Введение к работе
В последнее время, начиная с работ Черепащуна A.M. [1,2], много внимания уделяется проблеме образования спектра рентгеновского излучения в условиях взаимодействия звездных ветров.
В связи с полетом рентгеновской обсерватории "Эйнштейн" 13] был открыт новый .класс рентгеновских источников. После наблюдений 48 WR-звезд было обнаружено, что двойные системы в среднем на несколько порядков ярче, чем одиночные звезды . Pollock [41 предположил, что этот факт обусловлен излучением при столкновении ветров от звезд-компонент. При этом
от «э<э
относительно слабое ( 10-10 эрг/с ) и мягкое (feTsO,5 кэВ) рентгеновское излучение, очевидно, образуется во внешних частях ветра, независимо от того, является ли звезда одиночнойі или она двойная [4,51. Аналогичные .выводы получены Ohlebowaki & Garmani [61 для рентгеновского излучения 0-звезд.
В 1988 году Shore & Brora [7] представили результаты детального изучения UV-наблюдений V444 Cyg. Анализы 20 спектров, полученных со спутника IUE , показали, что они связаны с областями с большими тепловыми скоростями. Для интерпретации данных наблюдений была предложена модель сталкивающихся ветров, в которой более сильный ветер от WR-звезды взаимодействует с ветром меньшей . мощности от 0-звезды.
-A-
Еще до экспериментального обнаружения рентгеновского излучения от двойных звездных систем WR+0B существовала гипотеза о возникновении значительного рентгеновского потока из области столкновения звездных ветров в тесных двойных системах [1]. Черепащуком в 1967 году было замечено, что в области взаимодействия ветров может возникнуть ударная волна, порождающая мощное рентгеновское излучение горячего (10-10%) газа за фронтом. В 1976 году Прилуцким и Усовым [81 были исследованы три теоретические модели взаимодействия ветра WR-звезды с ветром другой звезды, ее магнитосферой или поверхностью. Используя их результаты, Черепащук в 1976 году [2] нашел светимости некоторых WR+OB систем и определил роль энергетических потерь при комптонизации. Оценка показала, что предполагаемые . светимости находятся в пределах Ь1=1032-1034эрг/с.
К настоящему времени существует ряд работ, в которых предпринята , попытка построения теоретического спектра рентгеновского излучения при взаимодействии ветров в тесных двойных системах с подробным анализом геометрической формы течения 19-11].
В данной работе ставится задача о формировании рентгеновского излучения в области лобового столкновения звездных ветров, где образуется жесткая часть спектра ( 5-Ю кэВ ). Именно в этой части спектра следует ожидать большого различия между рентгеновскими светимостями одиночных и двойных WR-звезд. Жесткий диапазон интересен еще и тем, что излучение в нем практически не зависит от геометрии объекта, так как основная его часть формируется в точке лобового
-'5-
взаимодействия [2].
К настоящему времени существуют данные uv-наблюдений за рядом объектов, в которых имеет место явление взаимодействия ветров от звезд-компонент [27-31].,В рентгеновском диапазоне проведены исследования тесных двойных систем с компактным объектом вплоть до 10 кэВ, то есть включая и жесткий диапазон с линиями высокоионизованного железа. С обсерватории "Эйнштейн" получены рентгеновские спектры та+ов систем для диапазона от 0,2 до 4 кэВ включительно. В ближайшие годы планируется запуск обсерватории для наблюдений в более жестком диапазоне энергий излучаемых квантов. В связи с этим возникает необходимость в теоретической оценке информативности наблюдательного материала, что делает весьма актуальной задачу разработки методов определения физических параметров звездных ветров по их спектрам в рентгеновском диапазоне.
Использование методов определения химического состава и температуры газа за фронтом ударной волны позволит продвинуться дальше в изучении физических условий и характеристик двойных систем на поздних стадиях развития, что особенно важно для проверки эволюционных теорий.
Важный аспект проблемы - охлаждение околозвездного газа. К настоящему времени достаточно хорошо изучены случаи разреженной межзвездной среды вдали от источников излучения [12,13], с одной стороны, и плотной плазмы звездных атмосфер [14,15] - с другой. Промежуточный вариант требует более детального рассмотрения для каждого конкретного класса объектов.
Таким образом, подробный анализ функции охлаждения вблизи звезды, проведенный в настоящей работе, делает правомерным применение ряда приближений при ее расчете для горячего газа за фронтом ударной волны в тесных двойных системах. Кроме того, проведенные исследования имеют практическое приложение к задачам изучения околозвездного газа вблизи других астрофизических объектов, помимо рассмотренных здесь тесных двойных WR+ов систем: оболочек звезд Т Тельца, симбиотических звезд и им подобных.
