Исследование быстрой переменности спектров горячих звезд

Актуальность темы

К настоящему времени получено много наблюдательных свидетельств переменности профилей линий в спектрах горячих звезд высокой светимости на шкале времени от десятков минут до нескольких суток. Несомненный интерес представляют быстрые изменения профилей, происходящие на временах меньших часа и свидетельствующие о возникновении коротко живущих структур (неоднородностей) в протяженных расширяющихся атмосферах этих звезд. В последние годы было установлено, что наличие неоднородностей в атмосферах горячих звезд существенно влияет на скорость потери массы, а, следовательно, и на весь ход эволюции горячих сверхгигантов. Таким образом, наблюдательное и теоретическое изучение быстрых вариаций профилей линий в спектрах этих звезд представляется вполне актуальным.

Краткая характеристика изучаемых объектов.

Настоящая работа посвящена исследованию горячих звезд: О Всверхгигантов и звезд типа Вольфа-Райе (WR) — звезд большой светимости с сильными и широкими 103км/с) эмиссионными линиями в оптическом диапазоне, формирующимися в мощных расширяющихся атмосферах этих звезд.

К образованию звезд WR приводит эволюция звезд с начальной массой превосходящей ~ 40М@ — массивных звезд спектрального класса О. Эти звезды характеризуются мощным истечением вещества на стадии горения водорода в ядре. Значительную роль в процессе эволюции массивных звезд играют процессы перемешивания вещества в их атмосферах [77]. Вследствие интенсивного звездного ветра звезда быстро теряет внешние слои, содержащие, в основном, водород. Внутренние, обедненные водородом слои, «обнажаются» в процессе эволюции.

Общепринятая схема эволюции массивных звезд (см., напр., [106]) выглядит так:

О —> Of —* BSG (или Я — rich WN) —>

LBV —>• WN—> WC—> SN 1.

Здесь Of — звезды сп. класса Of, BSG — голубые сверхгиганты, LBV — яркие голубые переменные, SN — сверхновые звезды, WN и WC — подтипы звезд WR (у первых в спектре сильны линии Не и N, у вторых — Не, С и О).

В статье [70] предложен механизм образования звезд LBV и WR через стадию красного сверхгиганта (RSG) при учете интенсивной потери вещества звездой на ранних стадиях горения гелия в ядре.

О^ Of —> RSG LBV —* —> WC (1) —SN 2.

В современной литературе предполагается, что при начальной массе ~ 60 — 90М@ звезда эволюционирует по схеме (1), а при начальной массе ~ 30 — 60М®- - по схеме (2).

Таким образом, изучаемые в настоящей работе объекты — это массивные звезды на различных стадиях эволюции с начальной массой > 30. Их подробные характеристики приведены в главах 3 и 4. Выбор именно этих объектов обусловлен тем, что для них, в отличие от объектов промежуточных стадий эволюции, собран достаточный наблюдательный материал, позволяющий исследовать быструю переменность профилей линий в их спектрах и делать оценки параметров структур, ответственных за появление такой переменности.

Цель работы. Цель работы состоит в проведении и обработке наблюдений звезд указанных типов, поиске быстрой переменности в их спектрах и построении моделей атмосфер горячих звезд, учитывающих наличие неоднородных структур в их атмосферах, а также оценке параметров таких структур (концентрация вещества, размеры, дисперсия скоростей, температура и параметров ансамбля неоднородных структур в атмосферах звезд исследуемых типов (число, распределение по массам и положению в атмосфере).

Содержание работы и используемые методы.

Анализ причин переменности профилей линий в спектрах звезд ранних спектральных классов требует наличия спектров изучаемых объектов с высоким спектральным и временным разрешениями. Для получения таких спектров необходимо проведение наблюдений на крупнейших телескопах. Такие наблюдения были, в частности, выполнены в рамках международного проекта MUSICOS (многоместная непрерывная спектроскопия, [39]). Подробное описание и результаты наблюдений, проведенных по нашей программе в CAO РАН, приводятся в главе 2. Обработка полученных спектров была выполнена с помощью пакета программ обработки спектров MIDAS. Описание используемой процедуры обработки изложено в главе 2 и приложении III.

Получение и обработка высококачественных спектров исследуемых звезд является базисом для анализа структуры их атмосфер. Стандартным методом теоретического анализа структуры неоднородных атмосфер горячих нестационарных звезд ранних спектральных классов является построение моделей их атмосфер, учитывающих наличие в них не-однородностей. Это осуществляется путем сравнения спектров, получаемых в моделях, с наблюдаемыми. Атмосферы изучаемых звезд рассматривались в рамках так называемой «облачной» модели атмосфер (см., напр., [2, 1, 28, 60, 13]).

