Физические процессы в атмосферах пуьсирующих звезд тема автореферата и диссертации по , 01.00.00 ВАК РФ

72 11/16

ДИССЕРТАЦИЯ

НА СОИСКАНИЕ НАУЧНОЙ СТЕПЕНИ "РУКОВОДИТЕЛЬ ИССЛЕДОВАНИЙ" ("Habilité a Diriger des Recherches")

А.Б. ФОКИН

Обсерватория Haute-Provence

. .и...

Президиум В^т^САЖтрономии, Москва

решение от " __г №

Ф к судил ученую степень ДОКТОР

..................Щ^МШ.^_______

^-ь^'р^./равления ВАК Росси:

\_______ Специальность: АСТРОФИЗИКА

Сл сле^Лм I & .«^Ь vm ц

Досье представлено в Университет Abc-Marseille I (ноябрь 1997)

Ж Y [К* ~

СОДЕРЖАНИЕ ДОСЬЕ:

• Сигпсо1иш Уйае

• Научная деятельность

• ПРЕДСТАВЛЕНИЕ НАУЧНЫХ РАБОТ: ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ В АТМОСФЕРАХ ПУЛЬСИРУЮЩИХ ЗВЕЗД

1. Введение

2. Динамические феномены

2.1 Альтернирующие и неправильные колебания

2.2 Резонансы между модами

2.3 Ударные волны

3. Спектральные линии

3.1 Численный метод расчета

3.2 Расщепление линий поглощения

3.3 Эмиссия в линии На

3.4 Атмосферная турбулентность

3.5 Радиативное охлаждение ударных волн

4. Заключение

• Список использованных в тексте публикаций

• Список публикаций соискателя

CURRICULUM VITAE

Андрей Б. Фокин

Родился: 18 июня 1957 в Москве, Россия, женат, 1 ребенок

• АДРЕС:

Институт Астрономии Российской Академии Наук ул. Пятницкая, 48,109017 Москва, Россия Телефон: (7-495) 951 08 81 Факс: (7-495) 951 55 57 e-mail: fokin@inasaTi.ru

• ОБРАЗОВАНИЕ:

К.ф.-м.н (астрофизика), Тартуский Университет, Эстония, май 1986 Диссертация: Исследование пульсаций Цефеид населения II

Астроном, диплом физического факультета МГУ, Москва, март 1980

• ЗАНЯТОСТЬ:

С апреля 1988 по н.в.: научный сотрудник Института Астрономии, Москва Январь 1986 - апрель 1988: м.н.с. Института Астрономии, Москва Декабрь 1982 - январь 1986: аспирант Института Астрономии, Москва Март 1980 - декабрь 1982: инженер-исследователь НИИП, Москва

• ПРЕБЫВАНИЕ ЗА ГРАНИЦЕЙ:

1993 : Обсерватория Haute-Provence, Франция (2 месяца)

1994 : Обсерва тория Haute-Provence, Франция (1 месяц)

1995 : Обсерватория Haute-Provence, Франция (б месяцев)

1996 : Высшая Нормальная Школа Лиона, Франция {9 месяцев)

1997 : Обсерватория Haute-Provence, Франция (3 месяца)

• ПРОЧАЯ ДЕЯТЕЛЬНОСТЬ:

Официальный научный со-руководитель диссертации L. Jeannin в Высшей Нормальной Школе Лиона, защищена 8/09/1997

Ответственный но связям с любителями астрономии в Институте Астрономии

• ПРОФЕССИОНАЛЬНЫЕ ИНТЕРЕСЫ:

Теория звездных пульсаций: линейное и нелинейное моделирование, хаос, турбулентность, конвекция, модальный резонанс, возникновение и динамика ударных волн в звездных атмосферах, формирование спектральных линий.

НАУЧНАЯ ДЕЯТЕЛЬНОСТЬ

В 1980 г. я закончил физфак МГУ по специальности "астрономия физического факультета" (астрофизика). Во время обучения, как это принято в МГУ, я защитил 2 курсовые работы и диплом, и все они были посвящены физике пульсирующих звезд. Конкретно, я изучал радиальные линейные пульсации звезд с учетом конвекции.

После диплома я два с половиной года работал инженером-исследователем в Исти-туте Приборостроения в Москве, занимаясь изучением атмосферы Венеры но данным космических зондов "Венера". Результаты этой работы были опубликованы в 1982-83 гг. в трех публикациях (на русском языке), где я соавтор.

