Теоретическое моделирование рентгеновского излучения в области лобового столкновения звездных ветров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. Ломоносова

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ имени П.К.ШТЕРНБЕРГА

на правах рукописи

ЕГОРОВА СВЕТЛАНА БОРИСОВНА

ТЕОРЕТИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В ОБЛАСТИ ЛОБОВОГО СТОЛКНОВЕНИЯ ЗВЕЗДНЫХ ВЕТРОВ

Специальность 01.03.02. "Астрофизика, радиоастрономия"

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА - 1.994

Работа выполнена на кафедре астрофизики и звездной астрономии физического факультета МГУ им. М.В.Ломоносова, в Государственном астрономическом институте им.П.К. Штернберга.

Научный руководитель - доктор физико-математических, наук

Н.Г. Бочкарев

.Официальные оппонент« - доктор физико-математических наук .

Государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д 053.05.51.

Адрес: 119699, Москва, В-234, Университетский проспект, 13. ' С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга при МГУ ( Москва, Университетский проспект,. 13 ).

Лифшиц М.А.,

кандидат физико-математических наук Рудницкий Г.М.

Ведущее предприятие - КрАО АН Украины

Защита состоится " 10 " маРта 1994 г. на заседании специализированного совета Московского

10 „

Автореферат разослан

Ученый секретарь ' специализированного совета кандидат физ.-мат. наук

Л.Н. Бондаренко

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ

В последнее время, начиная с работ Черепащуна A.M. [1,2], много внимания уделяется проблеме образования спектра рентгеновского излучения в условиях взаимодействия звездных ветров.

р связи с полетом рентгеновской обсерватории "Эйнштейн" 13] был открыт новый .класс рентгеновских источников. После наблюдений 48 WR-звезд было обнаружено, что двойные системы в среднем на несколько порядков ярче, чем одиночные звезды . Pollock [41 предположил, что этот факт обусловлен излучением при столкновении ветров от звезд-компонент. При этом

•ОТ «э<э

относительно слабое ( 10-10 эрг/с ) и мягкое (feTsO,5 кэВ) рентгеновское излучение, очевидно, образуется во внешних частях ветра, независимо от того, является ли звезда одиночной, или она двойная [4,51. Аналогичные .выводы получены Chlebowski & Garmani [61 для рентгеновского излучения 0-звезд.

В 1988 году Shore & Brown [7] представили результаты детального изучения UV-наблюдений V444 Cyg. Анализы 20 спектров, полученных со спутника IUE , показали, что они связаны с областями с большими тепловыми скоростями. Для интерпретации данных наблюдений была предложена модель сталкивающихся ветров, в которой более сильный ветер от WR-звезды взаимодействует с ветром меньшей . мощности от 0-звезды.

-А-

Еще до экспериментального обнаружения рентгеновского излучения от двойных звездных систем №Н+0В существовала гипотеза о возникновении значительного рентгеновского потока из области столкновения звездных ветров в тесных двойных системах [1]. Черепащуком в 1967 году было замечено, что в области взаимодействия ветров может возникнуть ударная волна, порождающая мощное рентгеновское излучение горячего (107-10%) газа за фронтом. В 1976 году Прилуцким и Усовым [81 были исследованы три теоретические модеж взаимодействия ветра те-звезда с ветром другой звезда, ее магнитосферой или поверхностью. Используя их результаты, Черэпащук в 1976 году [2] нашел светимости некоторых ТО+ОВ систем и определил роль энергетических потерь при комптонизации. Оценка показала, что предполагаемые . светимости находятся в пределах Ь1=1032-1034эрг/с.

К настоящему времени существует ряд работ, в которых предпринята , попытка построения теоретического спектра рентгеновского излучения при взаимодействии ветров в тесных двойных системах с подробным анализом геометрической формы течения 19-11].