В облачной модели атмосфера звезды представляется совокупностью плотных мелкомасштабных неоднородностей (облаков), находящихся в относительно разреженной межоблачной среде с монотонно убывающей наружу плотностью газа. Межоблачное вещество сильно ионизовано, в то время как в облаках сохраняются ионы более низких стадий ионизации. Использование облачной модели позволяет рассчитывать реалистичные ионизационную и тепловую структуры атмосфер и профили линий, формирующихся в неоднородной атмосфере [1, 60, 93]. Предложенная первоначально для звезд типа Вольфа-Райе, облачная модель пригодна и для описания структуры атмосфер всех звезд ранних спектральных классов [13, 14, 61].

Как уже указывалось, быстрая переменность профилей линий в спектрах атмосфер горячих звезд высокой светимости является наблюдательным свидетельством облачной структуры атмосфер данных звезд. Имеется и другие независимые аргументы в пользу справедливости облачной модели атмосфер, появившихся еще до обнаружения переменности профилей линий в спектрах рассматриваемых звезд (см. [28]):

• В двойных системах ¥-11+ОВ (в частности, У444 Су§-) из анализа атмосферных затмений следует, что непрозрачность оболочки звезды ¥-К в инфракрасном диапазоне аномально велика по сравнению с оптическим. При предположении об облачной структуре атмосферы звезды ее непрозрачность в ИК-диапазоне возрастает из-за квадратичной зависимости свободно-свободного поглощения от плотности, что может объяснить данный эффект.

• При расчете ионизационной структуры атмосферы звезды в предположении об ее однородности оказывается, что из-за быстрого падения плотности вещества с расстоянием в атмосфере звезды ¥-К не образуется резкой границы между зонами ионизации различных ионов, и атмосфера при небольших изменениях эффективной температуры звезды становится то полностью ионизованной, то полностью нейтральной. Это противоречит наблюдениям — в спектрах звезд ¥-К, всегда наблюдается одновременное существование линий элементов различных стадий ионизации. При предположении об облачной структуре атмосферы можно получить устойчивые профили линий элементов различных стадий ионизации, так как из-за различия плотностей в облаках и межоблачной среде в них, как уже указывалось, будут присутствовать элементы различных стадий ионизации.

• В двойных системах ¥-!1+ОВ с Р < 20й в предположении об однородной структуре атмосферы звезды У11 теоретические рентгеновские светимости на один-два порядка выше наблюдаемых. Согласия теории с наблюдениями можно достичь, если предположить, что при сверхзвуковом обтекании спутника ОВ в формировании ударной волны и рентгеновского излучения за ее фронтом принимает участие лишь 20% от потока массы оболочки звезды WR, обтекающего звезду ОВ. Остальные 80% массы могут содержаться в облаках, которые практически беспрепятственно достигают фотосферы звезды ОВ и отдают ей свою кинетическую энергию, которая перерабатывается в излучение в оптическом диапазоне. Ударная волна формируется лишь непрерывной компонентой звездного ветра звезды WR, которая и принимает участие в формировании рентгеновского излучения. В системах с Р > 20d все 100% массы оболочки звезды WR принимают участие в формировании рентгеновского излучения, что можно объяснить тем, что на больших расстояниях от звезды облака «рассасываются» и звездный ветер становится однородным.

Для анализа быстрых изменений профилей нами использовался математический аппарат преобразования малых волновых пакетов (Wavelet transform). Использование этого аппарата (см., напр., [73, 46, 102]) позволяет разделить вклады деталей различных спектральных ширин, соответствующих неоднородностям разных пространственных масштабов, в полные профили линий. Описание метода и его реализация для обработки спектров приводятся в главе 2.

Для расчета спектров изучаемых звезд в рамках облачной модели необходимо провести самосогласованное решение уравнений переноса, движения, статистического и лучистого равновесия. Эта задача является чрезвычайно сложной, поэтому мы вводим существенно упрощающее задачу предположение о том, что распределение температуры и поле скоростей в атмосфере известно. Тогда ионизационная структура атмосферы и распределение атомов по уровням могут быть определены из совместного решения уравнений переноса и уравнений статистического равновесия в газе.

Для решения поставленной задачи требуется знание различных атомных характеристик. В главе 1 описана методика сбора и расчета необходимых для проведения расчетов атомных характеристик. Методы решения задачи определения ионизационной структуры атмосфер звезд рассматриваемых типов описываются в главе 3.