ЦЕЛЬЮ РАБОТЫ является следующее:
1. Исследование функции ударного охлаждения в линиях плотной
( Ю9-Ю14см~3) горячей ( I04-I0% ) плазмы вблизи звезды с
эффективной температурой 10 -ICrK: .
а) влияние метастабильных уровней на скорость охлаждения
в линиях наиболее обильных элементов; .
б) влияние ошибок в определении состояния ионизации на
величину суммарной по всем ионам данного элемента
функции охлаждения.
-
Анализ условий формирования рентгеновского излучения при лобовом столкновении звездных ветров в тесных двойных системах звезд с интенсиввной.потерей массы ( М ).
-
Обоснование метода определения температуры газа за фронтом ударной волны по непрерывному спектру рентгеновского излучения тесных двойных систем.
-
Исследование возможности определения содержания химических элементов из сравнения потоков излучения в специальным образом выбранных спектральных "окнах".
Предложен новый метод определения параметров звездного ветра по спектру рентгеновского излучения газа за фронтом ударной волны в тесных двойных системах.
Впервые проведены теоретические расчеты жесткой части ( 5-15 кэВ ) рентгеновского спектра с одновременным учетом охлаждения в линиях, тормозного излучения и. обратного эффекта Комптона.
Впервые проведено исследование вклада различных процессов в функцию охлаждения газа за фронтом ударной волны по мере удаления от области взаимодействия ветров.
Проведено новое исследование особенностей функции" охлаждения в линиях элементов, дающих наибольший вклад в охлаждение, ( G,N,o,Ne,Si,Pe ) в условиях околозвездной оболочки: для плотностей 10 -10 см и электронных температур 10 -Ю'К при возможном влиянии излучения звезды с эффективной температурой 10-10.
НАУЧНО-ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ РА60ТЫ
Разработанные методы определения физических параметров звездного ветра в тесных двойных системах с мощным истечением вещества позволят исследовать ряд астрофизических объектов, находящихся на поздней стадии развития: та-звезды, системы с компактными объектами; - а также звезды Т Тельца, симбиотические и им подобные. Полученные таким образом новые физические характеристики вакны для построения и проверки теорий эволюции звезд и двойных систем.
Проведенные исследования особенностей охлаждения в околозвездном газе имеют практическое значение для расчета
-&-
функции охлаждения в линиях для случая, занимающего промежуточное положение между межзвездным газом вдали от звезды и плотной плазмой звездных атмосфер. Обоснована применимость ряда приближений, значительно упрощающих эти расчеты. Полученные результаты представляют интерес для теории излучения космической плазмы.
АПРОБАЦИЯ. Основные результаты работы докладывались на научных семинарах ГАИШ. Сделан отчет по гранту,, предоставленному Американским астрономическим обществом за работу по теме: "Особенности функции охлаждения в околозвездном газе".
ПУБЛИКАЦИИ. По теме диссертации опубликовано 5 статей. СТРУКТУРА ДИССЕРТАЦИИ
Диссертация сострит из введения, двух частей, заключения и приложения, содержит' 5 таблиц и 4А рисунков. Объем диссертационной работы составляет Ш страниц, из них 25 страниц занимает приложение. Библиография содержит ссылки на 81 работу.
Во введении дан краткий литературный обзор основных работ по теме.диссертации ( более подробно он изложен во введении к каждой части ), описаны цель и научно-практическая ценность работы , обоснована актуальность выбранной темы, приведены результаты, выносимые на защиту.
РЕЗУЛЬТАТЫ,ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ I. Вывод о возможности определения температуры газа за фронтом ударной волны, образованной при столкновении ветров в тесной двойной системе WR+OB, по і отношению потоков в
.д.
специальным образом выбранных "окнах" непрерывного рентгеновского спектра в диапазоне 5-15 кэВ.
-
Полученная теоретически связь цветовой температуры рентгеновского излучения, определенной специальным образом, с температурой газа за фронтом.
-
Вывод о возможности определения содержания железа в ветре компонент тесной двойной системы по спектру рентгеновского излучения в диапазоне 5-15 кэВ.
4. Полученные теоретически графики зависимости
вкладов различных процессов в полную функцию охлаждения
от температуры за фронтом по мере удаления от .области
взаимодействия звездных ветров.
5. Особенности охлаждения в линиях в условиях
околозвездного газа для плотностей 10 -10 см и электронных
температур 10 -10'К.
6. Вывод об устойчивости функции охлаждения в линиях
относительно изотермических вариаций состояния ионизации для
всех ионов, кроме водородо- и гелиеподобных.