Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Методы анализа переменности профилей линий и по иска магнитного поля 27
1.1. Анализ переменности 27
1.2. Поиск магнитного поля 35
1.3. Модифицированный дифференциальный метод 41
1.4. Выводы 44
Глава 2. Наблюдения ( Ori Аа 47
2.1. Введение 47
2.2. Основные сведения о звезде. Наблюдения и обработка спектров 47
2.3. Поиск микропеременности профилей линий 49
2.4. Поиск магнитного поля 54
2.5. Обсуждение результатов 56
2.6. Заключения и выводы 59
Глава 3. Анализ переменности профилей линий в спектре звезды є Per А 61
3.1. Введение з
3.2. Общая информация о звезде 62
3.3. Наблюдения и редукция данных 63
3.4. Поиск микропеременности 64
3.5. Поиск магнитного поля 76
3.6. Обсуждение результатов 79
3.7. Заключение 82
Глава 4. Нестационарные процессы в звездных ветрах: влияние на отношение интенсивностей запрещенных и интеркомбина ционных линий (f/i) 83
4.1. Введение 83
4.2. Модель нестационарной плазмы 86
4.3. Нестационарное заселение уровней 89
4.4. Обсуждение и результаты 94
4.5. Заключение 100
Заключение
Список литературы
- Модифицированный дифференциальный метод
- Поиск микропеременности профилей линий
- Наблюдения и редукция данных
- Нестационарное заселение уровней
Введение к работе
Актуальность работы. Одной из наиболее важных проблем звездной астрофизики 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 нескольких суток до часов. Спектральные наблюдения горячих звезд в различных диапазонах: рентгеновском, УФ-, видимом — свидетельствуют о присутствии в атмосферах звезд структур различных размеров и плотностей [1-7] и [40]. Формирование этих структур объясняется вращением, нерадиальными пульсациями, образованием околозвездных дисков, струй и т. д. На образование крупномасштабных структур может оказывать влияние магнитное поле звезд [8-11].
Наличие магнитного поля у ОВА-звезд может служить одной из причин их сильного рентгеновского излучения. В рамках модели магнитно удерживаемой ударной волны (Magnetically confined wind-shock model, MCWS) потоки вещества звездного ветра направляются вдоль магнитных силовых линий к магнитному экватору, где сталкиваются, порождая стоячую ударную волну. При этом за ударной волной образуется протяженная горячая разреженная область, излучающая в рентгене, и тонкий плотный околозвездный диск в области магнитного экватора [8, 9].
Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны привести к возмущению структуры звездного ветра [10, 11] и, как следствие, вызвать оптические микровспышки и рентгеновское излучение. У многих массивных ОВА-звезд обнаружено излучение в рентгеновском 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 ОВ-звезд показали, что отношения интенсивностей R = f/i в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах ОВ-звезд (см., например, работы [12-14] и др.). Для объяснения малости отношения R для ОВ-звезд предложен ряд гипотез: воз-
можно, рентгеновское излучение образуется в более плотных структурах в атмосфере [15], возможно, на интенсивность линий диагностики влияет ультрафиолетовое излучение [12].
Гипотеза, рассмотренная в рамках данной работы, связывает аномально низкие соотношения R с нестационарными процессами в атмосферах звезд ранних спектральных классов. При регулярном прохождении по атмосфере ОВ-звезд ударных волн плазма регулярно нагревается до высоких температур 106-108К [12, 16]. При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней становится существенно нестационарным и населенность уровней может сильно зависеть от времени. Это означает то, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно 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 разработанности
Исследовательская часть работы состоит их трех основных частей: поиск магнитного поля, поиск микропеременностей профилей линий, поиск причин аномально низких отношений f /і для рентгеновских линий в спектрах ОВ-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 [17, 18], также переменность профилей НІ, Неї, Hell была обнаружена в работах [19-22], впоследствии она была обнаружена и в других диапазонах: ИК- [23], УФ- [24-26] и рентгеновском [27-29].
Для ОВ-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей: их напряженности имеют очень большой разброс: от < 100 Гс [30] до 20 кГс [31]. Данная работа является продолжением серии работ по поиску магнитного поля [32-34].