Однако, описанная в главе 3 методика применима только для однородных атмосфер или атмосфер с небольшим числом неоднородностей простой формы. Это является неплохим приближением для атмосфер звезд спектрального класса О, которые обладают большим угловым моментом. Неоднородные структуры зарождаются, по-видимому, около поверхности звезды (см., напр., [64]), вследствие чего в атмосферах звезд класса О преобладают крупномасштабные неоднородности, число которых не слишком велико. В то же время для звезд WR из-за малости их углового момента характерны мелкомасштабные неоднородности в их атмосферах [58]. На подобное разделение масштабов неоднородных структур указывают и наблюдательные данные о переменности профилей линий в спектрах атмосфер звезд рассматриваемых типов (как сама структура переменности, так и вейвлет анализ спектров, см. главы 3 и 4).

Для моделирования структуры атмосфер звезд WR необходим полный расчет ионизационной структуры и спектра выходящего излучения атмосферы, содержащей сотни и тысячи неоднородностей (облаков) с различными размерами и положениями в атмосфере. Прямой расчет спектров атмосфер звезд WR методом, применимым для 0В-сверхгигантов, является нереальным из-за его крайней сложности в этом случае. В то же время проведенный в данной работе анализ показывает, что вклад каждого облака в полный профиль рассматриваемый линии определяется главным образом его массой и положением в атмосфере. Это означает, что для расчета полного вклада в профиль линии всей совокупности облаков достаточно знать функцию распределения облаков по м: ассам и положениям в атмосфере и зависимость вклада облака в полный поток излучения в линии от его массы. Эта зависимость рассмотрена в главе 4.

Наблюдения показывают, что переменность профилей линий в спектрах звезд типа WR можно рассматривать как случайный процесс. Следовательно, можно предположить, что для его моделирования следует использовать статистические методы. Использование этих методов для построения процедуры статистического моделирования ансамбля облаков также рассмотрено в главе 4.

Основные положения, выносимые автором на защиту:

• Результаты обработки спектров звезды a Cam (09.51а) и атлас ее спектра в оптическом диапазоне. Доказательство быстрой переменности профилей линий изучаемой звезды на шкалах времен 5−10 минут и разделение вкладов структур разных масштабов в переменность профиля линии Не IIА 4686 с помощью методов вейвлет-анализа.

• Результаты расчетов ионизационной структура как однородных атмосфер звезд спектральных типов WR и О, так и атмосфер, включающих конденсации.

• Модель формирования дискретных абсорбционных компонент в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов, а также переменности фиолетового края этих линий. Оценки параметров конденсаций в атмосферах, формирующих указанные особенности профилей линий в спектрах звезд? Per, к Cas и a Cam.

• Исследования мелкомасштабной переменности профилей линий спектров звезд типа WR с использованием стохастической облачной модели атмосфер горячих звезд. Оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд типа Вольфа-Райе на основании сравнения наблюдаемых и рассчитанных спектров, а также их вейвлет спектров мощности профилей линии США.

Научная новизна. Данная работа является первым комплексным исследованием, в котором проведено построение неоднородных атмосфер горячих звезд, включающее в себя:

• сбор и расчет атомных констант;

• обработку наблюдений, проведенных специально для изучения быстрой переменности спектров горячих сверхгигантов и анализ результатов с помощью современных математических методов (вейвлет анализ);

• построение общей картины переменности профилей линий в спектрах звезд типа Вольфа-Райе с использованием стохастической облачной модели атмосфер и определение характеристик ансамбля конденсаций в атмосферах.

Теоретическая и практическая ценность. Полученные в работе результаты могут использоваться для газодинамического моделирования атмосфер звезд ранних спектральных классов. Предложенные методы выделения переменных деталей профилей могут быть использованы и при анализе спектров звезд как рассматриваемых в настоящей работе звезд спектрального класса О, так и других спектральных классов.

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на 193 Симпозиуме MAC (Пуэрто Валларта, Мексика, 1998 г.), на Международной Конференции по изучению ветров у горячих звезд (Тарту, Эстония, 1999 г.), на II межвузовском семинаре «Атомные данные для астрофизики» (СПб, 1997 г.) — на научных семинарах ГАО РАН и кафедры астрофизики СПбГУ.

Публикации. Основные результаты по теме диссертации опубликованы в работах автора [12]- автора и А. Ф. Холтыгина [13, 63], в которых автору принадлежит составление программы для расчета профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер 0В-сверхгигантовавтора и А. Ф. Холтыгина [14], А. Ф. Холтыгина, автора и Л. М. Оскиновой [61], А. Ф. Холтыгина, автора, Н. А. Кудряшовой и Л. М. Оскиновой [62], в которой на основе разработанной автором программы определяется ионизационная структура атмосфер звезд WR.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы и приложений. Общий объем работы составляет 140 машинописных страниц, включая приложения на 32 страницах. Библиография содержит 112 наименований.

Заключение

.

В настоящей работе изучается влияние присутствия в атмосферах горячих звезд конденсаций различных масс и размеров на профили линий в спектрах этих звезд. Выполнена обработка спектров сверхгиганта, а Саш и исследована переменность профилей линий в спектрах.

Работа состояла из следующих этапов:

• сбора и расчета атомных параметров элементов, профили линий которых имеются в спектрах атмосфер горячих звезд;

• обработки спектров звезд горячих сверхгигантов, отождествления линий и вычисления их эквивалентных ширин;

• составления программ совместного решения уравнения стационарности и уравнения переноса излучения в неоднородных атмосферах горячих звезд с использованием SEI-приближения;

• разработки метода статистического моделирования быстрой переменности профилей линий в спектрах атмосфер звезд WR;

• составления программ анализа переменных профилей линий в наблюдаемых и теоретических спектрах на основании теории вейвлет анализа.

• построения моделей атмосфер горячих звезд, сравнения рассчитанных и наблюдаемых спектров, и определения параметров конденсаций в атмосферах, ответственных за переменность профилей.

В работе получены следующие результаты:

• Проведена обработка спектров звезды a Cam (09.5 la) и составлен ее спектральный атлас в оптическом диапазоне. С помощью методов вейвлет-анализа разделены переменные детали профиля линии Hell, А 4686 различных масштабов.

• Рассчитана ионизационная структура атмосфер звезд спектральных типов WR и О как для однородных атмосфер, так и для атмосфер с плотными конденсация в них.

• В рамках облачной модели рассчитаны профили УФ резонансных линий СIV # (АА 1548.195, 1550.770/lA) и Si IV (АА 1396.747,1402.770АА) в спектрах OB — сверхгигантов при различных значениях параметров атмосфер и неоднородностей в них.

Показано, что в рамках предложенной модели можно объяснить переменность профилей резонансных УФ линий СIV и Si IV и приведена оценка параметров неоднородных оболочек для звезд (Per, к Cas и a Cam.

• Исследована мелкомасштабная переменность профилей линий спектров звезд типа WR в рамках стохастической облачной модели атмосфер горячих сверхгигантов. Показано, что в рамках этой модели можно объяснить общий характер временной эволюции профилей. На основании сравнения наблюдаемых и рассчитанных спектров, а также их вейвлет спектров мощности сделаны оценки параметров ансамбля облаков в атмосферах звезд Вольфа-Райе.

Таким образом, показано, что в рамках предложенной модели можно объяснить образование и общий характер временной эволюции профилей. Сделан вывод, что рассмотренная модель неоднородных оболочек в атмосферах может быть использована для моделирования дискретных абсорбционных компонент, наблюдаемых в профилях резонансных линий СIV, Si IV и других ионов в спектрах горячих звезд.

В настоящее время работы по нахождению параметров звездных атмосфер с неод-нородностями ведутся как при проведении наблюдений на крупнейших телескопах (в частности в рамках программы MUSICOS), так и путем теоретического моделирования спектров и сравнения их с наблюдаемыми. Разработанные в ходе работы программы предполагается в дальнейшем использовать при построении моделей атмосфер, основанных на современных методах решения проблемы переноса излучения в линиях и континууме [104, 105, 52, 9], разрабатываемых в Астрономическом институте Санкт-Петербургского университета.

Рассмотренные методы исследования профилей линий в спектрах неоднородных атмосфер горячих звезд могут быть использованы для решения проблемы образования структур различных масштабов в их атмосферах. Эта проблема, в настоящее время еще плохо изучена, но она обещает быть одной из наиболее важных и интересных проблем в астрофизике в ближайшие годы.

Автор благодарит В. Г. Горбацкого за руководство работой. Особую признательность автор выражает А. Ф. Холтыгину за постоянную помощь при ее выполнении, а также за внимательное прочтение рукописи и сделанные замечания по ее содержанию. Автор благодарит Н. А. Кудряшову за помощь в обработке наблюдений.