спектра ионизующего излучения 70
2.2.3 Излучение в резонансных линиях ионов железа 72
2.2.4 Обсуждение результатов и приложение к объекту SS433 75
3 Модель излучения WR140 в рентгеновском диапазоне 78
3.1 Наблюдения WR140 в рентгеновском диапазоне и столкновение звёздных ветров 78
3.2 Модель столкновения разреженных компонентов 83
3.2.1 Характерные времена задачи и сила Кориолиса . 83
3.3 Рентгеновская кривая блеска при столкновении разреженных компонентов 90
3.4 Столкновения облаков 93
3.4.1 Критерий высвечивания 93
3.4.2 Параметры облаков: масса и светимость одного облака, вероятность столкновения и частота соударения облаков 96
3.5 Кривая блеска в рентгеновском диапазоне 99
4 Сценарий образования пыли в WR—компоненте системы WR140 102
4.1 Данные наблюдений и основные представления 102
4.1.1 Состав пылинок из данных наблюдений 106
4.1.2 Физические условия в области образования пыли . 107
4.1.3 Размер и температура пылинок 110
4.1.4 Существующие представления об образовании пыли 111
4.2 Объяснение формирования пыли в модели столкновения облаков 115
4.2.1 Верхняя оценка массы пыли 117
4.2.2 Состояние ионизации облаков 118
4.2.3 Рекомбинация углерода 122
4.2.4 Образование пыли и её "выживание" в поле излучения звезды 125
4.2.5 Стадия нагрева пыли 126
4.3 Дискуссия 127
Заключение 128
Список литературы 130
- Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами
- Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков
- Рентгеновская кривая блеска при столкновении разреженных компонентов
- Физические условия в области образования пыли
Введение к работе
Общие сведения об объектах исследования
В настоящей работе на примере конкретной WR+О двойной системы HD 193793 (WR140) рассматривается проблема взаимодействия двухфазных звёздных ветров, а также наблюдательные проявления этого взаимодействия. Здесь и далее мы называем двухфазным (или клочковатым) звёздный ветер, который состоит из разреженной и плотной фазы — облаков, то есть ветер, в котором присутствуют одновременно и плотные облака, и разреженная среда. В начале, чтобы иметь представление о рассматриваемых объектах, дадим краткую характеристику звёздам WR и WR+О двойным системам.
Звёзды Вольфа-Райе (WR) [1], были открыты французскими учёными Ш. Вольфом и Ж. Райе в 1867 году. Это горячие звёзды очень высокой светимости, для которых характерны яркие и широкие спектральные линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия, азота, углерода и кислорода в разных стадиях ионизации. В спектрах этих звёзд одновременно присутствуют мощный сравнительно низкотемпературный непрерывный спектр и линии атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации. Эти особенности спектров звёзд Вольфа-Райе связаны с наличием горячего ядра и протяжённых атмосфер, которые расширяются со скоростями порядка 1000 км/с.
Звёзды типа Вольфа-Райе образуют две последовательности [2]: азотную WN, в которой сильны линии азота, и углеродную WC, в которой преобладают линии углерода и кислорода. У звёзд обеих последовательностей присутствуют в спектрах линии водорода и гелия,
Введение
но линии водорода слабы и его мало. Отношение числа WC звёзд к полному числу звёзд WR в Галактике в среднем равно 50%, причём к центру Галактики WC звёзд больше 50%, а на периферии меньше [3]. Заметное количество звёзд Вольфа-Райе входит в состав двойных систем, ОВ-компоненты наблюдаются приблизительно у 43% звёзд WR [4].
Тот факт, что пространственное распределение WR звёзд похоже на распределение массивных О-звёзд с массами, большими 40 М [5], а также то, что они сильно концентрируются к плоскости галактики и показывают связь с рассеянными скоплениями, областями Н II и ОВ ассоциациями [6], свидетельствует о том, что WR звёзды являются молодыми объектами. В настоящее время считается, что WR звёзды -это конечная стадия эволюции массивных 0-звёзд [7]. В звёзды Вольфа-Райе на стадии горения гелия превращаются массивные звёзды, которые потеряли водородную оболочку в ходе предшествовавшей эволюции. Согласно [8], звёздами WR становятся либо компоненты тесных двойных систем с исходными массами, превышающими 20 М0 (в таких системах к потере водородной оболочки приводит обмен веществом между компонентами), либо одиночные звёзды или компоненты широких пар с массами, большими 40-50 М, для которых характерен интенсивный звёздный ветер. Тесные двойные звёзды порождают порядка 70% всех звёзд WR, а одиночные звёзды и широкие пары - порядка 30%.
Параметры одиночных звёзд Вольфа-Райе
Эффективные температуры (Те//) и светимости (L). Вопрос о температурах звёзд Вольфа-Райе достаточно важен, так как знание эффективной температуры и светимости звезды определяет её положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, что является хорошей предпосылкой для проверки различных эволюционных сценариев, и, несомненно, сложен: к рассматриваемым нами объектам не применимы простые, разработанные для нормальных звёзд и туманностей методы
Введение
анализа. Именно поэтому в литературе до сих пор можно встретить для одной и той же звезды сильно различающиеся значения температуры, хотя распределение энергии в непрерывном спектре для многих WR звёзд хорошо известно в широком диапазоне длин волн.
Анализ последних теоретических работ [7] показывает, что типичные эффективные температуры WN звёзд лежат в диапазоне 30 000-90 000 К, a lg(L/L0) - в диапазоне 5,5-5,9. Для WC звёзд диапазон Те// составляет 50000-100000 К, светимостей - 4,7-5,6. Учёт клочковатости звёздного ветра (см., например, [9]) не оказывает заметного влияния на получающиеся значения Te/j и L/Lq.