В 1982 г. я поступил в аспирантуру Астрономического Совета АН СССР (в настоящее время ИНАСАН), где в течение 3 лет готовил диссертацию по теме "Исследование пульсаций Цефеид населения II"под руководством проф. А.Г.Масевич и под научным руководством Ю.А.Фадеева. Диссертацию защитил в 1986 г. в Университете Тарту, Эстония.

С 1986 г. до 1988 г. я работал в Астрономическом Совете в качестве м.н.с., а позже научного сотрудника. Я также был ответственным за связи с любителями астрономии.

С 1986 г. по н.в. я работаю над теорией нелинейных звездных пульсаций, включая численное моделирование пульсаций звезд, анализ формирования и особенностей спектральных линий, изучение радиативных ударных волн и их влияние на параметры атмосферы звезды. Во всех этих исследованиях основной задачей являлась физическая интерпретация результатов наблюдений, как фотометрических так и спектральных.

С 1993 г. я работаю в тесном контакте с французскими коллегами, особенно с D. Gillet из Обсерватории Haute-Provence. Я был приглашен моим коллегой много раз для совместной работы в его Обсерватории, что составило в общей сложное™ примерно 2 года пребывания там. Наши совместные научные интересы всегда лежали в области пульсирующих звезд, однако в последнее время мы обогатили их существенно. Сегодня мы проводим наши исследования, привлекая специалистов из других областей астрофизики и физики, и даже математики.

В 1996 г. меня пригласили в Центр Астрономических Исследований в Высшей Нормальной Школе Лиона для со-руководства .диссертации Laurent Jeannin. Его диссертация на тему "Пульсации ярких звезд"была защищена 8 сентября 1997 г., с отметкой: "весьма успешно".

ПРЕДСТАВЛЕНИЕ НАУЧНЫХ РАБОТ

ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ В АТМОСФЕРАХ ПУЛЬСИРУЮЩИХ ЗВЕЗД

I. Введение

Важность понимания физических процессов, протекающих в пульсирующих звездах, очевидна. Большая часть видимого вещества во Вселенной сконцентрирована в звездах, где происходят ключевые процессы производства ядерной энергии и синтеза тяжелых элементов Космоса. Наиболее яркие звезды могут служить индикаторами космических расстояний. Особенности физических параметров звезд, химизма, эволи-ции, их кинематики и пространственного распределения дают бесценную информацию об истории, развитии и структуре Вселенной. Задаваясь главными характеристиками звезд, и применяя современную теорию их строения и эволюции, эта важная информация в принципе может быть получена. И наоборот, теоретическая астрофизика также нуждается в подтверждении своих предсказаний для дальнейшего развития. К сожалению, из-за огромных расстояний до звезд очень трудно прямо оценить их массы, светимости или радиусы. Таким образом, важно найти дополнительную возможность оценки этих параметров для понимания физики звезд.

Физические переменные звезды, т.е. не затменно-двойные, как раз предоставляют нам такую возможность, поскольку в этом случае у нас появляется больше наблюдаемых физических параметров для сравнения с теоретическими предсказаниями: период цульсапрй, амплитуда изменений блеска и лучевых скоростей, переменность спектральных линий и др.

Пульсирующие звезды испытывают т.н. автоколебания, то есть периодические, квазипериодические или хаотические изменения радиуса, светимости, температуры и дру-

гих физических величин, вызванных внутренними процессами в этих звездах. Амплитуды таких колебаний не зависят от начальных условий. Эти автоколебания преимущественно возбуждаются потоком лучистой энергии, идущим из ядра и возникающим в результате ядерных реакций, который может поглощаться в поверхностных слоях звезды. Эти поглощающие слои связаны с частичками зонами ионизации водорода и гелия.

Механизм превращения тепловой энергии в энергию колебаний, как и теория линейных радиальных звездных пульсаций (ТЛРП), были впервые разработаны в трудах Eddington (1941), Жевакина (1953), Ledoux et al. (1955), Сох and Whitney (1958) и др. Однако ТЛРП, хорошо объясняющая физику пульсационной неустойчивости, способна дать лишь один доступный наблюдениям параметр: период. Кроме того, она дает значение периода лишь более или менее приближенно, поскольку в условиях реальных нелинейных пульсаций, когда амплитуды высоки, настоящий период может отличаться от предсказанного ТЛРП. Также, обертоны, пульсационно устойчивые согласно ТЛРП, в нелинейном режиме могу оказаться неустойчивыми. Наконец, все наблкща-емые спектральные явления, имеющие атмосферную природу, остаются целиком за рамками ТЛРП.

