Содержание к диссертации
Введение
1 Введение 5
1.1 Характеристика объектов исследования 5
1.1.1 Быстрая спектральная переменность звезд ранних спектральных классов. Механизмы переменности 6
1.1.2 Модели атмосфер горячих массивных звезд 9
1.1.3 Эволюция массивных звезд 10
1.1.4 Эволюция звезд промежуточных масс. Образование планетарных туманностей 11
1.1.5 Планетарные туманности. Сиектры и химический состав 13
1.1.6 Физические параметры туманностей и распределение в галактике. Классификация . 14
1.2 Общая характеристика работы 16
1.2.1 Актуальность проблемы 16
1.2.2 Цель работы и постановка задачи 17
1.2.3 Научная новизна 18
1.2.4 Теоретическая и практическая ценность 18
1.2.5 Апробация работы 18
1.2.6 Публикации но теме диссертации 19
1.2.7 Результаты, выносимые на защиту 22
1.3 Краткое содержание диссертации 23
2 Излучение и диагностика разреженной плазмы 24
2.1 Разреженная плазма 24
2.1.1 Дифференциальная мера эмиссии плазмы 24
2.1.2 Глобальные характеристики неоднородной плазмы 25
2.2 Атомные параметры 28
2.2.1 Радиационные параметры 28
2.2.2 Фотоионизация и фотонагрен электронного газа 30
2.2.3 Рекомбинация и рекомбинационное охлаждение 37
2.2.4 Возбуждение и ионизация атомов и ионов электронным ударом. Столкновения с атомами водорода 45
2.2.5 Центр атомных данных и диагностики плазмы для астрофизики 49
2.3 Ионизационное состояние плазмы 51
2.3.1 Уравнения ионизационного баланса 51
2.3.2 Однородная плазма 52
2.3.3 Плазма с флуктуациями температуры и плотности 52
2.4 Излучение плазмы 53
2.4.1 Механизмы образования линий в плазме 54
2.4.2 Ре комбинационный механизм 55
2.4.3 Столкновительный механизм образования линий 56
2.4.4 Селективные механизмы 58
2.4.5 Излучение плазмы с флуктуациями плотности и температуры 62
2.4.6 Излучение разреженной плазмы в непрерывном спектре 63
2.4.7 Свечение горячей плазмы в рентгеновских линиях 65
2.5 Высвечивание шіазмьі. Функция высвечивания 66
2.5.1 Однородная плазма 68
2.5.2 Неоднородная плазма 68
2.5.3 Влияние вариаций содержания элементов на функцию высвечивания 69
2.5.4 Функция высвечивания для разных моделей распределения дифференциальной меры эмиссии 69
2.6 Диагностика плазмы 70
2.6.1 Общая постановка задачи о диагностике плазмы 70
2.6.2 Методика диагностики плазмы 71
3 Планетарные туманности: спектры и химическая эволюция 75
3.1 Спектры туманностей. Классификация линий. Каталоги 75
3.1.1 Спектры туманностей 75
3.1.2 Классификация линий в спектрах туманностей 7С
3.1.3 Каталог линий в спектрах туманностей 76
3.2 Рекомбинационные спектры ионов С, N и О 77
3.2.1 Эффективные коэффициенты рекомбинации 77
3.2.2 Влияние на рекомбинационные спектры отклонений от LS-СВІІЗИ 80
3.3 Модели туманностей. Определение параметров моделей 82
3.3.1 Физическое и статистическое (стохастическое) моделирование 82
3.3.2 Влияние флуктуации температуры и плотности на интенсивности линий спектров планетарных туманностей 82
3.3.3 Стохастическая модель туманностей 85
3.3.4 Ионизационные поправочные множители 89
3.3.5 Процедура сравнения ыабльодаемых и рассчитанных интенсивностей линий 89
3.3.0 Влияние различных представлений функции правдоподобия на определяемые параметры
туманностей 90
3.4 Линии элементов с 30 в спектрах туманностей 93
3.5 Температуры, плотности и химический состав туманностей 95
3.5.1 Источники интенсивностей линий в спектрах туманностей 95
3.5.2 Электронные температуры и амплитуды флуктуации Те 96
3.5.3 Содержание углерода и кислорода 96
3.5.4 Проблема углерода 99
3.5.5 Среднее содержание С и О и содержание для групп ПТ 101
3.5.6 Интенсивности линий ионов азота и содержание азота в туманностях 101
3.5.7 Электронные концентрации и амплитуды флуктуации пе в туманностях 102
3.0 Зависимость физических параметров туманностей от массы и возраста звезд-предшественников туманности 103
3.6.1 Определение масс ядер туманностей 103
3.6.2 Зависимость содержания элементов в туманностях от массы их центральных звезд 104
3.7 Химическая эволюции системы галактических планетарных туманностей 106
3.7.1 Градиенты содержания элементов в Галактике 107
3.7.2 Эволюция градиентов содержания элементов 108
3.8 Мелкомасш'і-абная структура туманностей 113
3.8.1 Малые конденсации в туманностях 113
3.8.2 Образование и свойства конденсаций в туманностях 114
Наблюдения ярких ОВ сверхгигантов и их анализ 117
4.1 Наблюдательная программа исследования быстрой переменности 118
4.1.1 Наблюдения программных звезд в 1997 г. 120
4.1.2 Наблюдения 2001 г. 120
4.1.3 Наблюдения 2003 г. 121
4.1.4 Наблюдения 2004 и 2005 гг. 121
4.2 Обработка спектров 122
4.2.1 Наблюдения 1997 г. 122
4.2.2 Наблюдения 2001 и 2003 гг. 123
4.2.3 Наблюдения 2004 и 2005 гг. 124
4.2.4 Определение уровня континуума 124
4.3 Атласы спектров 125
4.4 Методы анализа переменных профилей 127
4.4.1 Спектр временных вариаций профилей 127
4.4.2 Фурье-анализ временных рядов 130
4.4.3 Метод вей влет-анализа 132
4.5 Переменность профилей линий в спектрах звезд 19 Сер, а Саш и A Ori 138
4.5.1 Обнаружение переменности 138
4.5.2 Использование методов вейвлет-анализа для исследования переменности профилей . 140
4.5.3 Поиск регулярных изменений профилей в спектре звезды A Ori 143
4.6 Профили линий в спектре звезды 5 Ori А и их переменность 147
4.6.1 Общие сведения о тройной системе J Ori А 147
4.6.2 Вклады различных компонент системы в профили линий 148
4.6.3 Вариации средних профилей. Разностные профили 149
4.6.4 Вейвлет-анализ вариаций профилей линий 152
4.6.5 Регулярная переменность профилей линий в спектре J Ori А 153
4.6.6 Нерадиальные пульсации как возможная причина переменности профилей линий 150
4.7 Переменность профилей линий в спектре звезды (-Нет 158
4.7.1 Основные сведения о звезде іНег 158
4.7.2 Переменность профилей линий 159
4.7.3 Регулярная переменность профилей 162
4.7.4 Анализ гармонических компонентов вариаций профилей линий 163
4.7.5 Эволюционный статус (Her 166
5 Спектры звезд ранних спектральных классов с расширяющимися оболочками 168
5.1 Структура и спектры оболочек Ае/Ве звезд Хербига 168
5.1.1 Наблюдательные данные 168
5.1.2 Модель оболочки 169