Массы (М). Согласно [10], оценки масс WR звёзд по двойным звёздам дают значения от 5 до 48 М. Среднее значение составляет 15,6-18,4 М. Хорошо согласуется с современными эволюционными сценариями для WR звёзд тот факт, что массы WC звёзд в среднем меньше, чем массы WN звёзд. Так, массы WN звёзд лежат в диапазоне от 8 до 48 Л/, диапазон их средних значений — 17,5-22,5 М. Массы WC звёзд лежат в диапазоне от 5 до 27 М, и среднее значение для них составляет 13,4 М.
Темп потери массы (М). Из Вольфа-Райе звёзд происходит мощное истечение вещества. Оценки скорости потери массы зависят от модели и химического состава расширяющейся оболочки звезды [11]. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям порядка 1000-2000 км/с, что в рамках модели однородного звёздного ветра составляет 10~6 — Ю-4 М/год. Однако, с некоторых пор появляется всё больше подтверждений тому, что реальные темпы потери масс звёздами Вольфа-Райе отличаются в несколько раз от определённых ранее (см., например, [12, 13]). Моффат и Роберт [14] указали в качестве причины этого расхождения облачную структуру ветра и отметили, что клочковатость может играть важную роль во всех горячих звёздах с ветрами. Первая попытка учесть клочковатость звёздного ветра при определении темпов потери масс была совершена в 1998 году [15]. В настоящее время согласно [16] можно считать, что определённые
Введение
в рамках модели двухфазного звёздного ветра темпы потери массы звёздами Вольфа-Райе различных подтипов лежат в диапазоне 2 10_6 — 10~4 Mq/год, а установившиеся скорости звёздных ветров составляют от 700 до 6000 км/с.
Химический состав атмосфер звёзд Вольфа-Райе. Тот факт, что в оттекающих атмосферах звёзд типа Вольфа-Райе гелия (но числу частиц) больше, чем водорода, впервые был отмечен Амбарцумяном в 1933 году. Первые определения числа ядер атомов, сделанные Амбарцумяном в 1933 г. и Соболевым в 1952 г. дали отношение Н/Не~ 0,4 — 0,55 [17]. Позднее [18, 19] стали считать, что для WC-звёзд всех типов оно меньше 0,1, а для WN-звёзд это отношение в среднем лежит в интервале 0,1-4. В дальнейших работах неопределённость сохранялась и Хилиер, отмечая, что переналожение линий в WC-звёздах делает достоверное определение содержания водорода весьма затруднительным, советует считать, что WC-звёзды совсем лишены водорода [20].
Определение химического состава оттекающих оболочек 30 WR звёзд с учётом их клочковатости [21] показало, что для WN звёзд отношение Н/Не но числу частиц ниже среднего космического, а в WC звёздах водород практически отсутствует. Для WN звёзд отношение N/He« 0,002 - 0,006, C/N« 0,05 по числу частиц, а для WC звёзд - C/Hew 0,1 — 0,5 по числу частиц и возрастает при переходе от поздних к ранним подтипам. Все результаты хорошо согласуются с аналогичными, полученными в рамках модели однородных атмосфер.
Некоторые параметры WR+O двойных систем
Отношение масс компонентов q = ^& лежит в интервале 0,17 - 2,67. Для WC звёзд q ~ 0,2 - 0,5, а для WN - 0,2 - 2,67. Масса WR звезды уменьшается с уменьшением q, для О-компонентов двойных систем такая зависимость не наблюдается [10]. Величина q является монотонной функцией подтипов WR звёзд, резко уменьшаясь от поздних классов к ранним для каждой из последовательностей WC и WN [22].
Введение
Массы О-компонентов в WR+О двойных системах лежат в диапазоне от 14 до 57 М, их среднее значение равно 32,8 М. Средние массы 0-звёзд в WN+О системах равны 31,2 М, а в WC+0 системах - 32,4 М [10].
Полная масса М WR+О систем содержится в диапазоне от 19 до 106 М, а её среднее значение лежит в диапазоне 48,5-51,1 М. Средняя величина полной массы WN+О систем - 50 — 54,7 М, WC+0 систем -44,6 М. Л4 растёт вместе с q [10].
Эксцентриситеты орбит WR+О двойных систем с периодами >70 дней в среднем составляют 0,3-0,8. Все системы с периодами <14 дней имеют круговые орбиты, а орбиты систем с периодами, лежащими в интервале от 14 до 70 дней являются либо круговыми, либо эксцентричными с е = 0,17 — 0,5 [10].
WR140 - информация о системе
В настоящее время WR+O звёздная система HD 193793 (WR140) является одной из наиболее изученных систем такого типа [23]. Двойная WC7+04-5 имеет видимую звёздную величину 7.07т и расположена в созвездии Лебедя. Это один из ярчайших нетепловых радиоисточников среди звезд WR. Наблюдения системы проводились практически во всех диапазонах электромагнитного спектра — УФ, рентгеновском, радио, 7, инфракрасном. Повышенный интерес к ней возник вскоре после того, как в середине 70-х годов наблюдались пекулярные радио [24] и инфракрасная [25], [26] вспышки. Большой объём наблюдательных данных позволил с достаточной точностью определить параметры орбиты этой системы, поэтому HD193793 представляет собой идеальный объект для проверки различных теорий формирования излучения в двойных системах с компонентами WR и О.
Сильная вытянутость и большие размеры двойной системы HD193793 позволили ясно увидеть возможную роль столкновений облаков в генерации её рентгеновского излучения. Большое расстояние между
Введение
компонентами в конечном итоге обуславливает настолько малую величину плотности газа обоих ветров в области столкновения, что поглощение и высвечивание оказываются значительно ослабленными. Кроме того, давление излучения от 0-звезды не оказывает существенного влияния на динамику, и оба ветра при столкновении будут иметь установившиеся скорости [27] (в тесных системах играет роль трудно учитываемое ускорение ветра). Совокупность этих обстоятельств позволяет существенно конкретизировать расчёты и провести детальное сравнение теории с наблюдениями кривой блеска в рентгеновском диапазоне, выполненными со спутников GINGA [28] и ASCA [29].
