Структура оболочек горячих звезд и газовых туманностей

• Автор: Холтыгин, Александр Федорович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 276 с. : ил.

1 Введение

1.1 Характеристика объектов исследования

1.1.1 Быстрая спектральная переменность звезд ранних спектральных классов. Механизмы переменности

^ 1.1.2 Модели атмосфер горячих массивных звезд

1.1.3 Эволюция массивных звезд

1.1.4 Эволюция звезд промежуточных масс. Образование планетарных туманностей

1.1.5 Планетарные туманности. Спектры и химический состав

1.1.6 Физические параметры туманностей и распределение в галактике. Классификация

1.2 Общая характеристика работы

1.2.1 Актуальность проблемы

1.2.2 Цель работы и постановка задачи

1.2.3 Научная новизна
1.2.4 Теоретическая и практическая ценность
1.2.5 Апробация работы
1.2.6 Публикации но теме диссертации
1.2.7 Результаты, выносимые на защиту
1.3 Краткое содержание диссертации
2 Излучение и диагностика разреженной плазмы
2.1 Разреженная плазма
2.1.1 Дифференциальная мера эмиссии плазмы
2.1.2 Глобальные характеристики неоднородной плазмы
^ 2.2 Атомные параметры
2.2.1 Радиационные параметры
2.2.2 Фотоионизация и фотонагрев электронного газа
2.2.3 Рекомбинация и рекомбинационное охлаждение
2.2.4 Возбуждение и ионизация атомов и ионов электронным ударом. Столкновения с атомами
водорода
2.2.5 Центр атомных данных и диагностики плазмы для астрофизики
2.3 Ионизационное состояние плазмы
2.3.1 Уравнения ионизационного баланса
2.3.2 Однородная плазма
2.3.3 Плазма с флуктуациями температуры и плотности
2.4 Излучение плазмы
2.4.1 Механизмы образования линий в плазме
2.4.2 Рекомбинационный механизм
2.4.3 Столкновительный механизм образования линий
2.4.4 Селективные механизмы
2.4.5 Излучение плазмы с флуктуациями плотности и температуры
2.4.6 Излучение разреженной плазмы в непрерывном спектре
2.4.7 Свечение горячей плазмы в рентгеновских линиях
2.5 Высвечивание плазмы. Функция высвечивания
2.5.1 Однородная плазма
2.5.2 Неоднородная плазма
2.5.3 Влияние вариаций содержания элементов на функцию высвечивания
^ 2.5.4 Функция высвечивания для разных моделей распределения дифференциальной меры эмиссии
2.6 Диагностика плазмы
2.6.1 Общая постановка задачи о диагностике плазмы
2.6.2 Методика диагностики плазмы
3 Планетарные туманности: спектры и химическая эволюция
3.1 Спектры туманностей. Классификация линий. Каталоги
3.1.1 Спектры туманностей
3.1.2 Классификация линий в спектрах туманностей
3.1.3 Каталог линий в спектрах туманностей
3.2 Рекомбинационные спектры ионов С, N и О
3.2.1 Эффективные коэффициенты рекомбинации
3.2.2 Влияние на рекомбинационные спектры отклонений от ЬБ-связи
3.3 Модели туманностей. Определение параметров моделей
3.3.1 Физическое и статистическое (стохастическое) моделирование

