Звезды ранних спектральных классов : Структура атмосфер и излучение в оптическом и рентгеновском диапазонах

• Автор: Оскинова, Лидия Михайловна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 127 с. : ил.

Содержание
1 Введение
1.1 Краткая характеристика объектов исследования
1.1.1 Наблюдательные характеристики
1.1.2 Звезды ранних спектральных классов в нашей и других галактиках
1.1.3 Массы, химический состав, звездный ветер
1.1.4 Эффективная температура, светимость
1.1.5 Эволюционные сценарии
1.1.6 Модели атмосфер
1.1.7 Возможные механизмы ускорения звездного ветра
1.1.8 Неоднородность атмосфер звезд ранних спектральных классов
1.2 Содержание работы
1.2.1 Основные положения, выносимые автором на защиту:
1.2.2 Научная новизна
1.2.3 Теоретическая и практическая ценность работы
1.2.4 Апробация работы
1.2.5 Публикации
2 Фотопроцессы в атмосферах звезд ранних спектральных классов
2.1 Введение
2.2 Скорости фотоионизации и фоторекомбинации
2.2.1 Фотоионизация
2.2.2 Фоторекомбинация
2.3 Нагрев электронного газа
2.3.1 Фотоионизационный нагрев электронного газа
2.3.2 Масштабные соотношения для скоростей фотоионизации и фотонагрева
2.4 Рекомбинационные потери энергии
2.4.1 Охлаждение при спонтанных фоторекомбинациях
2.4.2 Охлаждение при вынужденных фоторекомбинациях
2.4.3 Полные скорости рекомбинационного охлаждения
2.4.4 Масштабные соотношения для скоростей рекомбинационного охлаждения
2.5 Сравнение с результатами других авторов
3 Ионизационная и тепловая структура атмосфер звезд типа
Вольфа-Райе
3.1 Модель атмосферы
3.1.1 Пространственная структура и кинематика
3.1.2 Основные обозначения. Элементарные процессы
3.1.3 Уравнения стационарности и поле излучения
3.1.4 Полная система уравнений
3.2 Ионизационная структура атмосфер
3.2.1 Метод решения уравнений стационарности
3.2.2 Ионизация в сферически-симметричных оболочках с монотонно убывающей плотностью газа
3.2.3 Ионизационная структура неоднородных атмосфер звезд типа WR
3.3 Тепловая структура атмосфер звезд типа Вольфа-Райе

3.3.1 Чисто гелиевая атмосфера
3.3.2 Распределение электронной температуры в атмосфере
3.3.3 Влияние немонотонности распределения электронной температуры в
атмосфере на ионизационную структуру атмосфер
3.4 Роль облачной компоненты атмосферы в формировании спектров звезд типа
¥11
4 Рентгеновское излучение одиночных звезд ранних спектральных классов
и звезд типа Вольфа-Райе
4.1 Излучение и поглощение рентгеновского излучения атмосферами звезд спектральных классов О и В
4.1.1 Формальное решение уравнения переноса для оболочки, расширяющейся с постоянной скоростью
4.1.2 Экзосферное приближение
4.1.3 Особенности рентгеновских спектров ОВ звезд
4.1.4 Соотношение между рентгеновской и болометрической светимостями
4.1.5 Экзосферное приближение для/3-закона изменения скорости
4.1.6 Выводы
4.2 Рентгеновское излучение звезд типа Вольфа-Райе
4.2.1 Экзосферное приближение для \ПЗ, звезд: конкретизация модели
4.2.2 Непрозрачность холодной компоненты ветра
4.2.3 Анализ методом линейной регрессии данных наблюдений Г105АТ
4.2.4 Определение факторов заполнения горячим газом /х атмосфер звезд
типа ¥11 по наблюдениям ИОЗАТ
4.2.5 Сравнение свойств рентгеновского излучения О и МТТ. звезд
4.2.6 Минимальные значения факторов заполнения для атмосфер звезд типа
4.2.7 Зависимость факторов заполнения от М/поо
4.3 Объяснение наблюдаемых особенностей рентгеновского излучения ¥11 звезд
4.3.1 Объяснение различия наблюдаемых рентгеновских светимостей
и АС звезд
4.3.2 Выводы
4.4 Переменность рентгеновского излучения в модели неоднородных атмосфер горячих звезд
4.4.1 Описание модели
4.4.2 Фактор заполнения и входные параметры
4.4.3 Результаты
5 Заключение
6 Литература