Рентгеновское излучение звёзд Вольфа-Райе
В двойных системах есть дополнительный способ исследования звёздного ветра, а именно, рентгеновское излучение от сталкивающихся ветров [30]. В 1967 г. Черепащуком было показано [31], что при столкновении звёздного ветра звезды WR со спутником ОВ в WR+OB двойных системах может возникать значительное рентгеновское излучение, которое формируегся за фронтом ударной волны. Позднее Прилуцкий и Усов [32] развили эту теорию, а Черепащук указал на возможность обнаружения двойных среди звёзд Вольфа-Райе но их рентгеновскому излучению [33]. Одним из основных критериев для определения двойственности системы является увеличение рентгеновского излучения (по сравнению с рентгеновским излучением одиночных звезд WR и ОВ), которое обусловлено излучением на фронте ударной волны, образующейся при столкновении сверхзвукового потока от звезды WR с ветром ОВ-звезды вблизи её поверхности [34]. Результаты анализа рентгеновских наблюдений 48 звёзд Вольфа-Райе в диапазоне 0,2-4 кэВ, сделанных с борта обсерватории EINSTEIN показали [35], что рентгеновская светимость звёзд Вольфа-Райе лежит в диапазоне Lx « Ю31 — 1034 эрг/с, причём средняя светимость одиночных звёзд составляет ~ 5 1031 эрг/с, а двойных
Введение 7
— от ~
до ~ 3,5 1033 эрг/с. Таким образом, наблюдаемые рентгеновские светимости WR+О двойных систем состоят из собственной рентгеновской светимости звезды WR ~ 5-Ю31, собственной рентгеновской светимости ОВ-звезды « 2 1032 — 5 1032 и рентгеновской светимости ударной волны, которая обычно превышает светимость каждого из компонентов системы [36].
В настоящее время теория разреженной фазы звёздного ветра разработана достаточно полно и в целом согласуется с наблюдениями. Тем не менее, рентгеновская светимость WR+О двойных систем оказывается чувствительной к принимаемому значению темпа потери массы, и, в зависимости от периода системы (P>20d, P<20d), получается либо больше, либо меньше наблюдаемой величины [36]. На примере девяти двойных систем Бычковым и Черенащуком [37] показано, что теоретическая светимость существенно превышает наблюдаемую с обсерватории "Эйнштейн". Эти различия и являются хорошей предпосылкой для развития облачной модели, которую предыдущие авторы не принимали к рассмотрению.
Рентгеновская светимость системы WR140 — ярчайшего рентгеновского источника — в диапазоне от 2 до 6 кэВ слабо переменна (не более 20%-30%) на протяжении всего орбитального периода. Об этом пишут практически все наблюдатели (см., например, [28, 29, 38, 39, 40]). В [28] отмечалось, что проинтерпретировать этот наблюдательный результат в рамках столкновения ветров с высвечиванием представляется весьма затруднительным из-за сильной вытянутости орбиты системы (е = 0,84), что и подтвердили расчёты, проведённые в рамках модели столкновения разреженных компонентов [41, 42, 43, 44].
Ветра от горячих звёзд
В последнее десятилетие проблема ветров от горячих звёзд приобрела новый аспект: появились весомые свидетельства в пользу наличия в нём облаков — плотных компактных образований, движущихся
Введение
вместе с обычно рассматриваемым разреженным газом. То, что звёздный ветер может иметь пространственные неоднородности, принципиальных возражений в литературе не вызывало и раньше, но при отсутствии прямых наблюдательных подтверждений раньше не было и подробной дискуссии. Действительно, прямые наблюдения с однозначной интерпретацией здесь, по-видимому, практически неосуществимы. Поэтому в проблеме облаков имело место постепенное накопление косвенной информации. Некоторое время назад сбор косвенных фактов достиг уже той стадии, когда стало актуальным качественно сформулировать в общем виде модель взаимодействия двухфазных вегров и попытаться с её позиций объяснить имеющиеся наблюдения и предсказать новые.
В 1967 г. Черепащук [31] для объяснения избыточного свечения в линии Hell звезды V444 Cyg предложил идею о дополнительном УФ-излучении в тесных двойных системах, обусловленном диссипацией при сверхзвуковом обтекании О-компонента газовым потоком от звезды WR. Представление о взаимодействии звёздного ветра с окружающей средой было введено в 1968 г. Пикельнером [45] на основании измерения Щегловым [46] допплеровских скоростей туманностей вокруг горячих звёзд. Прилуцкий и Усов [32] показали, что двойные системы WR+0 могут быть источниками заметного рентгеновского излучения.
Далее теория однородных потоков неоднократно рассматривалась в литературе с учётом многих физических процессов, таких как постепенный разгон ветра, радиационное давление [47], электронная теплопроводность [48], высвечивание в непрерывном спектре и в линиях резонансных переходов наиболее обильных химических элементов [49, 50], поглощение рентгеновского излучения холодным газом ветра [35, 43], неустойчивость течения [51]. Расчёты проводились как численными 2D [52, 53] и 3D [54] методами, так и аналитическим путём в рамках приближения Чёрного для стационарных двумерных задач [55, 56].
Представление об облачной структуре ветра, как говорилось выше, находится пока в стадии первоначального накопления материала,
Введение
первых, самых общих качественных моделей и сравнительно грубых теоретических оценок. Бычковым [57] в 1979 г. для объяснения тонковолокнистой структуры остатков сверхновых была предложена модель двухкомпонентного ветра от предсверхновой с параметрами звезды тина Вольфа-Райе. Черепащук [36] в 1990 г. применил эту идею для объяснения уменьшения теоретической светимости ветра для случая тесных двойных систем с компонентами ОВ и WR.
Другое свидетельство в пользу присутствия облаков следует из сопоставления темпа потери массы компонентом WN5 двойной системы V444, определённого двумя независимыми методами: наблюдения в радиодиапазоне дают величину, на порядок большую, чем оптические [38]. Облачная структура ветра звезды WR объясняет также их быструю спектральную и фотометри ческу ю переменность [58, 59, 60].