Последняя же часть является наименее исследованной: рентгеновские наблюдения ОВ-звезд показали, что отношения интенсивностей R = f/i в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах ОВ-звезд (см., например, работы [12-14] 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 диссертационной работы является анализ микропеременности линий и измерение магнитного поля в звездах ранних спектральных классов. Важной целью работы являет-
ся исследование свечения горячей плазмы низкой плотности при нестационарном заселении уровней атомов и ионов, а также проверка гипотезы о влиянии нестационарного заселения уровней в плазме на отношение интенсивностей линий в спектрах этих звезд.
Научная новизна. В рамках данной работы были впервые применены методы вейвлет-анализа при анализе характерных размеров структур в атмосферах звезд, в результате чего получены свидетельства присутствия в атмосфере звезды ( Or і Аа средне- и крупномасштабных структур. Обнаружены новые переменные компоненты в спектрах ( Огі Аа и є Per А. Дана верхняя оценка величины продольного компонента магнитного поля є Per А. Также впервые было проведено исследование влияния нестационарного заселения уровней на интенсивность рентгеновских линий в спектрах ОВ-звезд.
Практическая и теоретическая значимость. Полученные результаты по поиску быстрой переменности в є Per А и ( Огі Аа могут быть использованы для построения моделей звезд подобных спектральных классов и классов светимостей. Результаты по измерению магнитного поля в тех же звездах были использованы при составлении базы данных магнитных полей звезд. Разработанные автором диссертации программы поиска магнитного поля 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 быть использованы в дальнейших исследованиях влияния нестационарных процессов в атмосферах горячих звезд, газовых туманностей, межзвездной и межгалактической среды на их спектры.
Методы исследования. Для исследования быстрой переменности профилей линий применялись методы Фурье- и вейвлет-анализа, для оценки величины напряженности продольного магнитного поля применялся метод LSD [35] и МДМ [36, 37] (см. подробнее в содержании работы). Моделирование интенсивностей линий проводилось численными методами, на основе кода АРЕС [38].
Результаты и положения, выносимые на защиту
Обнаружение короткопериодических вариаций профилей линий в звезде ( Огі Аа с периодами от 1 до 3 часов, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями.
Обнаружение короткопериодических вариаций профилей линий в звезде є Per А с частотами 3.8-13 сут.-1, также, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями.
Обнаружение крупно- и среднемасштабных переменных компонентов вариаций профилей линий в спектре звезды є Per А, возможно, связан-
ных 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 звезды є Per А: (Ві) = 200 ± 100 Гс.
Обнаружение значительного влияния нестационарного заселения уров
ней на мгновенное (до почти трех порядков) и среднее (до 20%) отноше
ние интенсивностей линий R = f/i: а также на оценку пе по среднему
отношению 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 Space Science», Санкт-Петербург, Россия, 4-8 июля 2011 г.
Семинар «AtomDB Work week and Workshop — 2012», CiA, Cambridge, MA, США, 6-10 августа 2012 г.
Молодежная астрономическая конференция «Наблюдаемые проявления эволюции звезд», САО РАН, п. Нижний Архыз, Россия, 15-19 октября 2012 г.
Симпозиум IAU «Magnetic Fields Throughout Stellar Evolution», Biarritz, Франция, 25-30 августа 2013 г.
Конференция «Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars», Москва, Россия, 3-7 июля 2013
Конференция «Magnetism and Variability in О 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 [34, 40, 42], где соискатель был основным соавтором, и в [43-45], где он был одним из соавторов, а также тезисах и материалах конференций: [46, 47].
Личный вклад автора. Обработка результатов, представленных в статьях [34, 40, 44], и написание кода LSD в статье [40] было сделано автором. В статье [42] модификация программы АРЕС и дополнительный код в среде Mathematica также был сделан автором. Часть результатов по статистике магнитных полей, представленные в статьях [43, 45] получены автором. Результаты представленные в докладах на конференциях [46, 47] также получены автором.
Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из четырех глав, двух приложений, 15 таблиц, 75 рисунков, 145 страниц, вступления и заключения. Список цитируемой литературы состоит из 159 наименований.
Модифицированный дифференциальный метод
Спектральные наблюдения в УФ [30, 31] и видимом диапазонах [32-37] свидетельствуют о присутствии в атмосферах структур различных плотностей и размеров со временами жизни от долей часа до нескольких часов. Формирование данных структур связывают с нерадиальными пульсациями (НРП), радиационной неустойчивостью, переменностью ветра, образованием околозвездных дисков и струй, вращением звезд и магнитным полем.