5.1.3 Ионизационное равновесие 172
5.1.4 Линии поглощения в спектрах Ае/Ве звезд Хербига 176
5.2 Ионизационное и тепловое состояние звезд типа Вольфа-Райе 182
5.2.1 Модель атмосферы и уравнения ионизационного равновесия 182
5.2.2 Квазинебулирное приближение 183
5.2.3 Учет ионизации с возбужденных уровней 189
5.2.4 Тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе 193
5.2.5 Ионизационная структура атмосфер звезд WB, 197
5.3 Профили линий в облачной модели расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд 200
5.3.1 SEI-метод 200
5.3.2 Профили линий н спектрах звезд типа WR 203
5.3.3 Моделирование переменности профилей линий в спектрах 0-звезд 205
5.3.4 Излучение облачных атмосфер в непрерывном спектре 210
5.4 Стохастическая облачная модель расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд 213
5.4.1 Стохастическая облачная модель 213
5.4.2 Моделирование быстрой спектральной переменности 219
5.5 Трехфазная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов 225
5.5.1 Образование и дифференциальная мера эмиссии горячего газа в атмосферах звезд ранних спектральных классов 226
5.5.2 Рентгеновские спектры звезд спектрального класса О 226
6 Заключение 229
7 Библиография 230
8 Приложения 240
- Эволюция звезд промежуточных масс. Образование планетарных туманностей
- Возбуждение и ионизация атомов и ионов электронным ударом. Столкновения с атомами водорода
- Влияние флуктуации температуры и плотности на интенсивности линий спектров планетарных туманностей
- Использование методов вейвлет-анализа для исследования переменности профилей
Введение к работе
Проблема образования внутренней структуры расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд ранних спектральных классов и газовых туманностей является одной из важнейших в астрофизике. В настоящее время эта проблема еще далека от решения. Ее исследование является основной задачей настоящей диссертации.
Актуальность проблемы. Изучаемые в диссертации горячие звезды и газовые туманности относятся к ярчайшим объектам нашей и других галактик. В их спектрах присутствуют абсорбционные и эмиссионные линии атомов и ионов элементов от водорода до свинца В последние десятилетия получено большое число наблюдательных и теоретических свидетельств неоднородности этих объектов, присутствия в них субструктур (конденсаций) различных размеров.
В настоящее время появилась уникальная возможность детального исследования таких структур, связанная, главным образом, со значительным увеличением количества и качества наблюдательных данных. Современные приемники излучения, установленные на наземных телескопах и на космических аппаратах, дают возможность получения изображений газовых туманностей с высоким угловым разрешением, что позволяет непосредственно видеть детали их структуры. Свидетельством неоднородности атмосфер звезд ранних спектральных классов является быстрая переменность их спектров на шкалах времени от минут и часов до нескольких суток. В настоящее время спектры быстропеременных звезд могут быть получены с высоким временным разрешением (менее 3-10 минут) и отношением сигнал/шум >500 при спектральном разрешении до 0.2 А и выше.
Несмотря на беспрецедентно возросшие возможности получения детальной информации об этих объектах, понимание механизмов образования их структуры пока еще не достигнуто Анализ спектров исследуемых объектов на современном этапе развития астрофизики требует перехода от однородных и квазиоднородных моделей данных объектов к неоднородным и многокомпонентным моделям, позволяющим теоретически исследовать как меняются их спектры со временем.
Таким образом, задача разработки методов исследования спектров и структуры неоднородных астрофизических объектов - газовых туманностей и оболочек горячих звезд, решению которой посвящена диссертация, представляется актуальной.
Исследования структуры газовых туманностей и оболочек горячих звезд позволяют понять процессы образования структур в других галактических и внегалактических объектах: межзвездной и межгалактической среде, атмосферах звезд поздних спектральных классов, что также говорит об актуальности темы настоящего исследования.
Целью работы являегся разработка методов анализа и диагностики свечения неоднородной плазмы и построение на основе разработанных методов моделей газовых туманностей и горячих звезд с расширяющимися оболочками, а также определение характеристик неоднородностей в исследуемых объектах при сравнении их наблюдаемых и теоретических спектров Для достижения цели диссертационной работы решаются следующие задачи-
вычисление или поиск в литературе и современных базах данных необходимых для расчета спектров изучаемых объектов атомных параметров;
РОС НАЦИОНАЛЬНАЯ} 3 БИБЛИОТЕКА. ]
ЛИ* J
разработка методики описания горячей плазмы с флуктуациями температуры и плотности и определения характеристик свечения такой плазмы: распределения атомов по стадиям ионизации, относительных потоков в линиях, скоростей высвечивания плазмы;
построение на основании предложенных методов моделей газовых туманностей, учитывающих присутствие в них флуктуации температуры и плотности излучающей плазмы;
разработка программы поиска быстрой переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов. Получение в рамках этой программы спектров ярких ОВ-звезд с высоким временным и спектральным разрешениями и большим отношением сигнал/шум;
создание методов анализа длинных последовательностей спектров звезд, позволяющих на высоком уровне значимости выделить регулярные и нерегулярные (стохастические) компоненты вариаций профилей линий Использование разработанных методов для поиска и анализа быстрой переменности профилей линий в спектрах программных звезд;
построение моделей атмосфер (оболочек) звезд ранних спектральных классов, позволяющих учесть присутствие в оболочках областей с существенно различающимися температурами, концентрацией атомов и полем скоростей. Расчет изменений этих спектров со временем, согласующихся с наблюдаемыми вариациями профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов.