В одном объекте, принадлежащем к классу тесных двойных систем, — SS433 — облака обнаружены но пикам эмиссионных линий водорода. Они вылетают из области, непосредственно окружающей релятивистский объект — нейтронную звезду или чёрную дыру, в дальнейшем взаимодействуют с аккреционным диском и могут быть ответственны за часть рентгеновского и радиоизлучения системы. Процессы взаимодействия облаков с разреженной средой в SS433 проявляются наиболее выпукло и его интерпретация может служить отправной точкой для приложения модели к другим двойным системам.
Столкновение ветров, как известно, сопровождается генерацией ударных волн, с которыми связаны сложные физические процессы. Особенно усложняется проблема в случае облачной структуры, когда велико число ударных волн с самыми разными параметрами. Поэтому даже грубая постановка задачи требует проведения весьма сложных расчётов с учётом, как правило, многих физических процессов. Например, только для указанного выше несоответствия между теоретической и наблюдаемой светимостью ветра в рентгеновском диапазоне в литературе рассмотрены в качестве возможных следующие причины расхождения:
Введение 10
Поглощение рентгеновского излучения холодным компонентом ветра.
Комбинация адиабатического и радиационного режимов течения газа за фронтом ударной волны [61].
Клочковатость ветра.
Обратное комптоновское рассеяние оптических и УФ-квантов звезд на горячих электронах и высвечивание в линиях железа [62, 63].
Электронная теплопроводность перед фронтом.
Сложность физических процессов, имеющих место при взаимодействии ветров, требует для интерпретации наблюдений предварительного выполнения общих расчётов ударных волн для конкретных физических условий. В связи с этим в диссертации принята следующая система изложения материала.
В первой главе сформулирована модель взаимодействия двухкомпонентных потоков в двойных системах, изложена качественная картина пролёта одного облака и столкновения пары облаков, а также уделено внимание областям течения, в которых, по нашему мнению, при столкновении облаков формируется рентгеновское излучение и образуется пыль.
Во второй главе изложены два аспекта теории высвечивания ударных волн, имеющие самостоятельный интерес для условий в сталкивающихся ветрах и необходимые как для выполнения детальных расчётов, так и для развития модели в целом:
зависимость спектра непрерывного излучения от скорости фронта с учётом электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами и высвечивания путём свободно-свободных переходов;
ионизация перед фронтом железа до водородо- и гелнеподобных ионов излучением горячего газа, прошедшим через фронт, и
Введение
зависимость от скорости фронта интенсивности излучения в резонансных переходах FeXXV и FeXXVI.
В третьей и четвёртой главах мы конкретизируем модель облачного ветра в применении к двойной системе HD193793.
В третьей главе показано, что факт слабой переменности наблюдаемого рентгеновского излучения WR140 может иметь своё объяснение в рамках модели взаимодействия двухкомпонентных ветров, где разреженный и облачный компоненты играют примерно одинаковую роль. Детальные расчёты, приведённые во второй главе, показали, что примерное постоянство рентгеновской светимости несовместимо с большой вытянутостью орбиты, если газ за фронтом ударной волны не высвечивается, как это происходит при столкновении разреженных компонентов ветров. Поэтому столкновение облаков остаётся пока единственной возможностью объяснить наблюдаемый факт.
В четвёртой главе обсуждается эволюция пыли в облаках WR-компонента ветра HD193793: образование пылинок, их "выживание" в иоле излучения горячей звезды, последующий нагрев с образованием известной из наблюдений "инфракрасной вспышки". Как и в случае рентгеновского излучения, модель столкновения облаков остаётся пока единственной моделью, объясняющей наблюдения.
Основные положения, выносимые автором на защиту
Модель взаимодействия двухфазных звёздных ветров для двойных систем с WR и О-компонентами.
Объяснение отсутствия заметной переменности рентгеновского излучения двойной системы HD 193793.
Объяснение возможности возникновения пыли в условиях ветра от горячих звёзд, её сохранения и последующего нагрева при удалении от системы.
Введение 12
Расчёты спектра излучения ударной волны с учётом процессов, важных для условий в сталкивающихся ветрах от горячих звёзд — электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами и высвечивания при свободно-свободных переходах.
Расчёт рекомбинационного излучения ударной волны в резонансных линиях водородо- и гелиеподобного ионов железа с учётом фотоионизации газа перед фронтом.
Научная новизна
Для двойных систем с WR и О-компонентами впервые рассмотрена модель взаимодействия двухфазных звёздных ветров, состоящих из плотных компактных облаков и разреженного компонента.
Построена модель рентгеновского излучения двойной системы HD 193793, которая впервые учитывает роль как разреженного, так и облачного компонента звёздных ветров. В рамках этой модели впервые удалось объяснить тот факт, что наблюдаемая рентгеновская светимость данной системы практически постоянна и не зависит от фаз орбитального периода, несмотря на большую вытянутость орбиты.
В рамках модели столкновения двухфазных звёздных ветров впервые объяснён факт образования пыли в двойной системе HD 193793 и её "выживания" в поле ионизующего излучения звезды. Также впервые объяснено явление задержки ИК-вспышки в течение нескольких месяцев после момента периастра.
Впервые исследовано формирование спектра тормозного излучения радиативной ударной волны при одновременном учёте электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами, а также высвечивания при свободно-свободных переходах. Расчёты проводились для условий, типичных для сталкивающихся звёздных ветров от горячих звёзд.
Введение 13
Для условий сталкивающихся ветров впервые исследовано влияние
фотоионизации на свечение натекающего газа в линиях водородо-
и гелиеподобных ионов железа. Показано, что фотоионизация
приводит к существенному уменьшению зависимости интенсивности
линейчатого излучения от скорости фронта.
Теоретическая и практическая ценность работы
Предложенная в диссертации модель столкновения двухфазных звёздных ветров может быть использована при решении вопроса о том, насколько типично влияние облачной структуры ветра на рентгеновское излучение двойных систем.