Вследствие образования мелкомасштабных неоднородностей в атмосферах горячих звезд, профили должны показывать стохастическую (нерегулярную) переменность. Такая переменность, характерная для звезд типа Вольфа — Райе (WR), была также обнаружена у О-звезд ( Pup [38] и HD 93129А [39]. В профилях эмиссионных линий этих звезд были обнаружены небольшие эмиссионные пики, перемещающиеся от центра к краю профиля, связанные с мелкомасштабными неоднородностями в расширяющихся атмосферах (ветрах).
Регулярная и квазирегулярная переменность профилей линий в спектрах ОВ-звезд возникает в связи с образованием крупномасштабных структур в звездном ветре.
В отличие от звезд класса В, амплитуда переменности звезд класса О и ранних подклассов В (ВО-ВЗ) относительно мала — 1-3% [40]. Поэтому, скорее, следует говорить о микропеременности профилей линий.
Одной из целей данной работы является изучение быстрой спектральной переменности в оптическом диапазоне у звезд ранних спектральных классов. Под быстрой переменностью мы понимаем переменность с характерными временами от минут до нескольких часов.
Несмотря на длительность изучения переменностей профилей линий, физическая природа переменности остается не до конца ясной.
Регулярные короткопериодические изменения профилей линий (3-12 часов) Неї и других ионов в спектрах ОВ-звезд связываются с нерадиальными пульсациями [37].
НРП, так же как и радиальные пульсации, объясняются к-механизмом, предложенным в [41], но в данном случае НРП пик непрозрачности приходится на область ионизации группы железа, где температура достигает 200 000 К [42-44].
Различают несколько видов пульсирующих звезд. Звезды типа /3 Сер характеризуются короткими периодами пульсаций (2-12 часов) и малыми амплитудами изменения блеска ( 0.4т). К ним ОТНОСЯТСЯ звезды спектрального класса ВО-ВЗ [45]. Они пульсируют в р- и g-модах низкого порядка.
Медленно пульсирующие звезды SPB пульсируют в g-модах с большими периодами (1-3 дня) и меньшими амплитудами изменения блеска ( 0.2т). К ним ОТНОСЯТСЯ звезды главной последовательности спектральных классов В2-В9. Прототипом SPB-звезд является звезда 53 Per [45].
Существуют также и гибридные пульсирующие звезды, которым присущи пульсации типа SPB и /3 Сер одновременно. К ним относится, например,
Другой вид переменности профилей линий связан с вращением звезд. Такой тип переменности (вращательная модуляция профилей) охватывает практически все звезды, имеющие неоднородное поверхностное распределение таких параметров, как магнитное поле, температура, химический состав. 8 результате вращения звезды присутствие неоднородностей в ее атмосфере вызывает регулярные вариации небольшой амплитуды ее блеска и профилей спектральных линий. Периоды переменности равны либо составляют долю периода 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] и детально развита в [47], где были выполнены двумерные гидродинамические расчеты 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 поверхности звезды: 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 на некотором расстоянии от звезды, зависящем от различных факторов, в том числе 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.
Как видно из предыдущего пункта введения, регулярная переменность профилей линий связывается с образованием крупномасштабных структур в звездном ветре. Одной из причин образования таких структур является наличие в атмосфере ярких и/или темных пятен. Образование пятен связывается с нерадиальными пульсациями [48] и/или поверхностным магнитным полем [49, 50].
Согласно теории радиативно управляемого ветра О-звезд (Radiation-driven wind), скорость потери массы на единицу поверхности звезды прямо пропорциональна потоку излучения с поверхности. Поэтому у пульсирующих звезд, где имеет место локальное изменение потока, возникают возмущения в вышележащем слое ветра. Переменность в основании ветра приводит к образованию быстрых и медленных структур, которые сталкиваются между собой, образуя ударную волну, сжимающую разреженное вещество ветра в плотную оболочку[48].