Научная новизна работы. В диссертации разработаны новые методы расчета спектров разреженной плазмы с флуктуациями температуры и плотности Предложен оригинальный метод диагностики такой плазмы, основанный на применении методов математической статистики.
Созданы методы анализа спектров ярких звезд спектральных классов О и В с высоким временным разрешением (3-20 минут). Разработана процедура изучения быстрой переменности профилей линий, основанная на применении методов Фурье и вейвлет-анализа и позволяющая разделять вклады регулярных и нерегулярных компонент в вариациях профилей линий. Использование данных методов позволило открыть и детально исследовать переменность профилей в спектрах изучаемых звезд на коротких временных шкалах (часы-дни).
Предложена стохастическая облачная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов. В рамках этой модели из сравнения наблюдаемых и модельных спектров определены параметры ансамбля конденсаций (облаков) в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе (WR). Рассчитано ионизационное и тепловое состояние оболочек звезд типа WR как в межоблачной среде, так и внутри облаков. Разработана трехфазная модель атмосфер, описывающая ансамбли плотных горячих (Т = 10в-т-107К) и холодных (Т яг 104К) облаков в атмосферах этих звезд, находящихся в разреженной межоблачной среде с Т и 105К. Эта модель использована для определения параметров горячих облаков, формирующих рентгеновское излучение звезд.
Построена модель газово-нылевых облаков в оболочках Ае/Ве звезд Хербига, включающая центральное ядро и газовопылевую оболочку. В рамках данной модели рассчитаны ионизационная и тепловая структуры облаков и эквивалентные ширины абсорбционных линий Nal и Call в спектрах звезд Хербига.
Научная и практическая ценность работы.
Разработанные в диссертации методы расчета спектров разреженной плазмы с флуктуациями температуры и плотности применимы при анализе неоднородной плазмы любой природы, в частности, корональной плазмы, лазерной плазмы и плазмы ионосферы Земли.
Использование предложенной в диссертации методики диагностики плазмы значительно расширяет возможности исследования плазмы как в космосе, так и на земле. Этот метод позволяет проводить мониторинг плазмы, исследовать изменения температуры и плотности плазмы со временем, возникновение, эволюцию и затухание возмущений кинетической температуры и электронной концентрации в ней.
Рассчитанные автором диссертации атомные параметры для астрофизически значимых ионов С, N и О, а также ачомные характеристики, полученные из литературы и баз атомных данных вошли в созданные при участии диссертанта и широко известные среди астрофизиков каталоги атомных данных и каталог линий в спектрах газовых туманностей,
Разработанная в диссертации стохастическая модель атмосфер звезд типа WR и звезд спектральных классов О и В может быть использована для построения моделей атмосфер других типов звезд, учитывающих существование неоднородностей в их атмосферах.
На защиту выносятся следующие основные результаты:
-
Заключение о сильной зависимости излучательных характеристик разреженной астрофизической плазмы от амплитуды малых флуктуации концентрации атомов и температуры в ней Методика расчета излучательных свойств и диагностики плазмы с флуктуациями температуры и плотности;
-
Объяснение расхождения содержания С, N и О в туманностях, определяемого по интенсивноетям рекомбинационных линий и линий переходов, возбуждаемых электронным ударом, как результат присутствия флуктуации температуры и переоценки интенсивностей слабых рекомбинационных линий;
-
Заключение о согласии зависимости содержания элементов в планетарных туманностях от массы ядра центральной звезды туманности с определяемыми в теории эволюции звезд промежуточных масс (2 - 8MQ). Вывод о расхождении градиентов содержания элементов в Галактике, определяемых из исследования ансамбля галактических планетарных туманностей, с рассчитываемыми в современных моделях химической эволюции Галактики;
4 Разработка программы поиска быстрой переменности звезд ранних спектральных классов, по которой получено свыше 1200 спектров ярких ОВ-звезд с высоким спектральным и временным разрешениями и отношением сигнал/шум > 300 Методика обнаружения сверхслабых вариаций профилей. Заключение о нерадиальных фотосферных пульсациях как об основном механизме
короткопериодической (2-8 часов) переменности профилей линий в спектрах программных звезд;
5. Разработка стохастической и трехфазной моделей атмосфер звезд ранних спектральных классов. Методика определения параметров атмосфер ранних спектральных классов на основе использования методов вейвлет-анализа. Вывод о присутствии в расширяющихся атмосферах звезд типа WR компактных структур с большой дисперсией скоростей, составляющей 10-20% от терминальной скорости звездного ветра.
Апробация работы. Основные результаты диссертации неоднократно докладывались на семинарах кафедры астрофизики Санкт-Петербургского государственного университета и на семинарах Института астрофизики и физики атмосферы АН Эстонии и Института физики АН Литвы, а также на следующих международных, всесоюзных и российских конференциях и симпозиумах: 1. Всесоюзной конференции по теории атомов и атомных спектров (Тбилиси, 23-26 ноября 1981 г.)
-
Симпозиуме MAC No. 103 Planetary Nebulae (London, England, August 1982)
-
Всесоюзной конференции Образование эмиссионных линий в спектрах звезд и галактик (Тарту, май
1982 г) 4. Международной конференции МК spectral classification (Toronto, Canada, June 1983)
-
Всесоюзном совещании Звезды Волъфа-Райе и родственные объекты (Эльна, Эстония, октябрь 1986 г.)