Модель столкновения двухфазных звёздных ветров позволяет объяснить факт образования пыли и наблюдаемые особенности ИК-спектра в двойной системе HD 193793 и может быть применена для объяснения характера образования пыли в других WR+О двойных системах.
В рамках модели двухфазного звёздного ветра показано, что дискретность столкновений облаков может найти своё отражение в форме флуктуации рентгеновского излучения, которые могут быть обнаружены при наблюдениях.
Выяснено влияние электронной теплопроводности и различия между температурами ионов и электронов на спектр излучения ударной волны.
Выяснена роль фотоионизации в формировании излучения в линиях резонансных переходов водородо- и гелиеподобного ионов железа.
Показано, что для восстановления температуры фронта из наблюдений предпочтительнее жёсткая часть спектра.
Введение
Апробация работы
Результаты работы докладывались на международной конференции "Progress in Cosmic Gas Dynamics" (Москва, 1999), на Европейском Астрономическом Съезде (JENAM-2000, Москва), на астрофизическом семинаре в САО (2000), на семинарах в ИНАСАНе, на семинарах в отделе звёздной астрофизики ГАИШ МГУ.
Основные результаты, полученные в диссертации, опубликованы в следующих работах
Александрова О.В., Бычков К.В., Сейфина Е.В. "Происхождение рентгеновского излучения SS433 в гидродинамической модели". АЖ, том 74, N 5, стр. 731-739, 1997.
Александрова О.В., Бычков К.В. "Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков". АЖ, том 75, N 2, стр. 188-196, 1998.
Александрова О.В., Бычков К.В. "Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами". АЖ, том 75, N 4, стр. 532-538, 1998.
Александрова О.В, Бычков К.В. "Возможная роль облачной структуры ветра в рентгеновском излучении двойной системы HD 193793". АЖ, том 77, N 12, стр. 883-892, 2000.
Александрова О.В, Бычков К.В. "Формирование пыли в двойных системах с ОВ- и WR-компонентами в модели двухфазного звёздного ветра". АЖ, том 78, N 4, стр. 327-332, 2001.
Личный вклад автора
В статьях (2), (3), (4), (5) автором были независимо проведены все вычисления. В статье (1) автору принадлежит оценка возможной
Введение
роли электронной теплопроводности. Кроме того, для статьи (2) автор разрабатывала программы вычисления скоростей фотоионизации всех ионов 15 химических элементов (водорода, гелия, углерода, азота, кислорода, неона, натрия, магния, алюминия, кремния, серы, аргона, кальция, железа, никеля) и безразмерной концентрации этих ионов. В статье (4) автору принадлежит разработка программ, необходимых для вычисления рентгеновской кривой блеска разреженного компонента.
Структура и объём работы
Диссертация состоит из введения, четырёх глав, заключения и списка литературы. Текст иллюстрируют 23 рисунка и 2 таблицы, библиография содержит 128 наименований. Общий объём работы составляет 145 машинописных страниц.
Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами
Общие сведения об объектах исследования В настоящей работе на примере конкретной WR+О двойной системы HD 193793 (WR140) рассматривается проблема взаимодействия двухфазных звёздных ветров, а также наблюдательные проявления этого взаимодействия. Здесь и далее мы называем двухфазным (или клочковатым) звёздный ветер, который состоит из разреженной и плотной фазы — облаков, то есть ветер, в котором присутствуют одновременно и плотные облака, и разреженная среда. В начале, чтобы иметь представление о рассматриваемых объектах, дадим краткую характеристику звёздам WR и WR+О двойным системам. Звёзды Вольфа-Райе (WR) [1], были открыты французскими учёными Ш. Вольфом и Ж. Райе в 1867 году. Это горячие звёзды очень высокой светимости, для которых характерны яркие и широкие спектральные линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия, азота, углерода и кислорода в разных стадиях ионизации. В спектрах этих звёзд одновременно присутствуют мощный сравнительно низкотемпературный непрерывный спектр и линии атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации. Эти особенности спектров звёзд Вольфа-Райе связаны с наличием горячего ядра и протяжённых атмосфер, которые расширяются со скоростями порядка 1000 км/с. Звёзды типа Вольфа-Райе образуют две последовательности [2]: азотную WN, в которой сильны линии азота, и углеродную WC, в которой преобладают линии углерода и кислорода. У звёзд обеих последовательностей присутствуют в спектрах линии водорода и гелия, но линии водорода слабы и его мало. Отношение числа WC звёзд к полному числу звёзд WR в Галактике в среднем равно 50%, причём к центру Галактики WC звёзд больше 50%, а на периферии меньше [3]. Заметное количество звёзд Вольфа-Райе входит в состав двойных систем, ОВ-компоненты наблюдаются приблизительно у 43% звёзд WR [4]. Тот факт, что пространственное распределение WR звёзд похоже на распределение массивных О-звёзд с массами, большими 40 М [5], а также то, что они сильно концентрируются к плоскости галактики и показывают связь с рассеянными скоплениями, областями Н II и ОВ ассоциациями [6], свидетельствует о том, что WR звёзды являются молодыми объектами. В настоящее время считается, что WR звёзды -это конечная стадия эволюции массивных 0-звёзд [7]. В звёзды Вольфа-Райе на стадии горения гелия превращаются массивные звёзды, которые потеряли водородную оболочку в ходе предшествовавшей эволюции. Согласно [8], звёздами WR становятся либо компоненты тесных двойных систем с исходными массами, превышающими 20 М0 (в таких системах к потере водородной оболочки приводит обмен веществом между компонентами), либо одиночные звёзды или компоненты широких пар с массами, большими 40-50 М, для которых характерен интенсивный звёздный ветер. Тесные двойные звёзды порождают порядка 70% всех звёзд WR, а одиночные звёзды и широкие пары - порядка 30%. Эффективные температуры (Те//) и светимости (L).