НРП обнаружены у многих горячих звезд, однако периоды НРП для ОВ-звезд (часы) значительно короче периодов переменности в УФ-диапазоне, где формируются линии ветра. В некоторых случаях переменность удается объяснить с помощью НРП (см., например, BW Vul [48]). Однако в большинстве случаев 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 меньше период появления ДАК. Такая зависимость не должна наблюдаться, если ДАК вызваны только НРП. Таким образом, анализ переменности профилей на временных шкалах порядка периода вращения звезды позволяет исследовать структуру атмосфер ОВ звезд.
Поиск микропеременности профилей линий
Магнитные поля были обнаружены у многих типов звезд. Для маломассивных звезд поздних типов происхождение магнитного поля объясняется гидродинамической динамо-активностью во внешних конвективных областях звезды [52].
Свидетельством того, что в горячих звездах ( 1.5М) имеется магнитное поле, является наблюдение расщепления спектральных линий, вызываемое эффектом Зеемана. Большая часть случаев обнаружения полей была у химически пекулярных звезд спектральных классов В и А [52], величина поля составляет в них 103 Гс. Для непекулярных ОВ-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей: их напряженности имеют очень большой разброс: от 100 Гс [53] до 20 кГс [54].
Пока не ясен вопрос о происхождении магнитного поля ОВ-звезд. Возможно, оно является реликтовым остатком со времени формирования звезды, как было предложено для химически пекулярных Ар-Вр-звезд, тогда 10% наблюдаемых ОВ-звезд должны иметь дипольные магнитные поля величиной несколько сотен гаусс. Другая возможность — генерация поля динамо-процессами в конвективных ядрах [52], тогда величина поля будет зависеть от скорости 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 связано прежде всего с тем, что ОВ-звезды достаточно горячи, поэтому в них относительно мало спектральных линий. К тому же линии в спектре ОВ-звезд сильно уширены из-за быстрого вращения и вклада звездного ветра.
Магнитные поля также могут являться причиной формирования крупномасштабных структур в атмосферах ОВ-звезд и, как следствие, наблюда 11 емой переменности. В настоящее время поле обнаружено у около 20 звезд спектрального класса О [56-60] и у большого числа звезд ранних подклассов класса В [61-63]. Магнитное поле в основном наблюдается у химически пекулярных 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 внутреннего углового 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, ( 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-shock model, MCWS), предложенной в работе [49, 64]. В данной модели потоки вещества звездного ветра направляются вдоль магнитных силовых линий к магнитному экватору, где сталкиваются, порождая стоячую ударную волну. При этом за ударной волной образуется протяженная горячая разреженная область, излучающая в рентгене и тонкий плотный околозвездный диск в области магнитного экватора (см. Рисунок 1). Эта модель объясняет вращательные модуляции в рентгеновском диапазоне, которые коррелируют с переменностью линий в оптическом для звезды О1 Ori С [49]. Однако прямой зависимости между рентгеновской светимостью и величиной магнитного поля пока не обнаружено [65].
Модель MCWS была положена в основу исследования, представленного в работе [50], в которой было выполнено моделирование влияния дипольного магнитного поля на радиационно управляемый ветер горячих звезд высокой светимости. С помощью этих расчетов были объяснены некоторые наблюдательные проявления переменности ветра в УФ-, оптическом и рентгеновском
Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны вызвать возмущение звездного ветра [66, 67].
Существование находящихся близко к поверхности конвективных зон у горячих звезд может быть связано с пиком непрозрачности элементов группы железа. 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, чтобы вызвать 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 Н и Не [71-73], вращательная модуляция эмиссионных бальмеровских линий в спектрах Ве-звезд [74, 75], фотометрическая переменность звезд [66] и присутствие нетепловых источников излучения в радиодиапазоне [76]. В двойных системах WR+О, О+ОВ наблюдаемое жесткое рентгеновское излучение и синхротронное излучение, образующееся в области столкновения ветров звезд, также может указывать на наличие магнитного поля у этих звезд [77-79].
Наблюдения и редукция данных
Эффективным способом определения параметров горячей плазмы в ветрах звезд ранних спектральных классов является анализ относительных ин-тенсивностей рентгеновских линий гелиеподобных ионов.
Наиболее яркими линиями гелиеподобных ионов в рентгеновском диапазоне являются следующие: резонансная линия Is2 о—ls2p :Pi (w), которая также обозначается как г, интеркомбинационные линии Is2 о—ls2p 3P2,i (х и у), для суммарной интенсивности которых используется обозначение і = х + у, и запрещенная линия Is2 о—ls2s 3Si, обозначаемая z или f.