-
Симпозиуме MAC No. 131 Planetary Nebulae (Mexico-City, Mexico, 5-9 October 1987)
-
ПІ Всесоюзной конференция Атомные и молекулярные данные для астрофизики (Молетай, Литва, май 1988 г)
-
Международной конференции Physics and composition of interstellar matter (Bachotec, Poland, 4-9 June
1990)
9 22-м совещании Европейской группы по атомной спектроскопии EGAS-22 (Upsala, Sweden, July, 1990)
-
X Всесоюзной конференции по теории атомов и атомных спектров (Ростов, октябрь 1990 г.)
-
IV Всесоюзной конференции Атомные и молекулярные данные для астрофизики (С-Петербург, 19-20 ноября 1991 г.)
-
XI Всесоюзной конференции по теории атомов и атомных спектров (Суздаль, декабрь 1991 г.)
-
Симпозиуме MAC No. 155 Planetary Nebulae (Insbruck, Austria, July 13-17,1992)
14. Симпозиуме MAC No. 162 Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type Stars (Antib, France, October 1993)
-
Симпозиуме MAC No. 163 WR stars: Binaries, Colliding wmds, Evolution (Elba, Italy, 1-5 May 1994)
-
IV совещании рабочей группы проекта MUSICOS (Beijine, China, June 1994)
-
Международной конференции Assymetncai planetary nebulae (Haifa, 8-13 Aug, 1994)
-
Симпозиуме MAC No 180 Planetary Nebulae (Groningen, Netherlands, August, 25-30 1996)
-
Международной конференции ISO's View on Stellar Evolution (Noordwijkerhout, The Netherlands, July 1-4, 1997)
-
Симпозиуме MAC No. 191 Asymptotic Giant Branch Stars (Montpellier, France, Aug 27 - Sept 1, 1998)
21 Симпозиуме MAC No. 193 Wolf-Raet phenomena in massive stars and starburst galaxies (Puerto Vallarta,
Mexico, 3-7 November 1998)
22 Международном совещании Thermal and ionization aspects of flows from hot stars- observation and
theory (Tartu, Estonia, 23-27 August 1999)
-
Международной конференции 1ENAM-2000 (Joint European and National Meeting), European astronomy at the turn of the rmlemum (Moscow, Russia, May 29 - June 3, 2000)
-
Международном коллоквиуме Atomic and Molecular Data For astrophysics (Moscow, Russia June 5-6, 2000)
-
Генеральной ассамблее MAC (Manchester Gieat Britain, August 7-18, 2000)
-
1-й Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербурі, 6-12 августа 2001 г.)
-
Международной конференции Мелсдународное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы (Москва, 25 мая-2 июня 2002 і )
-
Международной конференции Magnetic star <> (Special Astrophysics] Observatory, Russia, August 27 -31, 2003)
-
11-й Всероссийской астрономической конференции (Москва, 3-8 июня 2004 г)
Структура и объем диссертации Диссертация состоит из пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы (419 названий) и трех приложений. В диссертации 120 рисунков и 51 таблица Общий объем диссертации - 276 страниц.
Эволюция звезд промежуточных масс. Образование планетарных туманностей
Присутствие плотных конденсаций (облаков) в атмосферах звезд типа WR и звезд спектрального класса О в значительной степени определяет рентгеновское излучение двойных систем типа WR+OB. Именно гипотеза о том, что в облачном компоненте атмосферы содержится значительная доля вещества расширяющихся атмосфер звезд типа WR, позволяет согласовать наблюдаемые и рассчитанные рентгеновские потоки таких систем [91]. Недавно высказано предположение, что столкновения облаков в атмосферах WR и ОВ компонентов WR+OB двойных систем поддерживают высокие значения рентгеновских потоков в период, когда компоненты этих систем находятся в области апоастра [1].
Систематические прямые наблюдения переменных деталей (субпиков) в профилях эмиссионных липий в звездах Вольфа-Райе, впервые выполненные в 80-х годах [306], были продолжены в работе [361]. Анализ отдельных субпиков в спектрах нескольких звезд типа WR привел к выдвижению феноменологической модели формирования апсамбля неодпородпостей (облаков) в атмосферах со степенным законом их распределения по массам. В работе [308] отмечено, что учет неоднородности атмосфер звезд типа WR может уменьшить теоретическую скорость потери массы на множитель 3.
Подобные спектральные детали недавно обнаружены и в спектре ярчайшей звезды спектрального класса О С Pup. Анализ профилей линии НеIIЛ4686 в спектре этой звезды, полученных с высоким отношением сигнал/шум (ft; 1000), позволил выявить смещающиеся от центра к крыльям линии детали профиля (субпики) [173J.
Схожесть картины переменности профилей в спектрах звезд типа WR и звезд спектрального класса О наводит па мысль, что описанная выше облачная модель может быть использована для описания структуры атмосфер не только звезд типа WR, а и ОВ-звезд. Такая гипотеза, высказанная в работе автора диссертации [259], использовалась для описания переменности профилей липий в спектре звезды a Cam [265].
Как показывают оценки [259, 307], общее число облаков может превышать 103. Основная масса из этого большого числа облаков — это малые и сверхмалые облачка с размерами 0.1 — 0.0Ш. Вариации профилей линий, вызываемые этими облачками, незначительны и не могут быть обнаружены с помощью имеющихся на настоящий момент инструментов.
В то же время число крупных облаков, вызывающих спектрально обиаружимые изменения в профилях липий, не превышает одного-двух десятков. Влияние каждого из них на детали спектра, формируемые всеми остальными из этой группы облаков, незначительно, поэтому каждое из них можно в первом приближении рассматривать независимо. Имеются наблюдательные свидетельства в пользу предположения, что облака в атмосферах О и WR-звезд образуются вблизи фотосферы звезды и затем движутся наружу вместе с ветром [269].
Гипотеза о том, что переменность профилей линий может быть объяснена при предположении о том, что в атмосферах звезд существуют области с повышенной и пониженной плотностью вещества, стала в последнее время весьма популярной. Так например, она привлекалась для описания переменности линий в спектрах звезд типа Т Тельца [196, 304], Ае/Ве звезд Хербига [32, 17, 352] и других объектов. Все такие модели могут быть в принципе названы облачными, так как в них предполагается наличие в атмосфере областей повышенной (облака) и пониженной (меоюоблачная среда) плотности вещества. Однако во избежание терминологической путаницы будем в дальнейшем понимать под облачной только модель, предложенную в работе [3]. В дальнейшем термины облачная модель, облака и межоблачная среда будем выдел ять курсивом.