1 Введение
1.1 Краткая характеристика объектов исследования
Настоящее исследование посвящено изучению горячих звезд ранних спектральных классов: типа Вольфа-Райе (WR) и спектрального класса О. Изучаемые объекты — звезды большой светимости с сильными и широкими (> 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом и УФ спектрах, формирующимися в расширяющихся атмосферах этих звезд [202].
Исследование движущихся атмосфер (оболочек) звезд типа и звезд спектрального класса О существенно углубляет понимание природы расширяющихся атмосфер звезд ранних спектральных классов. Наиболее важной особенностью таких атмосфер является их неоднородность: наличие в атмосферах конденсаций (облаков) разных масс размеров. Изучение структуры таких атмосфер является ключом к пониманию не только механизмов формирования самих расширяющихся звездных атмосфер, но и процессов структурообра-зования в межзвездной и межгалактической среде. Как и сами звезды О и 'УУН, так и образующиеся в ходе их эволюции Сверхновые звезды I типа играют важную роль в формировании структуры нашей и других галактик и обогащении их тяжелыми элементам. Тем самым тема диссертации представляется весьма актуальной.
Звезды типа У1?. представляют наиболее интересный класс объектов среди всех звезд ранних спектральных классов, как имеющие наибольшие скорости потери массы. Рассмотрим свойства этой группы звезд более подробно. Звезды 'УУБ. представляют собой довольно короткую по астрономическим масштабам стадию эволюции (« 10®лет), поэтому полное число их невелико. В нашей Галактике известно около 200 звезд типа звезды типа Вольфа-Райе идентифицированы и в галактиках Местной группы [50].
Звезды типа ЭДН образуют две основных последовательности [41]: \ТЧ, в спектрах которой сильны линии гелия и азота, и ¥С, спектры которых содержат линии углерода и кислорода, вместе с линиями гелия. Некоторые авторы считают необходимым выделять и подтип 'УЮ, содержащий сильные линии ОУ1, однако, необходимость выделения такого подтипа в настоящее время подвергается сомнению [200]. В спектрах некоторых звезд линии водорода присутствует [35], но, в основном, спектры У11 звезд характеризуются отсутствием линий этого элемента. Основная особенность оптического спектра МПЗ звезд — преобладание эмиссионных линий. Абсорбционные линии в спектрах УВ, звезд практически не видны. Небольшое число линий в спектрах звезд имеют профили типа Р Cygni. В спектрах нескольких звезд старшие члены бальмеровской серии являются абсорбционными [64].
Звезды типа Вольфа-Райе играют заметную роль в энергетике Галактики. В солнечной окрестности темп передачи кинетической энергии межзвездной среде ветром от этих звезд приблизительно равен 1.1 х 1038 эрг/с кпк2, что составляет около 50% полной энергии ветров от всех типов звезд. Вклад кинетической энергии ветра одной звезды '¥11 за время ее жизни в межзвездную среду сравним со вкладом кинетической энергии при взрыве сверхновой, который следует после фазы ¥11 [30].
Масса, поступающая в межзвездную среду от звезд 'УУВ, (скорость потери массы достигает 10~*М@/тод), сравнима с потерей массы от всех звезд спектральных классов О и В (ОВ-звезд), но примерно в 4 раза меньше, чем масса, теряемая звездами поздних типов и планетарными туманностями. Однако, звезды обогащают межзвездную среду продуктами горения (в недрах массивных звезд) водорода и гелия. Таким образом, в соответствии с современными эволюционными моделями (см., например, [190]), именно звезды типа У1?, во многом определяют присутствие в Галактике 4Не, 12С, 170, 22Ке, 141Ч, 2бМ);,

где интеграл

При ft" 1, в знаменателе подынтегрального выражения (21) можно отбросить единицу, тогда этот интеграл выразится суммой интегральных экспонент Eq(ft — ft*). Используя их асимптотику, получим связь между скоростями спонтанной и вынужденной фоторекомбинации:
Bel(Те) = Г*ъ{Тв). (22)
На рис. 5 показаны скорости спонтанной а; и вынужденной Bri рекомбинации, вычисленные численным интегрированием согласно формулам (16) и (20), в сравнении с полученными по приближенной формуле(22) скоростями В ft1. При малых та, когда выполняется условие ft* 1 скорости вынужденной фоторекомбинации, полученные по точной и приближенной формулам близки, тогда как при больших та величины ft* « 1 и точные значения Bci на два порядка превосходят приближенные. Видно, что роль вынужденной фоторекомбинации в заселении уровней с малыми та (та < 5) мала, однако для та > 5 заселение уровней в результате вынужденной рекомбинации необходимо учитывать, по крайней мере, в областях близких к границе фотосферы, где значение W— коэффициента дилюции не мало.
Важное значение при решении уравнений ионизационного баланса играет величина р - доля рекомбинаций на первый уровень рассматриваемого иона:
cei cei
C*tot ]Сг>1
Мы вычислили эту величину для ионов Hi и Hell при Те — 103 —106 К. При вычислении полных скоростей фоторекомбинации сумма до та = 20 вычислялась точно, а при та > 20 заменялась интегралом. Зависимость р(Те) показана на рис. 6. Для удобства представим величину р(Те) в виде:
и po+PiAtft
р{Те) = p(t) =р= YT/[vr . (23)
Здесь t = Те/104 К, р0 -значение р(Те) при Те -> 0, pi - при Те -> оо
Величины А и ft являются медленно меняющимися функциями Те. Из соотношения (23) легко получить, что

Pl-P
Логарифмируя, а затем дифференцируя это соотношение, найдем:
п_ (Pl~Po)p't Р-Ро
(р - Ро) (1 -рУ (pi - р) &
Производная р' = dp/dt определяется численным дифференцированием функции p(t). Используя вышеописанную процедуру, найдем для HI значения: А = 0.429, в = 1.27,ро — 0.33,pi = 0.59. Формула (23) с найденными значениями параметров A, 8, pois.pi позволяет получить величину р при произвольных значениях электронных температур с точностью не хуже 1%. Полную скорость рекомбинации легко найти из соотношения atot = 04/р, используя аппроксимации (18) и (23).