Длины волн указанных линий составляют, например, для иона соответственно OVII 21.603, 21.796, 21.799, 22.095 А. 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 пе, при которой населенности уровней становятся существенно зависящими от скорости их деактивации электронным ударом, оценивается как ncrit = A/q, где q — скорость деактивации уровня п = 2 электронными ударами, А — вероятность спонтанного перехода с данного уровня. Например, для иона OVII ncrit 1010см 3.
Столкновения ионов при плотностях выше критической со свободными электронами приводят к быстрому переходу электронов с верхнего уровня запрещенного перехода ls2s 3Si на верхние уровни интеркомбинационных переходов ls2p 3P2,i, что уменьшает интенсивность линии / и повышает суммарную интенсивность интеркомбинационных линий. Таким образом, зная соотношение можно оценить электронную плотность в плазме [81].
Для еще больших плотностей электроны с уровня ls2s о также могут переходить на уровень ls2p Pi и резонансная линия тоже становится чувствительной к электронной плотности в случае OVII при пе 1 1018 см-3.
Рентгеновские наблюдения ОВ-звезд показали, что отношения интенсив-ностей Л в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах ОВ-звезд (см., например, работы [82-84] и др.). Для объяснения малости отношения R для ОВ-звезд предложен ряд гипотез, изложенных в следующих разделах.
Впервые данная гипотеза была высказана в работе [82]. Для того чтобы отношение R было меньше по сравнению с вычисленным для равновесной плазмы, электроны, попадающие на уровень ls2s 3Si, должны перейти на уровень ls2p 3Pi,2, при этом уменьшается интенсивность запрещенной линии / и повышается интенсивность интеркомбинационных линий і. Такой переход может произойти, в частности, благодаря УФ-излучению звезды.
В работе [82] были выполнены оценки радиуса rcrit, на котором скорость фотовозбуждения перехода с метастабильного уровня на интеркомбинационный равна скорости А спонтанного перехода с него же на нижний уровень. Тем самым была оценена область возможного формирования запрещенных линий (на расстояниях от центра звезды меньше rcrit формирование запрещенных линий подавлено).
В рамках этой гипотезы значительная доля рентгеновского излучения образуется в плотных структурах в атмосфере звезды (в облаках) с пе 1013 см-3, что на 1-2 порядка больше, чем плотность окружающей среды, и для них отношение R ближе к наблюдаемому. Впервые предположение о прогреве плотных облаков при прохождении по ним ударных волн было высказано в работе [85] для двойной системы HD 193793, состоящей из звезды класса О и звезды типа WR.
Рентгеновское излучение в данной модели порождается столкновением плотных облаков в ветрах двух звезд ранних спектральных классов (см. Рисунок 2). Сталкивающиеся ветры звезд являются двухкомпонентными: они содержат как плотные облака, так и разреженную межоблачную среду. Рентгеновское излучение образуется в зоне столкновения двух ветров в основном в компактных и плотных облаках. Отсюда следует, что завышенные оценки плотности для звезд могут быть объяснены тем, что полученные по наблюдениям значения R относятся, главным образом, к излучению, образовавшемуся в прогретых до высокой температуры облаках.
В работе [85] рассматривалась двойная система, однако предположение о прогреве до высоких температур плотных облаков в атмосферах одиночных ОВ-звезд также может быть справедливым, так как в их атмосферах могут существовать плотные облака [86], которые могут быть прогреты до высоких температур при прохождении по ним ансамбля ударных волн [87].
Нестационарное заселение уровней
Кроме упомянутой выше гипотезы об опустошении верхних уровней запрещенных переходов УФ-излучением звезды, возможно объяснение аномального отношения f /і формированием рентгеновского излучения в плотных горячих неоднородностях (облаках) в атмосферах ОВ-звезд [155]. Нагрев плотных облаков в сталкивающихся ветрах ОВ-звезд рассмотрен в работе [85]. Плотные облака в атмосферах одиночных ОВ-звезд могут быть нагреты при прохождении в атмосфере ударных волн, генерируемых радиативной неустойчивостью звездного ветра [86, 87].