Регулярная переменность профилей линий звезд спектральных классов О и В. Пульсации звезд. Магнитные поля звезд ранних спектральных классов В отличие от звезд типа Вольфа-Райе у звезд спектрального класса О и ранних подклассов звезд спектрального класса В обнаружена спектральная переменность, связанная с наличием в атмосферах крупномасштабных неодпородностей: околозвездные оболочки, диски или струи [355, 242, 317]. Наиболее ярким ее проявлением является появление в фиолетовых частях профилей резонансных УФ липий NIV, SilV и других ионов переменных дискретных абсорбционных компонентов (ДАК), перемещающихся к фиолетовому краю профиля. Процесс формирования ДАК происходит регулярно с рекуррентным периодом 1-2 дня, а их образование обычно связывается с существованием крупномасштабных структур в атмосферах звезд. Предполагается, что такие структуры ответственны и за переменность профилей линий HI и Неї в видимой области спектра. В пользу этой гипотезы говорит близость периодов изменений в профилях оптических линий и периодов формирования ДАК [252, 242].
Появление крупномасштабных структур в атмосферах связывается с существованием возмущений скорости истечения и темпа потери вещества в основании ветра этих звезд [153]. Наиболее разработанной гипотезой, объясняющей формирование подобных структур, является предположение о наличии у них умеренного магнитного поля (/ « 200 — 300Гс). В самые последние годы выполнены детальные поляриметрические исследования ряда ярких ОВ-звезд, позволившие подтвердить наличие подобного поля у О-звезды в1 Огі С [161] и некоторых В-звезд [160, 317].
Магнитное поле, обнаруженное у ряда ОВ-звезд [160, 161], существенным образом влияет на движение вещества в атмосфере и приводит к образованию крупномасштабных структур в атмосферах [109]. Быстрое вращение звезд спектрального класса В, обладающих умеренным магнитным полем и расширяющимися атмосферами, приводит к формированию плотных вращающихся околозвездпых дисков Ве-звезд [130]. Газодинамические расчеты эволюции замаг-ничешюго радиационного ветра звезд ранних спектральпых классов [162] также показывают возможность образования таких дисков, хотя вопрос об их стабильности в течение длительпого времени пока остается открытым.
Механизм генерации магнитного поля звезд ранних спектральных классов пока не известен. Возможность формирования умеренно сильного магнитного поля (В «100-500 Гс) на поверхности звезд спектральпых классов О и В в модели всплывающих магнитных трубок отмечается в работе [295].
Формирование крупномасштабных структур в атмосферах является следствием существования в фотосферах звезд областей с различными скоростями и темпами истечения вещества, образование которых может быть связано с иерадиальпыми пульсациями (НРП) О и В-звезд [339]. Индикатором НРП служат короткопериодическне (2-12 часов) изменения профилей линий Неї, обнаруженные в спектрах многих О и В-звезд [242, 360].
Важным инструментом исследования структуры атмосфер звезд ранних спектральных классов являются их поляризационные наблюдения. Поляризация излучения в лилиях может свидетельствовать о песферичиости атмосфер этих звезд. При несферичности распределения облаков в атмосферах звезд типа WR и ОВ-звезд рассеянное облаками излучение будет линейно-поляризованным. Вариация степени линейной поляризации является характеристикой ансамбля облаков в атмосферах этих звезд [129, 286]. У звезд типа WR наблюдается обратно пропорциональная зависимость между степенью линейной поляризации в линии и ионизационным потенциалом.
Высокая степень поляризации в линиях может свидетельствовать о большой оптической толщине, обусловленной электронным рассеянием, и поэтому в работах [301, 377] предположено, что такие линии формируются достаточно глубоко в атмосфере. Такие спектрополяримет-рические доказательства ионизационной стратификации атмосфер найдены для звезды WR6 [413, 206]. Эти наблюдения позволяют объяснять ионизационную структуру звездного ветра без допущения об увеличивающейся наружу скорости истечения вещества. Однако эта методология ограничена (см. [377]) тем, что степень поляризации излучения должна быть достаточно большой, чтобы ее можно было выделить на фоне межзвездной поляризации.
Возбуждение и ионизация атомов и ионов электронным ударом. Столкновения с атомами водорода
В настоящее время выполнено большое число расчетов различных атомных параметров, значительная часть которых может быть найдена только в сети Internet. В сети Internet представлен ряд баз (банков) атомных данных как универсального плана, аккумулирующих данные, относящиеся к широкому кругу вопросов, так и специальных, в которых представлены данные, относящиеся к какому-либо отдельному процессу (например фотоионизации, рентгеновскому излучению и т.д.) [263]. Полный объем атомных дапных, уже имеющихся в сети Internet, превышает 1011байт.
По этой причине одной из сложнейших проблем является поиск и получение необходимых дашіьіх в сети. С целью облегчения этой задачи нами предложена концепіщя Центра атомных данных и диагностики плазмы для астрофизики, включающего в себя как результаты расчетов автора, так и путеводитель по атомным данным в сети Internet [266].
Основные принципы построения банка атомных данных В центре атомных данных содержатся главным образом не сами атомные данные, а гиперссылки па источники данных в сети Internet. Производится предварительный отбор данных: в центр включаются данные (или ссылки па них), полезные главным образом для астрофизических исследований. С целью облегчения получения дапных D Центре атомных данных используются только стандартные средства языка HTML 4.0, а не специальные языки запросов, Приводятся главным образом не сечения, а скорости атомных процессов. Предпочтение отдается не самим сечениям и скоростям, а их аналитическим или табличным аппроксимациям. Цептр атомных данных дополняется проектами, посвященными различным областям атомной спектроскопии и вопросам диагностики плазмы. В Центр атомных данных включаются ссылки па диагностические инструменты, необходимые для анализа спектров астрофизических объектов. Текущее состояние Центра атомных данных и диагностики плазмы Цептр атомных данных размещен па сервере Астрономического института СПБГУ по адресу URL: http://www.astro.spbu.ru/stafF/afk/AtDatCenter/adc.html В настоящее время в Центре атомных данных содержатся следующие данные: Atomic Data Catalogue - электронная версия Каталога [191].
