Динамика и физические свойства звездного ветра горячих звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

АКАДЖШ ШК СССР ГЛАВНАЯ АСТР0Н0Ш1ЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ В ПУЛКОВЕ

Ба правах рукописи

Тамбовцева Лариса Васильевна

УДК 524.3-85;524.3-44

ДИНАМИКА И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА ЗВЕЗДНОГО ВЕТРА ГОРЯЧИХ ЗВЕЗД

Специальность 01.03.02. Астрофизика,радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискашга ученой степени

кандидата физико-математических наук

&

С.-Петербург

Работа выполнена в Астрофизическом институте АН Каз.Ш1

Научный руководитель - кандидат физико-математических наук

Э.Я.Вильковиский Официальные оппоненты -доктор физико-математических наук

В.П.Гринин ( КрАО АН СССР ) -кандидат физико-математических наук Т.А.Нугис ( ИАФА АН Эстонии ) Ведущая организация - Казанский государственный университет

Защита состоится "13" декабря 1991г. в Й. час Зо мин на заседании специализированного совета (шифр К.002.9^.01) по присуждению ученой степени кандидата наук при Главкой астрономической обсерватории АН СССР (196140,С.-Петербург,Пулково^

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО АН СССР Автореферат разослан "/? " /ЬотО-^+Л 1991г.

Ученый секретарь специализирован совета кандидат фиэ.-мат.няук , . Ю. А.Негоеицин

ОНЦАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА. РАБОТЫ Актуальность работы обусловлена прогрессом в исследованиях по звездному ветру горячих звезд и совершенствованием методики сравнения выводов теории с данными наблюдений. Сопоставление достаточно точных теоретических-модельных расчетов с данными наблюдений подтверждает основные положения теории (определяющая роль давления излучения в возшшновении и ускорении ветра),но и показывает,что многие свойства звездного ветра трудно объяснить,оставаясь в замках "классического" варианта,который был разработан Ка-зтором.Абботом и Клейном.Для датьнейшего развития теории зажное значение имеет сопоставление ее следствий с наблю-1енияш для большого числа конкретных звезд. Для проверки говых физических идей требуются отработанные методики мо-цельных расчетов .удовлетворяющие современным требованиям, ¡ему в настоящей работе уделено большое внимание.

Целью данной работы■являются теоретические расчеты ос-ювных характеристик ветра ОВ-звезд (темпы потери массы и •ершнальные скорости) с привлечением наблюдательных дан-нх для большой выборки звезд этих типов,а также моделиро-аиие звездного ветра с различной температурной структурой ля объяснения наблюдае(лых профилей линий различных ионов.

Новизна работы. . Получены численные решения уравнений динамики ветра и переноса излучения в линиях,с помощью которых определены темпы потери массы и т ^ршнильные скорости для -90 0-звезд, 23 В-звезд и 7 ядер планетарных туманностей,и рассчитаны профили резонансных линий для 35 звезд в УФ

области спектра.

2. Выявлено существование верхнего предела теша потери массы, определяемого основными параметрами звезды: эффективной температурой,радиусам и массой {светимостью).Делается вывод о переменности потока массы.

3. Обнаружена корреляция турбулентной скорости,присутствующей в ветре,со светимостью,массой и темпом потери массы звезды.

4. Сделан анализ моделей "теплого" ветра на основе полученных из решений уравнений гидродинамики зависимостей изменения скорости и плотности от расстояния п эмпирического задания температурной структуры,а также расчетов профилей линий ионов высоких стадий ионизации.

Научная и практическая ценность работы.

Разработан пакет программ для расчетов динамических моделей звездного ветра и расчетов его ионизационной структуры. Полученные теоретические характеристики'звездного ветра для конкретных ОВ-звезд могут быть использованы для решения различного рода задач,связанных с феноменом звездного лзетра.

Результаты.защищаемые автором:

1. Методика расчетов характеристик звездного ветра и полученные результаты для ИЗ ОВ-звезд (теш потери массы, терминальная скорость,закон изменения скорости и плотности в ветре,верхний предел темпа потери массы).

2. Зависимость турбулентной скорости ветра от параметров звезды к ветра.

;1нтерпретшия вноонолонизованннх стадий элементов с по-

- о -

нощью моделей "теплого" ветра.

Апробация. Результаты работы докладывались на всесоюзных совещаниях : в 1986 году в г.Эльва по теме "Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты",в 1990 году в г. Алма-Ате по теме "Классические Вв и звезда Ае/Ве Хврбига", в 1991 году в Тыравере по теме "Физика звездных атмосфер", на научных семинарах в АФИФ АН КазССР.

Структура и объем диссертации.Диссертация состоит из введения,четырех глав,заключения и списка литературы.Общий объем 133 страницы,в том числе 83 страницы машинописного текста,44 рисунка,9 таблиц,131 литературный источник.

Содержание работы

Во введении обоснованы актуальность данной работы,сформулированы ее цель,новизна.научная и практическая ценность полученных результатов.

В первой главе приводятся наблюдательные.свидетельства потери массы звездами ранних спектральных классов по результатам наблюдений в различных областях спектра (УФ,ИК,радио, оптическом и рентгеновском диапазонах).перечислены свойства звездного ветра данных объектов.