В данной работе ставится задача о формировании рентгеновского излучения в области лобового столкновения звездных ветров, где образуется жесткая часть спектра ( 5-10 кэВ ). Именно в этой части спектра следует ожидать большого различия между рентгеновскими светимостями одиночных и двойных та-звезд. Жесткий диапазон интересен еще и тем, что излучение в нем практически не зависит от геометрии объекта, так как основная его часть формируется в точке лобового

взаимодействия [2].

К настоящему времени существуют данные иу-наблюдений за рядом объектов, в которых имеет место явление взаимодействия ветров от звезд-компонент [27-31].,В рентгеновском диапазоне проведены исследования тесных двойных систем с компактным объектом вплоть до 10 кэВ, то есть включая и жесткий диапазон с линиями высокоионизованного железа. С обсерватории "Эйнштейн" получены рентгеновские спектры та+ов систем для диапазона от 0,2 до 4 кэВ включительно. В ближайшие годы планируется запуск обсерватории для наблюдений в более жестком диапазоне энергий излучаемых квантов. В связи с этим возникает необходимость в теоретической оценке информативности наблюдательного материала, что делает весьма актуальной задачу разработки методов определения физических параметров звездных ветров по их спектрам в рентгеновском диапазоне.

Использование методов определения химического состава и температуры газа за фронтом ударной волны позволит продвинуться дальше в изучении физических условий и характеристик двойных систем на поздних стадиях развития, что особенно важно для проверки эволюционных теорий.

Важный аспект проблемы - охлаждение околозвездного газа. К настоящему времени достаточно хорошо изучены случаи разреженной межзвездной среды вдали от источников излучения [12,13], с одной стороны, и плотной плазмы звездных атмосфер [14,15] - с другой. Промежуточный вариант требует более детального рассмотрения для каждого конкретного класса объектов.

Таким образом, подробный анализ функции охлаждения вблизи звезда, проведенный в настоящей работе, делает правомерным применение ряда приближений при ее расчете для горячего газа за фронтом ударной волны в тесных двойных системах. Кроме того, проведенные исследования имеют практическое приложение к задачам изучения околозвездного газа вблизи других астрофизических объектов, помимо рассмотренных здесь тесных двойных та+ов систем: оболочек звезд Т Тельца, симбиотических звезд и им подобных. ЦЕЛЬЮ РАБОТЫ является следующее:

1. Исследование функции ударного охлаждения в линиях плотной ( Ю9-Ю14см~3) горячей ( Ю4-Ю8К ) плазмы вблизи звезды с эффективной температурой 104-105К: .

а) влияние метастабильных уровней на скорость охлаждения в линиях наиболее обильных элементов; .

б) влияние ошибок в определении состояния ионизации на величину суммарной по всем ионам данного элемента функции охлаждения.

2. Анализ условий формирования рентгеновского излучения при лобовом столкновении звездных ветров в тесных двойных системах звезд с интенсиввной.потерей массы ( М ).

3. Обоснование метода определения температуры газа за фронтом ударной волны по непрерывному спектру рентгеновского излучения тесных двойных систем.

4. Исследование возможности определения содержания химических элементов из сравнения потоков излучения в специальным образом выбранных спектральных "окнах".

НОВИЗНА РАБОТЫ

Предложен новый метод определения параметров звездного ветра по спектру рентгеновского излучения газа за фронтом ударной волны в тесных двойных системах.

Впервые проведены теоретические расчеты жесткой части ( 5-15 кэВ ) рентгеновского спектра с одновременным учетом охлаждения в линиях, тормозного излучения и. обратного эффекта Комптона.

Впервые проведено исследование вклада различных процессов в функцию охлаждения газа за фронтом ударной волны по мере удаления от области взаимодействия ветров.

Проведено новое исследование особенностей функции" охлаждения в линиях элементов, дающих наибольший вклад в охлаждение, ( О,N.о,N6,51,Ре ) в условиях околозвездной оболочки: для плотностей 10^-1О14см~3 и электронных температур 104-107К при возможном влиянии излучения звезда с эффективной температурой 10^-10®К.