Прохождение ударных волн в неоднородных атмосферах ОВ-звезд приводит к сжатию и прогреву плазмы на фронте ударной волны, а затем к ее 5 4 З
Зависимость отношения f/i для ионов VII, NelX, MgXII и SiXIII в зависимости от расстояния от поверхности звезды ( Ori. По оси у — отношение f/i, по оси х — электронная плотность пе (сверху) и величина г/Д — 1, где г — расстояние от центра звезды; Д — радиус звезды. Пунктирной линией указаны отношения f/i без учета влияния УФ, сплошной линией — с учетом влияния УФ. Толстой линией указана зона, где может образовываться рентгеновское излучение с получаемым из наблюдений отношением f/i/ [82] быстрому высвечиванию. Это означает, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на текущих интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения R.
В настоящей главе проанализирована гипотеза, объясняющая малое значение отношения f/i наличием нестационарного заселения уровней ионов в плазме.
В разделе 4.2 описана используемая модель нестационарной плазмы, а в разделе 4.3 приведены уравнения баланса населенностей для нестационарного заселения уровней и изложена методика расчета значения отношения R для нестационарной плазмы. Результаты работы обсуждены в разделе 4.4. В разделе 4.5 представлены выводы к работе.
Как было указано выше, при регулярном прохождении по атмосфере (ветру) ОВ-звезды ударных волн плазма в атмосфере регулярно нагревается до высоких температур — 106-108К [82, 88]. В плотном ветре звезды скорость охлаждения велика и время высвечивания составляет от 10 до 106 секунд, (см. Таблицу 4.1), что приводит к охлаждению нагретой плазмы за фронтом ударной волны. В Таблице 4.1 тгг = (nearr)_1, где агг — скорость радиативной рекомбинации; аналогично определяется характерное время диэлектронной рекомбинации т& 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 рентгене горячую плазму с Т = 107-108 К, так и холодный околозвездный диск [89], Таблица 4.1. Оценки характерных времен высвечивания rrad, радиативной рекомбинации тгг, диэлектронной рекомбинации т т и характерного времени ионизации электронным ударом тюп. Данные рассчитаны при использовании кода АРЕС [99] для приведенных моделей. Функции высвечивания для оценки rrad взяты из работы [156]. Все времена указаны в секундах
При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней может стать существенно нестационарным и населенность уровней будет зависеть от времени. Цель настоящего исследования состоит в том, чтобы выяснить, как меняется отношение интен-сивностей линий R в нестационарной плазме от времени. При этом следует различать «мгновенное» отношение Rm = Rm(t), определяемое состоянием плазмы в текущий момент времени , и «квазинаблюдаемое» отношение Ла, определяемое усреднением потоков излучения в запрещенных и интеркомбинационных линиях по некоторому промежутку ехр: см. формулы (4.2) и (4.3). При выборе промежутка времени ехр равным времени экспозиции в наблюдениях на спутниках Chandra и ХММ можно моделировать отношения интен-сивностей 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 рассмотрим следующую модель излучающей плазмы: оптически тонкая плазма с постоянной электронной концентрацией пе находится в стационарном состоянии, характеризуемом температурой Тс. В момент времени t = 0 плазма мгновенно нагревается до температуры Th, далее находится при температуре Th в течение времени th- В момент времени t = th плазма мгновенно остывает до температуры Тс. В момент времени t = tc + t снова происходит нагрев плазмы до температуры Th. Далее процессы нагрева и остывания плазмы повторяются. Таким образом, данная модель характеризуется параметрами ne, Тс, tC: Th и Th. В предлагаемой модели плазма в течение времени т tc находится в «холодном» состоянии с температурой Тс и время mh в «горячем» состоянии с температурой Th, где т — число циклов нагрева-охлаждения плазмы.
Отметим, что данная модель не вполне физична, так как и нагрев и охлаждение плазмы не могут происходить мгновенно, а электронная концентрация пе при переменной температуре плазмы должна изменяться. Однако следует отметить, что характерное время изменения электронной концентрации близко динамическому времени dyn S/c, где S — характерный размер излучающей в рентгеновском спектре области плазмы; с — скорость звука. Для условий, характерных для плазмы расширяющихся атмосфер ОВ-звезд, dyn составляет часы [158], поэтому предположение о постоянстве пе можно принять в качестве первого приближения.