Atomic Data Guide - путеводитель по атомным данным в сети Internet. Atomic Database List — обновляемый список атомных данных сети Internet. WWW resourses - Web страница, содержащая информацию об Internet ресурсах организаций и частных лиц. На этой же странице содержится информация о проектах, поддерживаемых в центре атомных данных.
Plasma Diagnostics - информация о диагностике разреженной плазмы. New Data - таблицы данных, рассчитанных в ходе выполнения проекта HILAS. Meetings - сведения о семинарах по атомным и молекулярным данным для астрофизики, проведенных в период с 1997 года.
Задача расчета ионизационного и теплового состояния горячего газа (Т 108 К) низкой плотности пе 10,2см-3 является одной из важнейших в астрофизике и была предметом многочисленных исследований (см., например, [280, 398]). Особую актуальность эта задача приобрела в последние годы в связи с запуском рентгеновских спутников Chandra и ХММ и получением большого числа высококачественных рептгеповских спектров звезд, галактик и других объектов [106, 409], рептгеповское излучение которых формируется в оптически тонкой разреженной плазме с Т 5 106К.
Ионизационное состояние такого газа контролируется процессами ударной ионизации, фото и диэлектронной рекомбинации и определяется значением электротюй температуры рассматриваемой области плазмы. В то же время полное число атомов какого-либо элемента в определенной стадии ионизации зависит от распределения электронной температуры во всем объеме газа. При анализе свечения газа, состояние которого контролируется ударными процессами, обычно рассматривается либо одпокомпопеггтпая плазма заданной электронной температуры, либо излучающая плазма предполагается состоящей из нескольких компонентов разной температуры [280, 106].
В то же время анализ свечения газовых туманностей с малыми температурными флуктуа-циями ST [87] показывает, что интенсивности линий даже при небольших значениях отношения (ST/T) могут измениться в 2-3 и более раз. Для плазмы, состояние которой контролируется ударными процессами, роль температурных флуктуации может быть еще более существенной, так как для такой плазмы температурные флуктуации приводят не только к изменению полных потоков в линиях по сравнению с однородной средой, но и к существенному изменению ионизационного состояния среды ввиду сильной температурной зависимости скоростей ударной ионизации. По этой причине представляется весьма важной задача исследования влияния температурных флуктуации па ионизационное состояние плазмы и ее функцию высвечивания.
Методика описания физического состояния и спектра выходящего излучения какого-либо астрофизического объекта, в которой считается, что излучающий объем является разреженной плазмой, обычно называется корональним приближением (см., например, [65]). Состояние разреженной плазмы определяется локальными характеристиками среды: ее температурой и коїпіентрациями атомов и ионов. Ионизационное состояние такой плазмы контролируется процессами ударной ионизации, фото- и диэлектронной рекомбинации. Роль внешних источников излучения и (или) частиц высокой энергии в установлении ионизационного равновесия считается пренебрежимо малой.
В корональном приближении могут быть описаны прежде всего короны Солнца и звезд, охлаждающие потоки (cooling flows) в скоплениях галактик и области за фронтом галактических ударных волн. Кроме того, указанным условиям удовлетворяют компактные горячие области газа, образующиеся при прохождении ударных волн в расширяющихся атмосферах горячих звезд ранних спектральных классов. По современным представлениям именно в этих областях формируется рентгеновское излучение указанных звезд [337].
В стационарных условиях распределение атомов по стадиям ионизации может быть найдено из решения системы уравнений ионизационного равповесия: где riij - концентрация нона j элемента с номером г, а А\ — относительное содержание этого элемента в рассматриваемой области плазмы. Будем далее предполагать, что относительное содержание элементов постоянно по всему излучающему объему плазмы.
Применимость стационарного приближения для описания ионизационного состояния плазмы определяется соотношением между характерными временами рекомбинации (трск) и охлаждения среды (тохл), & также гидродинамическим временем Тдин — R/c, где R - характерный размер рассматриваемой области плазмы, с - скорость звука. Рекомбинациошюе время трек — i,JeQ( e)]-1i і Де ft( e) - полная скорость рекомбинации рассматриваемого иона, а время охлаждения тохл = Te/(dTe/dt). Если грек С тохл, а тохл тДИ11, то стационарное приближение применимо.
Влияние флуктуации температуры и плотности на интенсивности линий спектров планетарных туманностей
Под однородной плазмой мы понимаем плазму с постоянными по всему ее объему значениями температуры и плотности равными, соответственно, средней температуре Т и средней плотности п. В этом случае набор параметров {V}, описывающих состояние плазмы, включает в себя только относительное содержание элементов и параметры Т и п. Методика нахождения параметров однородной плазмы, описывающих наблюдаемые спектры газовых туманностей и других объектов, изложена в книгах [64, 68].
Отмстим, что модель однородной плазмы является весьма грубым приближением даже дли планетарных туманностей, которые имеют незначительные вариации температуры по объему туманности. Тем более это приближение неприменимо для других объектов.
В случае, когда мы не можем полагать температуру и плотность плазмы постоянными по ее объему, плазма является неоднородной. Если отклонения температуры и плотности Т(г) - Т \ Si Т и п(г) — її п, где г - произвольная точка объема плазмы, то зги отклонения можно рассматривать как малые флуктуации и использовать для расчета потоков излучения в линиях и континууме методику, рассмотренную в пункте 2.1.2. При этом, для полного описания излучательных свойств плазмы достаточно добавить в список параметров модели излучающей плазмы величины т , ти и а , характеризующие амплитуду флуктуации Т и п.
Результаты использования методики поиска оптимальных параметров для плазмы с малыми амплитудами флуктуации Тип описаны в параграфе 3.5. Если же отклонения температуры и плотности от их средних значений нельзя полагать малыми, то необходимо рассматривать реальные распределения дифференциальной меры эмиссии (DEM) по объему плазмы. В этом случае набор параметров, описывающих состояние плазмы, необходимо дополнить параметрами, описывающими распределение дифференциальной меры эмиссии. При использования модели А распределения DEM (пункт 2.1.2) следует добавить к списку параметров плазмы значение а - ширины распределения DEM по температуре. Результаты определения параметров сильно неоднородной плазмы излагаются в пункте 5.5.2.