Одним из важнейших явлений в атмосферах пульсирующих звезд является возникновение ударных волн (УВ) во внешних слоях звезды. Согласно гипотезе Schwarzchild (1952), период ическое раздвоение линий поглощения в звездах W Девы, RV Тельца, ER Лиры и др. вызвано эффектом Допплера вследствии прохождения УВ. Ударные волны равно ответственны за эмиссию в Бальмеровских линиях некоторых звезд, особенно у мирид, где подобная эмиссия наблюдается в течении 80 процентов цикла пульсации, т.е. в течении сотен суток.

Необходимость применения нелинейной теории для более детального исследования пульсирующих звезд была осознана уже давно, с середины б0-х годов 20-го века, благодаря развитию вычислительной техники и численных методов. Тогда же были проделаны и первые расчеты. Christy (1966) и Hillendahl (1970) рассчитали первые нелинейные модели классических цефеид. В предположении радиальных пульсаций и чисто лучистой оболочки они получили принципиально важный результат: рассчетные периоды и

амплитуды находятся в согласии с наблюдениями. В этих работах также было показано, хотя и несколько обще, что пульсации могут в принципе порождать волны сжатия или даже ударные волны.

Позднее Stobie (1973) и другие авторы исследовали пульсации цефеид с "горбами"на кривых блеска и лучевых скоростей с целью определить массы этих звезд. Они основывались на теоретических результатах, согласно которым положение этих "горбов"на кривых должно зависеть от массы, а также основывались на эмпирической "последоваг тельности Герцшпрунга", согласно которой "горб"монотонно смещается с изменением периода. Вскоре исследователи обнаружили, что "пульсапдонные" массы этих звезд на 40 процентов меньше, чем предсказывает теория эволюции. Этот парадокс был разрешен после появления новых таблиц непрозрачностей, включающих поглощения в линиях Fe при температурах около 200 ООО К (Rogers и Iglesias 1992; Seaton et al. 1993). Использование в расчетах этих новых таблиц также помогло понять природу пульсаций звезд типа р Cephei (Сох et al. 1992).

Тутуков и Фадеев (1981) показали, что ударные волны могут играть существенную роль в процессе потери массы звезд на поздних стадиях эволюции. Авторы выяснили, на основе нелинейных моделей, что ударные волны увеличивают шкалу высот однородной атмосферы в области формирования пыли (T«¿ 2500 К). Без ударных волн плотность вещества в данной области остается слишком низкой для образования пыли, и как следствие, давление излучения на пыль не может обеспечить тот темп потери массы, который мы наблюдаем.

Все это свидетельствует о важной роли динамических процессов в атмосферах пульсирующих звезд в их эволюции, особенно после фазы ассимптотичеекой ветви гигантов. Поскольку механизмы потери массы до сегодняшнего времени остаются малоизученными, что затрудняет развитие теории звездной эволюции, то в этой связи выводы теории звездных пульсаций представляются очень важными.

Еще один динамический эффект заслуживает внимания: это хаотические явления в звездных пульсациях. Нерегулярные пульсации наблюдаются во многих типах звезд - W Девы, НУ Тельца, мириды, звезда позднее асимптотической ветви гигантов и др. Пульсационные циклы этих звезд имеют слабую степень повторяемости, т.е. демон-

стрируют определенные вариации от цикла к циклу. Сейчас известно четыре основных механизма "хаотизации" колебаний:

- одновременная неустойчивость трех или более обертонов;

- статистический хаос, то есть нелинейные колебания различных сдоев звезда с периодами, которые не могут быть синхронизованы между собой;

- хаотизация путем перемежаемости (сценарий Ротеаи и МанпеуШе 1980);

- хаотизация путем удвоения периода (сценарий Рс^епЬашп 1979).

Два последних сценария наиболее интересны, так как в их основе лежат чисто динамические явления, которые можно наблюдать даже в простых нелинейных колебательных системах. Исследование их физической природы может дать нам ключ к пониманию сложных динамических процессов, протекающих в оболочках и атмосферах этих звезд.

Таким образом, ясно, что изучение нелинейных процессов в пульсирующих звездах имеет огромное значение для астрофизики. К сожалению, в настоящее время ощущаг ется дефицит в теоретических исследованиях этих проблем. С одной стороны, этот дефицит объясняется недостаточно развитой технической стороной дела, то есть малой мощностью вычислительной техники, что не позволяет рассчитывать реалистичные нелинейные модели пульсирующих звезд с учетом всех важных физических процессов. С другой стороны, физическая интерпретация результатов подобных расчетов также имеет свои сложности. Как результат, многие проблемы физики пульсирующих звезд пока не нашли своего решения. В нижеследующих главах мы обсудим некоторые из них, которые были исследованы автором, а именно:

- хаос в пульсациях, его физические причины;

- резонансы различных пульсационных мод;

- ударные волны: их возникновение, распространение и потеря энергии;

- формирование спектральных линий в атмосферах пульсирующих звезд, расщепление линий поглощения, эмиссионные линии;

- турбулентность в пульсирующих атмосферах.