НАУЧНО-ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ РА60ТЫ

Разработанные методы определения физических параметров звездного ветра в тесных двойных системах с мощным истечением вещества позволят исследовать ряд астрофизических объектов, находящихся на поздней стадии развития: та-звезды, системы с компактными объектами; - а также звезды Т Тельца, симбиотические и им подобные. Полученные таким образом новые физические характеристики важны для построения и проверкй теорий эволюции звезд и двойных систем.

Проведенные исследования особенностей охлаждения в околозвездном газе имеют практическое значение для расчета

функции охлаждения в линиях для случая, занимающего промежуточное положение между межзвездным газом вдали от звезды и плотной плазмой звездных атмосфер. Обоснована применимость ряда приближений, значительно упрощающих эти расчеты. Полученные результаты представляют интерес для теории излучения космической плазмы.

АПРОБАЦИЯ. Основные результаты работы докладывались на научных семинарах ГАИШ. Сделан отчет по гранту,, предоставленному Американским астрономическим обществом за работу по теме: "Особенности функции охлаждения в околозвездном газе".

ПУБЛИКАЦИИ. По теме диссертации опубликовано 5 статей.

СТРУКТУРА ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация сострит из введения, двух частей, заключения и приложения, содержит' 5 таблиц и рисунков. Объем диссертационной работы составляет ^страниц, из них 25 страниц занимает приложение. Библиография содержит ссылки на 81 работу.

Во введении дан краткий литературный обзор основных работ по теме.диссертации ( более подробно он изложен во введении к каждой части ), описаны цель и научно-практическая ценность работы , обоснована актуальность выбранной темы, приведены результаты, выносимые на защиту.

РЕЗУЛЬТАТЫ,ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

I. Вывод о возможности определения температуры газа за фронтом ударной волны, образованной при столкновении ветров в тесной двойной системе ит+ов, по , отношению потоков в

.д.

специальным образом выбранных "окнах" непрерывного рентгеновского спектра в диапазоне 5-15 кэВ.

2. Полученная теоретически связь цветовой температуры рентгеновского излучения, определенной специальным образом, с температурой газа за фронтом.

3. Вывод о возможности определения содержания железа в ветре компонент тесной двойной системы по спектру рентгеновского излучения в диапазоне 5-15 кэВ.

4. Полученные теоретически графики зависимости вкладов различных процессов в полную функцию охлаждения от температуры за фронтом по мере удаления от .области взаимодействия звездных ветров.

5. Особенности охлаждения в линиях в условиях околозвездного газа для плотностей 109-1014см~3 и электронных

л 7

температур 10 -10'К.

6. Вывод об устойчивости функции охлаждения в линиях относительно изотермических вариаций состояния ионизации для всех ионов, кроме водородо- и гелиеподобных. •

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

В первой части диссертации проведено детальное исследование особенностей функции ударного охлаждения в линиях резонансных переходов ряда ионов, дающих основной вклад в охлаждение околозвездной плазмы: С11-ГУ; N111-7; 011-71; N8111,V,VIII; 31Х1,Х11; РеХ1-Х111,Х1Х-ХХ1.

Первая глава "Влияние заселения термов основной конфигурации на скорость охлаждения" содержит подробные исследования функции охлаждения плотной (109-1014см-3) плазмы вблизи Достаточно холодной звезды, где незначителен вклад

~но-

излучешя в возбуждение дискретных переходов, но необходима оценка влияния плотности на заселение термов основной конфигурации.

Расчеты проведены в два этапа. Сначала для всех перечисленных ионов исследовано принципиальное наличие искомого эффекта. С этой целью в первом разделе оценена возможная величина влияния возбужденных термов для двух предельных случаев: в предположении заселения термов пропорционально их статистическим весам ( случай' бесконечно высокой температуры возбуждения) и в предположении заселения только нижнего терма ( случай межзвездной среды ). В первом случае дополнительный вклад в охлаждение дает возбуждение электронным ударом иона ( атома ) из 'возбужденного терма основной конфигурации.