Третья глава посвягцепа исследованию системы галактических планетарных туманностей (ПТ): их спектрам, химическому составу, внутренней структуре и химической эволюции. В параграфе 3.1.1 дана классификация линий спектров туманностей и описан составлеїшьій диссертантом каталог линий в их спектрах. Результаты расчета рекомбинационных спектров ионов С, N и О представлены в 3.2. Проанализировано влияние па рекомбинациоипые спектры отклонений от LS—связи для описания уровней исследуемого иона. Хотя планетарные туманности являются одним из паиболее изученных классов астрофизических объектов, ряд проблем физики туманностей остаются нерешенными или решенными не в полной мере.
Одной из наиболее важных из таких задач является определение надежного содержания химических элементов в туманностях. Решение этой задачи, рассматриваемой в диссертации, требует исследования сложной внутренней структуры туманностей и, в том числе, флуктуации температуры и плотности газа в туманностях. Учет влияния таких флуктуации па спектры туманностей позволяет получить значительно более надежное, чем полученное ранее, содержание С, N и О для большого числа планетарных туманностей. Решение задачи о моделировании спектра туманностей с флуктуациями температуры и плотности газа предложено в параграфе 3.3. Исследование линий ионов элементов с зарядом ядра Z 30 представлено в параграфе 3.4. В параграфе 3.5 описаны результаты определения химического состава и других параметров большого числа галактических туманностей.
Одной из загадок физики туманностей является так называемая проблема углерода, заключающая в том, что содержание углерода в туманностях, определяемое по интенсивпостям рекомбинационных линий и линий, возбуждаемых столкновениями с электропами, для многих туманностей различается па порядок и более. В пункте 3.5.4 настоящей главы предлагается решение дайной проблемы.
Важной задачей, рассматриваемой в диссертации, является проверка теории эволюции звезд промежуточных масс. Проведенное нами в параграфе 3.6 исследование показало, что полученное в диссертации содержание С, N и О для большого числа туманностей не противоречит современной теории эволюции звезд промежуточных масс.
В то же время выполненное нами в параграфе 3.7 исследование химической эволюции Галактики па основе изучения изменений градиентов содержания элементов в Галактике показало необходимость усовершенствования теории химической и динамической эволюции Галактики. Результаты исследования мелкомасштабной структуры туманностей представленії! В настоящее время планетарные туманности изучаются от рентгеновской области спектра до метровых радиоволн. Типичный спектр туманности представляет собой совокупность большого числа узких линий (ДА = 0.1 — lA) на фоне слабого непрерывного спектра (см. Рис. 25, на котором представлен спектр биполярной туманности М2-9).
Кроме линий атомов Н,Не, С, N О и других элементов, а также их ионов, в спектрах ПТ обнаружены линии пекоторых молекул и радикалов (СО, НгО, Нг, ОН и др.) и неотож-дествленные ИК полосы, связанные с возбуждением молекул полициклических ароматических углеводородов.
Атомные линии, наблюдаемые в спектрах туманностей, могут быть классифицированы двумя способами: но типу атомного перехода, соответствующего рассматриваемой линии, и по механизму возбуждении верхнего уровня перехода.
Принятая в астрофизике классификация типов атомных переходов приведена в Табл. 4. Согласно этой классификации линии в спектрах туманностей делятся на разрешенные (г), запрещенные (f) и пнтеркомбинационные (і). В силу низкой плотности ПТ интенсивности запрещенных и интеркомбинационных линий сравнимы, а часто превосходят интенсивности разрешенных линий. В то же время согласно рассмотренной в параграфе 2.4.1 схеме классификации механизмов образования линий линии разделяются на рекомбинациоппые, столкповитслыиле, ионизационные и т.д.
Для облегчения задачи отождествления линий атомов и их ионов в спектрах туманностей нами составлен каталог линий спектров туманностей. В каталоге представлены все наблюдаемые линии в УФ, видимой и И К областях спектра. В Табл. 51 приложения В. 2 представлена часть полной таблицы линий в спектрах планетарных туманностей [177]. Источники данных каталога - статьи [111, 102, 103, 104, 105, 230, 233, 246, 287, 288, 346].
В первом столбце Табл. 51 даны лабораторные длины волн, взятые из каталогов [74, 75] для разрешенных и интеркомбинационных линий и из цитированных выше работ - для запрещенных линий. При необходимости длины волн были вычислены по таблицам энергий уровней [311, 312, 313, 314] или с использованием библиографических данных в каталоге [68].
В следующих двух столбцах указаны ион, дающий излучение в данной линии, и соответствующий электронный переход. Используются стандартные обозначения термов и уровней [75]. Неотождсствленпыс липни отмечены прописной буквой и во второй колонке. Наблюдаемые длины волн существенно разнятся для разных туманностей и, поэтому, не приводятся в таблице. Если разность между лабораторными и наблюдаемыми длинами волн больше 0.2 А, то отождествление считается не достаточно надежным. Также ненадежным предполагается отождествление всех линий мультиплета в том случае, когда сильнейшая линия мультиплета не обнаружена в спектре туманности, тогда как более слабые линии мультиплета отождествлены. Все недостаточно надежно отождествленные линии в таблице отмечаются двоеточием.
Использование методов вейвлет-анализа для исследования переменности профилей
Содержание углерода, полученное по интепсивностям чисто рекомбинационных линий ионов СИ, СШ и CIV (без использования интенсивпостей УФ линии СШ А 1907 из процедуры подгонки интенсивпостей), дано в столбце 10. Как и ожидалось, это рекомбинационное содержание углерода близко к полученным в работе [320] также по интепсивностям рекомбинационных линий углерода, но без учета мелко-масштабных флуктуации Те, что связано, очевидно, со слабой чувствительностью эффективных коэффициентов рекомбинации к флуктуациям температуры (см. пункт 3.3.2). Столбец 11 дает отношение вычисленных и наблюдаемых ип-тенсивпостей линии СП А 4267. Отношения С/О полученного нами оптимального содержания С и О приведены в столбце 12. В последнем столбце таблицы представлены некоторые комментарии.