II. Динамические феномены А. Альтернирующие и неправильные колебания

Когда осцилляции имеют малую амплитуду (А R/R -С 1), применимо акустическое приближение, так что пульсации могут быть представлены как суперпозиция линейных стоячих волн с различными собственными частотами. В таком режиме все колебания слоев синхронны, а энергия пульсаций не может переходить из одной области в другую. Но эта идеальная модель никогда не реализуется в ввиду конечности амплитуд звездных колебаний. В экстремальных случаях больших амплитуд, например у звезд типа W Девы, EV Тельца или мирид (AR/R ^ 1), пульсации во внешних слоях существенно асинхронны.

Пример подобных пульсаций во внешней атмосфере показан на Рис.1, где представлены нелинейные расчеты модели звезды RR Лиры.

В этих условиях достаточно мощные ударные волны могут существовать в атмосфере в течение более чем одного периода пульсаций, таким образом способствуя, вследствие эффективных лучистых потерь, потере механической энергии пульсации. Это происходит следующим образом. Вначале, в результате пульсаций, возникает ударная волна, через фронт которой проходит поток механической энергии. За фронтом этот поток почти полностью превращается в поток тепловой энергии вследствие повышения температуры газа и уменьшения скорости его оттока от фронта, в соответствии с законом сохранения потока энергии.

Без лучистого охлаждения за фронтом (а также, заметим, и возможных потерь массы, также уносящих долю энергии пульсаций, что пока не входит в нашу модель) полная энергия звезды в данном процессе оставалась бы неизменной. Однако, излучение газа в континууме, а также во многих и многих линиях (кроме самых сильных, в которых фотоны заперты), весьма эффективно, и вызывает резкое понижение температуры газа почти сразу за фронтом (имеется в ввиду область тепловой релаксации в ударной волне).

Также, немалая часть энергии пульсаций теряется в виде последующего излучения еще не совсем остывшего газа в более далеком следе ударной волны. Эти потери возрастают с увеличением отношения светимость/масса звезда.

t Im», s

Ii»4-----—■——----------------^^

1.323Е.Й07 1.ПЕ7Е*007 1.331Е»ав7 1.33Ш*в07

t KtnO . 8

Рис. 1: Болометрическая кривая блеска и радиальные смещения массовых зон в зависимости от пульсационной фазы для модели RH Лиры

Одно из следствий подобных потерь энергии было исследовано в работе Fokin (1990). Для этого автором была написана программа расчета нелинейных, неадиабатических колебаний в координатах Лагранжа. В этой программе радиальные автоколебания рассчитываются в сферической геометрии. Уравнение переноса излучения в сером конти.

нууме, зависящее от времени, решается одновременно с уравнениями сохранения массы и импульса. Для обрезания системы уравнений моментов интенсивности излучения используются т.н. переменные факторы Эддингтона, вычисляемые по особой программе. Описание этого метода опубликовано в работах Fokin (1989; 1990).

Анализ нелинейных неадиабатических моделей звезд типа W Девы, упомянутый выше, показывает, что энергетические потери за период из-за ударных волн настолько велики, что могут быть сравнимы с энергией, полученной за период вследствие работы механизмов неустойчивости. Это вызывает эффект уд воения периода, наблщдаемый у звезд W Девы с периодами, превышающими 10-15 дней. А именно, в результате существенных лучистых потерь на предыдущем пдкле, амплитуда пульсаций на следующем цикле будет меньше, и т.о. следующая ударная волна будет слабее. Поскольку лучистые потери механической энергии ударной волны очень чувствительны к ее амплитуде, они будут меньше в течение этого цикла, и амплитуда пульсаций вновь восстанавливается приблизительно до прежнего уровня. Все это в результате порождает альтернации экстремумов кривой блеска (Рис, 2).

Рис. 2: Изменение светимости со временем для двух моделей звезд типа Девы: с образованием сильных (вверху) и слабых (кашу) ударных волн в атмосфере. Пунктирная кривая показывает светимость за фронтом сильной ударней волны. Различие между сплошной и пунктирной кривыми обусловлено лучистыми потерями в ударной волне

Этот механизм вполне объясняет наблюдаемые альтернации пульсаций звезд с