Затем во втором и' третьем разделах проведен расчет функции охлаждения с учетом решения системы уравнений стационарности для ионов, где вклад возбужденных термов основной конфигурации максимален. Результаты моделировались простыми функциями,■ отвечающими населенностям термов по формуле Больцмана при некоторой температуре возбуждения как параметре подгонки.

Получены следующие вывода:

1. Для всех изученных ионов в условиях околозвездной оболочки справедливо следующее утверждение: термы основной конфигурации заселены согласно распределению Больцмана при электронной температуре с точностью до 10-20 %.

2. Наилучшим приближением ( с точностью до 10 % ) для функции охлаждения в линиях в околозвездном газе вблизи

-и'

холодной ( ]£ Т,< 3.6 ) звезды является функция, рассчитанная при условии заселения термов основной конфигурации по формуле ,Болъцмана.

Вторая глава "Влияние излучения звезды на- скорость-охлаждения" посвящена выяснению принципиальной роли фотовозбуждения в формировании функции охлаждения.

В первом разделе обсуждается возможная смена знака функции охлаждения при разных соотношениях между температурой электронов и температурой излучения в частотах линий. Расчет функции охлаждения проводится с учетом решения системы уравнений баланса.

Во втором разделе предложены параметры аппроксимации численного решения для населенностей уровней по формуле Больцмана, а в третьем - рассмотрено влияние разрешенных переходов между возбужденными конфигурациями на функцию охлаждения.

Результаты, полученные- во второй главе, позволяют сделать следующие вывода:

1. Фотовозбуздение принципиально влияет на скорость ударного охлаждения, и в области Т^>Т нагрев электронов за счет ударов второго рода превышает их охлаждение при ударном возбуждении.

2. Поле излучения звезда практически не влияет на вклад возбужденных термов основной конфигурации в скорость охлаждения.

3. Вблизи горячих звезд ( Т> 10% ) заселение возбужденных конфигураций определяется формулой Больцмана при Т =Т с ошибкой не более 0.1%.

4. При температуре излучения Т^=2 * 10% для всех изученных

ионов, вклад субординатных переходов в охлаждение не превышает 10%.

5. При (3-10) * 10% влияние излучения звезда может сказаться на охлаждении ионов си. Gill, CIV, NIY, NV, ov в области электронных температур Т > Ю^К ( отклонение больше 10%, но не превосходит 30% ).

Третья глава "Устойчивость функции охлаждения к изотермическим вариациям состояния ионизации" посвящена вопросу о влиянии ошибок в определении состояния ионизации на скорость охлавдения околозвездной плазмы.

Неточное знание физических параметров космической плазмы неизбежно влечет ошибку в определении концентрации ионов в газе. В связи' с этим рассмотрена проблема, вносит ли неопределенность состояния ионизации среды значительную погрешность в суммарную по всем ионам функцию охлаждения. О целью ее решения достаточно сравнить между собой скорости охлаждения на различных ионах одного и того же химического элемента. В данной главе такое сравнение проведено для ионов элементов с . сильно различающимися зарядами ядер: для кислорода,- кремния и железа.

На основании полученных результатов можно сделать вывод об устойчивости функции охлаждения по отношению к изотермическим вариациям состояния ионизации, так как суммарная по всем ионам одного химического элемента функция охлаждения слабо зависит от ошибок в определении концентраций ионов, если, вклад водородо- • и гелиеподобных ионов незначителен. Последнее утверждение справедливо в силу небольшого различия между скоростями охлаждения на различных

-1Ъ-

ионах одного элемента.

Во второй части представлены результаты расчетов |рентгеновского излучения при лобовом столкновении ветров (для энергий излучаемых квантов в диапазоне 5-15' кэВ ) для' известной системы V444Cyg с учетом охлаждения горячего газа за фронтом при тормозном излучении, обратном эффекте Комптона и излучении в резонансных линиях наиболее распространенных элементов, дающих основной вклад в охлаждение.