Вопрос о температурах звёзд Вольфа-Райе достаточно важен, так как знание эффективной температуры и светимости звезды определяет её положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, что является хорошей предпосылкой для проверки различных эволюционных сценариев, и, несомненно, сложен: к рассматриваемым нами объектам не применимы простые, разработанные для нормальных звёзд и туманностей методы анализа. Именно поэтому в литературе до сих пор можно встретить для одной и той же звезды сильно различающиеся значения температуры, хотя распределение энергии в непрерывном спектре для многих WR звёзд хорошо известно в широком диапазоне длин волн. Анализ последних теоретических работ [7] показывает, что типичные эффективные температуры WN звёзд лежат в диапазоне 30 000-90 000 К, a lg(L/L0) - в диапазоне 5,5-5,9. Для WC звёзд диапазон Те// составляет 50000-100000 К, светимостей - 4,7-5,6. Учёт клочковатости звёздного ветра (см., например, [9]) не оказывает заметного влияния на получающиеся значения Te/j и L/LQ. Массы (М). Согласно [10], оценки масс WR звёзд по двойным звёздам дают значения от 5 до 48 М. Среднее значение составляет 15,6-18,4 М. Хорошо согласуется с современными эволюционными сценариями для WR звёзд тот факт, что массы WC звёзд в среднем меньше, чем массы WN звёзд. Так, массы WN звёзд лежат в диапазоне от 8 до 48 Л/, диапазон их средних значений — 17,5-22,5 М. Массы WC звёзд лежат в диапазоне от 5 до 27 М, и среднее значение для них составляет 13,4 М. Темп потери массы (М). Из Вольфа-Райе звёзд происходит мощное истечение вещества. Оценки скорости потери массы зависят от модели и химического состава расширяющейся оболочки звезды [11]. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям порядка 1000-2000 км/с, что в рамках модели однородного звёздного ветра составляет 10 6 — Ю-4 М/год. Однако, с некоторых пор появляется всё больше подтверждений тому, что реальные темпы потери масс звёздами Вольфа-Райе отличаются в несколько раз от определённых ранее (см., например, [12, 13]). Моффат и Роберт [14] указали в качестве причины этого расхождения облачную структуру ветра и отметили, что клочковатость может играть важную роль во всех горячих звёздах с ветрами. Первая попытка учесть клочковатость звёздного ветра при определении темпов потери масс была совершена в 1998 году [15]. В настоящее время согласно [16] можно считать, что определённые
Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков
В настоящее время WR+O звёздная система HD 193793 (WR140) является одной из наиболее изученных систем такого типа [23]. Двойная WC7+04-5 имеет видимую звёздную величину 7.07т и расположена в созвездии Лебедя. Это один из ярчайших нетепловых радиоисточников среди звезд WR. Наблюдения системы проводились практически во всех диапазонах электромагнитного спектра — УФ, рентгеновском, радио, 7, инфракрасном. Повышенный интерес к ней возник вскоре после того, как в середине 70-х годов наблюдались пекулярные радио [24] и инфракрасная [25], [26] вспышки. Большой объём наблюдательных данных позволил с достаточной точностью определить параметры орбиты этой системы, поэтому HD193793 представляет собой идеальный объект для проверки различных теорий формирования излучения в двойных системах с компонентами WR и О. Сильная вытянутость и большие размеры двойной системы HD193793 позволили ясно увидеть возможную роль столкновений облаков в генерации её рентгеновского излучения. Большое расстояние между компонентами в конечном итоге обуславливает настолько малую величину плотности газа обоих ветров в области столкновения, что поглощение и высвечивание оказываются значительно ослабленными. Кроме того, давление излучения от 0-звезды не оказывает существенного влияния на динамику, и оба ветра при столкновении будут иметь установившиеся скорости [27] (в тесных системах играет роль трудно учитываемое ускорение ветра). Совокупность этих обстоятельств позволяет существенно конкретизировать расчёты и провести детальное сравнение теории с наблюдениями кривой блеска в рентгеновском диапазоне, выполненными со спутников GINGA [28] и ASCA [29]. В двойных системах есть дополнительный способ исследования звёздного ветра, а именно, рентгеновское излучение от сталкивающихся ветров [30]. В 1967 г. Черепащуком было показано [31], что при столкновении звёздного ветра звезды WR со спутником ОВ в WR+OB двойных системах может возникать значительное рентгеновское излучение, которое формируегся за фронтом ударной волны. Позднее Прилуцкий и Усов [32] развили эту теорию, а Черепащук указал на возможность обнаружения двойных среди звёзд Вольфа-Райе но их рентгеновскому излучению [33]. Одним из основных критериев для определения двойственности системы является увеличение рентгеновского излучения (по сравнению с рентгеновским излучением одиночных звезд WR и ОВ), которое обусловлено излучением на фронте ударной волны, образующейся при столкновении сверхзвукового потока от звезды WR с ветром ОВ-звезды вблизи её поверхности [34].
Результаты анализа рентгеновских наблюдений 48 звёзд Вольфа-Райе в диапазоне 0,2-4 кэВ, сделанных с борта обсерватории EINSTEIN показали [35], что рентгеновская светимость звёзд Вольфа-Райе лежит в диапазоне Lx « Ю31 — 1034 эрг/с, причём средняя светимость одиночных звёзд составляет 5 1031 эрг/с, а двойных до 3,5 1033 эрг/с. Таким образом, наблюдаемые рентгеновские светимости WR+О двойных систем состоят из собственной рентгеновской светимости звезды WR 5-Ю31, собственной рентгеновской светимости ОВ-звезды « 2 1032 — 5 1032 и рентгеновской светимости ударной волны, которая обычно превышает светимость каждого из компонентов системы [36]. В настоящее время теория разреженной фазы звёздного ветра разработана достаточно полно и в целом согласуется с наблюдениями. Тем не менее, рентгеновская светимость WR+О двойных систем оказывается чувствительной к принимаемому значению темпа потери массы, и, в зависимости от периода системы (P 20d, P 20d), получается либо больше, либо меньше наблюдаемой величины [36]. На примере девяти двойных систем Бычковым и Черенащуком [37] показано, что теоретическая светимость существенно превышает наблюдаемую с обсерватории "Эйнштейн". Эти различия и являются хорошей предпосылкой для развития облачной модели, которую предыдущие авторы не принимали к рассмотрению. Рентгеновская светимость системы WR140 — ярчайшего рентгеновского источника — в диапазоне от 2 до 6 кэВ слабо переменна (не более 20%-30%) на протяжении всего орбитального периода. Об этом пишут практически все наблюдатели (см., например, [28, 29, 38, 39, 40]). В [28] отмечалось, что проинтерпретировать этот наблюдательный результат в рамках столкновения ветров с высвечиванием представляется весьма затруднительным из-за сильной вытянутости орбиты системы (е = 0,84), что и подтвердили расчёты, проведённые в рамках модели столкновения разреженных компонентов [41, 42, 43, 44].