В этой же главе изложены основы Teopim звездного ветра, разработанной Кастором,Абботом и Клейном Cil (САК).которые, используя гидродинамический подход.доказали,что механизмом, ответственным за возникновение и ускорение ветра,является передача импульса газу при поглощении фотосферного излучения в резонансных и субординат: к линиях в УФ облает:! спектра.

Сделан обзор эмпирических моделей звездного ветра горячих звезд,объясняющих та или иные специфические свойства ве-

тра.

Во второй главе излагается метод решения уравнений динамики ветра,с помощью которого определены темпы потери массы М и терминальные'скорости для 90 0-звезд',23 В-звезд и 7 ядер планетарных туманностей.

Важной особенностью решения уравнений динамики является существование предельного темпа потерн массы ( критического Г.^) такого, что при №>1^ решений уравнения движения не . существует. Отношение критических темпов потери массы к М, соответствующим наблюдаемым терминальным скорости.!, находится в пределах 1.0 - 2.0. Этот интервал практически совпадает с наблюдаемым интервалом значений отношения наблюдаемых максимальных темпов потери массы к минимальным,полученным в разное врош для одних и тех же звезд (1.1 - 1.9) 12] .

Делается вывод о переменности потока массы и возможном существовании механизма регулирования теглпа потери массы в самом ветре.

. Результаты расчетов свидетельствуют о том,что звездные параметра практически полностью определяют свойства звездного ветра.Сравнение этих результатов с данными наблюдений показывает, что полученные теоретические параметры ветра 0В-звезд находятся в хорошем согласии с набладаемш,га,учитывая точность определения терминальной скорости (~1(Ю км/с),погрешность определения теша потери массы (~40-50 'Л) и некоторую неопределенность звездных параметров.

В третьей главе описывается метод расчета ионизациошю! структуры звездного ветра, определяемой балансом тсду нап-защт.т с основного к рекоибякациям?:г ни псе урони.

Кратко изложен метод расчета переноса излучения в линиях, в котором функция источников определяется вероятностным методом Соболева,тогда как уравнение переноса излучения решается точно [3] .

Сопоставление теоретических и наблюдаемых профилей УФ

резонансных линий показывает,что юс совпадение происходит

после учета влияния турбулентных (хаотических) движений,

присутствующих в звездном ветре.При расчетах профилей линий

а 2

турбулентная скорость задавалась в виде 1/^5=0.IV(2 ), где тТ {%) - регулярная скорость течения.

Показано,что максимальная скорость расширения ветра ( т/* ),получаемая из наблюдений,не равна в общем случае "истинной" терминальной скорости ветра (Уоо) и превышает последнюю примерно на 10 - 15 %. Разность медду этими двумя величинами AV = V* - Уоо уменьшается с ростом массы, светит,гости, радиуса и тег.ша потери массы звезды. Отмечена анало-пгчная зависимость меязду отношением AV/ifys и массой, светимостью, эффективной температурой и темпом потери массы.

Четвертая глава посвяцена моделированию звездного ветра с различной температурной структурой и расчету основных параметров ветра ядер планетарных туманностей.

Показано,что нужная для воспроизведения наблюдаемых профилей линий концентрация иона О VI ОВ-звезд достигается заданием электронной температуры в ветре порядка 100000 -120000 Х.Прл расчете ионизащюияого баланса учитывался мота яирм ударной ионизации.

- Лназпз результатов показал,что приемлемой является мо-TKUJ, "теплого" еоггп с постепенным увеличением электронно;";

- а -

температуры Те,начиная от значений Те=0.9Те^ в основании ветра {1= , г -текущий радиус, -радиус звезды) до Те =(1.0-1.2)-10% на расстоянии 1 = ,где С достигает значений 1.3 -2:0 для различных звезд.

Приведены рассчитанные црофили линии 0 VI для ряда ОВ-звезд,которые сравниваются с наблюдаемыми.Делается вывод, что механизм ударной ионизации может быть ответственным за появление ионов О VI.

Модель "теплого" ветра позволяет получить профили линий иона ММ для В-звезд и поздних 0-звезд,имеющих эффективную температуру ^ 30000 К.Сравнение профилей линий дает необходимый - >1я воспроизведения профилей МУ линии интервал значений Т0 от 60000 до 70000 К.

Детальное моделирование звездного ветра позволяет сделать следующее заклэчениэ: невозможно построить модель с монотонным поведением функции Т0( % ),при которой рассчитанные профили линий ионов как высоких ( А/У , О VI),так и низких зтадий исшизаций ( С III) удовлетворяли данным наблюдений. Делается вывод о возможной двухкомпонентной структуре звездного ветра.

В стой же главе приводятся рассчитанные параметры звездного ветра 7 ядер планетарных туманностей:ЛЛгС 1535,6210, 6826,7009 и 1С 418,4533 и рассчитанные профили линий различных ионов для этих об!ектов.Полученные для них оценки темпов потери массы С» и сравнение теоретических и наблюдаемых профилей резонансных линий позволяет сделать вывод, что теория звездного ветра с лучистым давл^.шем,разработанная дчя обычных 0-звезд,применима и к ядрам плане-