3.3.2 Влияние флуктуаций температуры и плотности на интенсивности линий спектров планетарных туманностей
3.3.3 Стохастическая модель туманностей
3.3.4 Ионизационные поправочные множители
3.3.5 Процедура сравнения наблюдаемых и рассчитанных интенсивностей линий
3.3.6 Влияние различных представлений функции правдоподобия на определяемые параметры
ф туманностей
3.4 Линии элементов с Z>30 в спектрах туманностей
3.5 Температуры, плотности и химический состав туманностей
3.5.1 Источники интенсивностей линий в спектрах туманностей
3.5.2 Электронные температуры и амплитуды флуктуаций Те
3.5.3 Содержание углерода и кислорода
3.5.4 Проблема углерода
3.5.5 Среднее содержание С и О и содержание для групп ПТ
3.5.6 Интенсивности линий ионов азота и содержание азота в туманностях
3.5.7 Электронные концентрации и амплитуды флуктуаций пе в туманностях
3.6 Зависимость физических параметров туманностей от массы и возраста звезд-предшественников
туманности
3.6.1 Определение масс ядер туманностей
3.6.2 Зависимость содержания элементов в туманностях от массы их центральных звезд
3.7 Химическая эволюции системы галактических планетарных туманностей
3.7.1 Градиенты содержания элементов в Галактике
3.7.2 Эволюция градиентов содержания элементов
3.8 Мелкомасштабная структура туманностей
^ 3.8.1 Малые конденсации в туманностях
3.8.2 Образование и свойства конденсаций в туманностях
4 Наблюдения ярких ОВ сверхгигантов и их анализ
4.1 Наблюдательная программа исследования быстрой переменности
4.1.1 Наблюдения программных звезд в 1997 г
4.1.2 Наблюдения 2001 г
4.1.3 Наблюдения 2003 г
4.1.4 Наблюдения 2004 и 2005 гг
4.2 Обработка спектров
4.2.1 Наблюдения 1997 г
4.2.2 Наблюдения 2001 и 2003 гг
4.2.3 Наблюдения 2004 и 2005 гг
4.2.4 Определение уровня континуума
4.3 Атласы спектров
4.4 Методы анализа переменных профилей
4.4.1 Спектр временных вариаций профилей
4.4.2 Фурье-анализ временных рядов
4.4.3 Метод вейвлет-анализа
4.5 Переменность профилей линий в спектрах звезд 19 Сер, a Cam и Л Ori
4.5.1 Обнаружение переменности
4.5.2 Использование методов вейвлет-анализа для исследования переменности профилей
^ 4.5.3 Поиск регулярных изменений профилей в спектре звезды Л Ori
4.6 Профили линий в спектре звезды 6 Ori А и их переменность
4.6.1 Общие сведения о тройной системе 6 Ori А
4.6.2 Вклады различных компонент системы в профили линий
4.6.3 Вариации средних профилей. Разностные профили
4.6.4 Вейвлет-анализ вариаций профилей линий
4.6.5 Регулярная переменность профилей линий в спектре S Ori А
4.6.6 Нерадиальные пульсации как возможная причина переменности профилей линий
4.7 Переменность профилей линий в спектре звезды tHer
4.7.1 Основные сведения о звезде tHer
4.7.2 Переменность профилей линий
4.7.3 Регулярная переменность профилей
4.7.4 Анализ гармонических компонентов вариаций профилей линий
4.7.5 Эволюционный статус tHer

6 Спектры звезд ранних спектральных классов с расширяющимися оболочками
5-1 Структура и спектры оболочек Ае/Ве звезд Хербига
5.1.1 Наблюдательные данные
5.1.2 Модель оболочки
5.1.3 Ионизационное равновесие
5.1.4 Линии поглощения в спектрах Ае/Ве звезд Хербига
ф 5.2 Ионизационное и тепловое состояние звезд типа Вольфа-Райе
5.2.1 Модель атмосферы и уравнения ионизационного равновесия
5.2.2 Квазинебулярное приближение
5.2.3 Учет ионизации с возбужденных уровней
5.2.4 Тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе
5.2.5 Ионизационная структура атмосфер звезд WR
5.3 Профили линий в облачной модели расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд
5.3.1 SEI-метод
5.3.2 Профили линий в спектрах звезд тшіа WR
5.3.3 Моделирование переменности профилей линий в спектрах 0-звезд
5.3.4 Излучение облачных атмосфер в непрерывном спектре
5.4 Стохастическая облачная модель расширяющихся атмосфер (оболочек) звезд
5.4.1 Стохастическая облачная модель
5.4.2 Моделирование быстрой спектральной переменности
5.5 Трехфазная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов
5.5.1 Образование и дифференциальная мера эмиссии горячего газа в атмосферах звезд ранних
спектральных классов
5.5.2 Рентгеновские спектры звезд спектрального класса О
Ш 6 Заключение
7 Библиография
8 Приложения
А Атомные параметры
А.1 Вероятности переходов
А.2 Сечения фотоионизации
A.З Параметры для расчета скоростей ионизации электронным ударом атомов и ионов С - Fe
В Параметры планетарных туманностей
B.1 Содержание элементов в планетарных туманностях
B.2 Каталог линий в спектрах планетарных туманностей
С Атласы спектров звезд ранних спектральных классов
C.1 Атлас спектра а Сат
С.2 Атлас спектра 19 Сер
С.З Атлас спектра HD93521
С.4 Атлас спектра AOri А
С.5 Атлас спектра S Огі А

спектров рассматриваемых в диссертации объектов настолько велик, что требуется привлечение дополнительных данных как из литературы, так из уже существующих баз атомных данных.
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 данных, уже имеющихся в сети Internet, превышает 1011 байт.
По этой причине одной из сложнейших проблем является поиск и получение необходимых данных в сети. С целыо облегчения этой задачи нами предложена концепция 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 целыо облегчения получения данных в 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.
• Центр атомных данных дополняется проектами, посвященными различным областям атомной спектроскопии и вопросам диагностики плазмы.
• В Центр атомных данных включаются ссылки на диагностические инструменты, необходимые для анализа спектров астрофизических объектов.
Текущее состояние Центра атомных данных и диагностики плазмы
Центр атомных данных размещен на сервере Астрономического института СПВГУ по адресу
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.