Рентгеновская кривая блеска при столкновении разреженных компонентов
Наши расчёты рентгеновской кривой блеска двойной системы WR140 были выполнены но методу Чёрного [96], справедливого для стационарных двумерных задач. Мы опирались на работу Усова [41], но, в отличие от него, учли обмен энергией между ионами и электронами, двухтемпературность (согласно нашим оценкам характерных времён, это необходимо для данной системы (см. раздел 3.2 настоящей главы)), а также поправку Буземана. Расчёты были проведены в предположении адиабатичности разреженного газа (см. раздел 3.2). Физические аспекты взаимодействия оказывают существенное влияние на вид кривой блеска, и наиболее важную роль играет неоднотемпературность газа. Наши расчёты показали, что в ветре от звезды WR важную роль играет обмен энергией между ионами и электронами, который дополнительно уменьшает тормозное излучение в апоастре, где температура электронов ниже из-за меньшей скорости обмена. В ветре от ОВ-звезды вклад обмена энергией между ионами и электронами несущественен. Конечная скорость обмена энергией ионов с электронами приводит также к хорошо видному на рис. 3.3 сдвигу фазы теоретической кривой блеска рентгеновского излучения. При больших скоростях возможен вклад ещё одного физического процесса — электронной теплопроводности. Детальные расчёты, приведённые в главе 2, показали, что примерное постоянство рентгеновской светимости несовместимо с большой вытянутостью орбиты (е = 0,84), если газ за фронтом ударной волны не высвечивается, как это происходит при столкновении разреженных компонентов ветров. Результатом наших вычислений явилась теоретическая рентгеновская кривая блеска двойной системы WR140, которая приведена на рис. 3.3. Она была рассчитана для диапазона 2-6 кэВ, что соответствует жёсткой части спектра в наблюдениях со спутников GINGA, ASCA и EXOSAT [28, 29, 39]. По вертикальной оси отложен логарифм рентгеновской светимости Lx системы, по горизонтальной — время в годах, прошедшее с момента периастра. Хорошо видна сильная зависимость теоретической светимости от фазы, в первом приближении соответствующая закону Lx ос 1/г. Она вполне объяснима с физической точки зрения, причём большую роль играет геометрический фактор — вытянутость орбиты (эксцентриситет системы равен 0,84), а также физические факторы, о которых упоминалось ранее. Действительно, при отсутствии высвечивания рентгеновское излучение определяется объёмной мерой эмиссии ME =n2V, где V — объём излучающего газа. С увеличением расстояния г между компонентами плотность ветра падает пропорционально г-2, а V а г3, поэтому ME ос 1/г. Расстояние между компонентами в периастре и апоастре различается в « 10 раз, что во многом определяет теоретическую зависимость рентгеновской светимости от фазы орбитального периода. Сравним полученные нами результаты с упомянутыми выше наблюдениями со спутников EXOSAT, GINGA и ASCA. Авторы [29] сообщают о крайне слабой зависимости рентгеновского излучения системы от фазы орбитального периода.
А именно, в диапазоне 2-6 кэВ наблюдается хорошее согласие потоков, измеренных спутником GINGA в 1987.59 (2.3 года после периастра) и спутником ASCA в 1993.44 (3 месяца после периастра). Теоретическая светимость, наоборот, сильно меняется со временем. Как видно и рис.3.3, через два года после периастра она должна уменьшится примерно в три раза. Это расхождение с теорией подтверждают три наблюдения HD193793 в 1984-85 гг., выполненные со спутника ЕХ-OSAT: вариации светимости в диапазоне 2-5 кэВ не превышали 20% [39]. Авторы [29] резюмируют, что нет убедительного свидетельства в пользу того, что наблюдаемый поток в диапазоне энергий квантов выше 2 кэВ заметно меняется по мере увеличения или уменьшения расстояния между звёздами этой двойной системы. Итак, модель, в которой рассматривается столкновение одних только разреженных компонентов звёздного ветра, не может объяснить факта слабой переменности рентгеновского излучения HD193793, о котором пишут авторы [28, 29]. По нашему мнению, это говорит о большой роли облачного компонента ветра в рассматриваемой системе. Мы считаем, что для того, чтобы объяснить наблюдаемую кривую блеска двойной системы HD193793, надо рассмотреть модель столкновения двухфазных ветров, состоящих из разреженных компонентов и облаков. Перейдём к модели столкновения облаков. В отличие от разреженного компонента, облака не создают какой-то определённой границы раздела. Поэтому нужно оценить вклад каждого облака в высвечивание и просуммировать эти вклады. Каждое достаточно плотное облако практически свободно пролетает сквозь околозвёздный газ двойной системы, испытывая лишь постепенное торможение в разреженном газе ветра противоположной звезды. Поэтому облака могут взаимодействовать практически по всему объёму системы. Во время редких столкновений облаков внутрь каждого из них бежит ударная волна. Скорость волны и относительно невозмущённого газа для облаков 1 и 2 соответственно зависит от плотности облака р. Для сильной ударной волны с высвечиванием на фронте справедлив закон сохранения потока импульса: Если плотности облаков одинаковы, то величина и приблизительно равна скорости облака относительно центра масс, то есть в системе центра масс облаков фронт неподвижен, а невозмущённый газ как бы натекает на него и каждое из облаков сжимается в блин. В случае большого различия в плотностях облаков получается иная картина. По менее плотному облаку бежит мощная волна, скорость которой близка к алгебраической сумме скоростей облаков щ+и2, в то время как в более плотном скорость значительно ниже. Выясним, при каких условиях газ высвечивается. Нас интересует, что произойдёт раньше: газ высветится или ударная волна пройдёт по облаку. Для этого сопоставим динамический масштаб и - скорость ударной волны, то есть скорость облака относительно центра масс, с временем высвечивания на фронте Здесь А; — постоянная Больцмана, Tsh — температура на фронте, определяемая адиабатой Гюгонио, n — плотность числа частиц в невозмущённый части облака, а (р — функция высвечивания. Множитель 4 учитывает сжатие газа на фронте. В рассматриваемых условиях главным механизмом радиационного охлаждения является тормозное излучение [74]: Множитель Гаунта g , согласно [74], примем равным 1.2. Величина а получается суммированием по наиболее обильным химическим элементам где Zi — заряд ядра, а У — относительное содержание химического элемента по числу частиц, причём ХГІ І = ! Предполагается, что все принимаемые во внимание элементы полностью ионизованы. В случае ОВ-звезды достаточно учесть только водород и гелий, при этом величина сгов оказывается численно равной молекулярному весу газа /І без учёта электронов: Для оценки сгов мы положили содержание гелия І не равным 0.1. Ветер от звезды WR имеет иной состав; в нём мало водорода, велико содержание гелия и есть заметное количество углерода Ус- Примем Уне =
Физические условия в области образования пыли
Значительный интерес представляют условия, при которых пылинки могут появиться сравнительно недалеко от горячих звёзд. Из условия теплового баланса следует, что в ветрах WC-звёзд аморфный углерод не должен образовываться. Однако, как показывают наблюдения (см, например, [100]), пыль там присутствует. Пионерские работы по формированию пыли в звёздных потоках [118, 119] основывались на предположении, что газ, в котором формируются гранулы, находится в состоянии теплового баланса, то есть пыль образуется в медленно охлаждающемся газе. В этом случае содержание молекул в ветре зависит только от начального состава газа, от его температуры и полного давления. Хотя это предположение не применимо в большинстве астрофизических условий, в которых формируется пыль, расчёты для случая теплового баланса показывают, какого типа молекулы должны конденсироваться в газе. При температуре ниже 2000 К и в диапазоне давлений от 1 до 104 дин/см2 термодинамически выгодным является образование твёрдого углерода (см. рис. 4.2). Занимаясь проблемами формирования пыли вокруг горячих, обеднённых водородом звёзд, Шершнев и Тиеленс пришли к следующим выводам: 1. модель термодинамического равновесия не применима к ветрам WC-звёзд; 2. химическая модель кинетики образования пылевых "зародышей" должна объяснять присутствие аморфного углерода в ветрах этих звёзд. Рассчитав модель формирования пыли в сферически-симметричном ветре одиночной звезды WC9 с типичными параметрами для ветра звёзд этого класса, Шершнев и Тиеленс сделали вывод, что для формирования пыли необходима двухфазная структура ветра, причём скачок плотности между разреженной и плотной фазами должен составлять 103 — 104, и более плотная среда должна быть нейтральной. В качестве возможной модели, авторы предлагают двухфазный ветер WC-звезды, состоящий из сферически-симметричного ионизованного разреженного потока и плоского плотного нейтрального потока, который они отождествляют с экваториальным диском [64]. Согласно [101], формирование пыли и её пространственное распределение определяются 4 основными факторами: 1. изменение расстояние между звёздами вблизи нериастра; 2. нестабильности в ветре WR-звезды и/или нестабильности в зоне столкновения ветров; 3. вызванные нестабильностями ударные волны, которые приводят к сильным флуктуациям температуры; 4. дополнительное повышение плотности ветра WR-звезды [120]. Комбинация всех этих четырёх факторов приводит авторов к величине порядка 103 для контраста плотности между образующимися облаками и разреженным газом. Размер пылинок оценивают из моделей.
Согласно [26] размер углеродных "зародышей" a(graphite) «Зх 10 6 см. В статье отмечается, что если считать, что вещество, испущенное системой HD193793, расширяется изотропно до того радиуса, на котором начинается формирование пыли, тогда плотность слишком мала, приблизительно в 104 раз меньше, чем нужно для образования пыли. Это несоответствие навело авторов на мысль о необходимости образования облаков или извержения звездой относительно плотного вещества с n 1012 см-3 (если пылевые зародыши конденсируются и дорастают до размеров порядка Ю-5 см). Согласно [105] пылинка с зародышем 0.003/zm за время быстрого расширения звёздного ветра дорастает до размера не больше 0.1 /шг. Таким образом, результаты разных авторов, полученные в разное время (на "заре" исследования данной проблемы и в наши дни) хорошо согласуются между собой. Многие наблюдатели определяли температуру пыли звёзд Вольфа-Райе. Моделирование для звезды WR125 [109] дало температуру пыли 673 К, а аналогичное моделирование для того же объекта на основе наблюдений 1991.56 г. дало для вытянутой по радиусу пылевой оболочки температуру пыли на внутренней границе 730 К. Для внутренней границы пылевой области звезды WR137 температура оказалась равной 780 К [100]. Наибольшее внимание привлекала к себе система WR140. Согласно наблюдениям, температура пыли в этой системе росла от 450 К на момент 1973.40 до 990 К в 1977.42. Наилучшее согласие с наблюдениями получилось в модели ИК-вспышки, в которой температура находится в интервале от 600 К до 1000 К, а поглощение происходит по закону К\ А-1. Временные изменения температуры пыли показывают, что пыль удаляется от звезды с постоянной скоростью. Экстраполяция показала, что вещество, в котором сформировалась пыль, было испущено звездой в конце 1976 года [26]. ИК-наблюдения HD 193793, проведённые в 1978