Для ряда туманностей мы рассчитали интенсивности ИК линий OIII. Результаты расчетов представлены в Табл. 21, В колонках 1-2 таблицы дано название туманности. Предсказанные потоки в ИК линиях OIII даны в колонках 2-3 (в шкале ДН —100) и в колонках 4-5 (в единицах ID"20 Вт- см"2).
Анализ данных, представленных в Табл. 21, показывает, что ИК линии ОШ в спектрах многих ПТ вполне могут быть обпаружены при наблюдениях с использованием современных приемников ИК излучения.
Полученные нами отношения содержания СШ/Н в большинстве случаев ниже приведенных в [344] вследствие учета нами влияния флуктуации Те на определяемое содержание. В то же самое время отношение С/О оказалось слабо зависящим от амплитуды флуктуации температуры t2 в согласии с данными работы [419]. Отношения содержания С/О в среднем близки к данным в работах [247, 349, 365, 419].
Сравнение оптимального содержания С к О с данными работы [349] показывает, что для элементов отличается пе более, чем в 1.5 -2 раза, причем оптимальное содержание несколько выше данного в [349] в результате учета эффекта температурных флуктуации. Однако в некоторых случаях расхождения значительно больше (до порядка величины). Эти расхождения имеют две главные причины. Первая - влияние учета флуктуации Те на определяемое содержание (туманности NGC 1535, 2371-2, 3132, 3211, 4361 и 1С 4997), Вторая - крайне низкие значения средней электронной температуры Те тумаппостей NGC 5873, 6153 и 6309, полученные нами при моделировании спектров туманпостей. Низкие значения Те являются прямым следствием малости отношения иитеп-сивностей линий [OIIIj /(4363)//(5007) 0.01 в спектрах тумаппостей. Относительно низкие средние температуры для этих объектов получены также в работе [365].
Расхождения особенно велики для двух пекулярных объектов: CN 3-1 и НЬ 12. Для них получены слишком большие электронные температуры для ПТ (Те 22000 К) и почти те же самые значения % для этих туманностей найдены в [365]. Однако это заключение базируется на анализе иптенсивиостей только оптических линий и, в случае измерения для этих туманностей потоков в УФ линиях, может быть пересмотрепо.
Анализ Табл. 20 показывает, что вычисленные в рамках используемой нами стохастической модели туманности интенсивности рекомбинационных линий в большинстве случаев значительно меньше наблюдаемых. Это означает, что наблюдаемые интенсивности часто являются переоцененными. Это заключение согласуется с результатами работы [364] (см. также [247, 248]). Можно сделать вывод, что расхождения столкновителъного и рекомбинационного содержания углерода для многих планетарных туманностей связаны, вероятно, с завышением наблюдаемых интенсивностей слабых рекомбииационных линий в спектре туманностей. Как ясно указывает соотношение (165), ошибки в определяемых интенсивпостях слабых рекомбииационных линий (1/1(Нр) = 1.0) велики в сравнении с самими интепсивпостями линий.
Зависимость рассчитанных нами интенсивпостей рекомбинационной линии СИ Л 4267 от наблюдаемых интенсивностей этой линии дана па Рис. 36 (а). Из рисунка видпо: чем меньше наблюдаемая интенсивность линии, тем меньше и отношение рассчитаппой и наблюдаемой интенсивпостей. Это означает, что если мы используем для определения содержания углерода только интенсивности рекомбииационных линий, полученное содержание (отмеченное знаком : в Табл. 20) в большинстве случаев будет переоценено. В то же время использование каких-либо эмпирических процедур для поправок к интенсивностям рекомбииационных линий (см., например, [247]) возможно и допустимо для среднего содержания С для группы туманностей, но может дать значительные ошибки для конкретных объектов, так как истинные интенсивности линий могут находиться в очень широком интервале значений. Этот интервал определяется значением стандартного отклонения для случайпой величины - ошибки в измеряемой интенсивности линии СП А 4267.
Учет присутствия в туманностях мелкомасштабных флуктуации Те уменьшает расхождение рекомбинационного и столкновителъного содержания углерода и, очевидно, расхождение между вычисленными и наблюдаемыми интепсивпостями линии СП А 4267 в спектре туманности. Это можно видеть из Рис. 36 (Ь), представляющего отношение рекомбинационного и оптимального содержания углерода в зависимости от последнего, так как оптимальное содержание оказывается в большинстве случае ближе к столкновителъному. Общий ход указанпой зависимости соответствует зависимости отношения рекомбинационного и столкновителъного от последнего па Рис. 46 (а), однако сами отношения должны быть уменьшены в 2-3 раза вследствие эффекта флуктуации Те. Обе зависимости, как представлеппые на Рис. 36, так и приведенные на Рис. 46 отражают, главным образом, эффект переоценки наблюдаемых интенсивностей линии СИ А 4267.
Оптимальное содержание (см. Табл. 20 или 21) в большинстве случаев является проме 100 жуточпым между рекомбинациоиным и столкновитпелъным. Это означает, что на самом деле проблема углерода является проблемой низкой точности измерения иптенсивиостей слабых ре-комбинационных линий в спектрах туманностей.
Мы определили среднее содержание С и О для всех туманностей, представленных в Табл. 20, за исключением объектов с неизвестными интенсивностями УФ дублета СШ А1907 и пекулярных туманностей NGC5873, 6153 и 6309. Полученное среднее содержание дано в последних строках Табл. 20. Несмотря на существенное различие для индивидуальных ПТ оптимального содержания, полученного нами и найденного традиционными методами, среднее содержание паходится в значительно лучшем согласии. Полученное нами среднее содержание углерода и кислорода для всех рассматриваемых нами туманностей всего лишь в 1.3 раза выше данного п работе [349]. По нашему мнению такое расхождение связано лишь с эффектом учета нами влияния температурных флуктуации па спектры туманностей. Среднее оптимальное содержание С в 2 раза выше солнечного ([C/HJQ=3.55- Ю-4), тогда как среднее оптимальное содержание О/Н близко к солнечному значению 7.41-10-4 [202J.