В четвертой главе "Особенности высвечивания ударных волн в двойных системах Ш+ОВ" приведены основные уравнения задачи, рассмотрены физические условия формирования рентгеновского спектра за фронтом ударной волны, дан анализ функции высвечивания и изучен вклад различных процессов в охлаждение нагретого за фронтом газа.

Получены следующие выводы:

1. Околозвездная плазма прозрачна за пределами основной серии ионов Рехи-хху1, а также водородо- и гелиеподобных ионов кислорода и неона: максимальная оптическая толщина . для ионизующих квантов меньше, чем 0.02.

2. Самопоглощение в резонансных линиях тех же ионов невелико:- максимальное значение оптической толщины порядка единицы, причем для большинства ионов плазма прозрачна. Следовательно, влиянием ударов второго рода на функцию охлаждения заведомо можно пренебречь.

3. При расчете функции охлаждения необходимо учитывать обратное комптоновское рассеяние, так как его вклад вблизи фронта достигает а 70%, что оказывает опосредованное влияние на спектр излучения. Поток в области жесткого рентгена падает

-{А-

более чем в два раза.

В пятой главе "Метод определения содержания железа и температуры газа за фронтом ударной волны по рентгеновскому спектру излучения тесных. двойных Ш.+ОВ систем" на основе полученных в предыдущей главе результатов проведены расчеты рентгеновского спектра при лобовом взаимодействии ветров. В качестве примера выбрана известная тесная двойная та+ов система У4440уё.

Были вычислены, относительные интенсивности излучения в континууме и в резонансных переходах ионов кислорода ОУ11-УШ, неона Не1х-х и железа Рехуи-хх71. С целью учета реального спектрального разрешения результаты расчетов суммировались в-специальным образом выбранных "окнах".

Получены следующие вывода:

1. Рентгеновские наблюдения в области 5-15 кэВ позволят определить температуру газа за фронтом ударной волны для тесных двойных систем ут+ов со скоростями звездного ветра, не превышающими 2000 км/с. При более высоких скоростях фронта требуются измерения в более жестком диапазоне спектра.

2. Существует принципиальная возможность определения обилия железа при наблюдениях в специальным образом выбранных спектральных окнах.

Результаты, полученные в данной диссертации, изложены в статьях:

11. Бычков К.В., Егорова О.Б., Влияние возбужденных термов основной конфигурации на скорость охлаждения околозвездного -газа, Астрон.журн., т.70, с.713-720, 1993

2. Бычков К.В., Егорова О.Б., Влияние излучения звезды на скорость охлаждения околозвездного газа, Астрон.журн., т.70, с.707-712, 1993

3. Бычков К.В., Егорова С.Б., Влияние неопределенности- в состоянии ионизации на функцию охлаждения, Астрон.журн., т.70, с.492-496, 1993

4. Бычков К.В., Егорова С.Б., Катышева H.A., Особенности высвечивания ударных волн в двойных системах, содержащих звезда типа WR и ов, Астрон.журн., т.70, с.1146-1156, 1993

5. Бычков К.В., Егорова О.Б., Катышева H.A., Метод определения параметров сталкивающихся ветров в тесных двойных WR+QB системах по спектру' их рентгеновского излучения, Астрон.журн., т.71, вып.1, с. , 1994

ПРИМЕЧАНИЕ. Автор принимал равноправное участие в обсуждении постановки задачи, лично провел расчеты по исследованию функции охлаждения в околозвездных оболочках. На. основе метода, предложенного д.ф.м.н. Бычковым К.В. и предварительных теоретических оценок, проведенных им же совместно с автором, к.ф.м.н. Катышевой H.A. и автором были проведены расчеты на ЭВМ и исследован рентгеновский спектр излучения ударной волны при лобовом столкновении ветров в тесных двойных системах WR+0B.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Черепащук A.M., 1967, Переменные звезды, т.16, с.226

2. Черепащук A.M., 1976,.Письма АЖ, т.2, с.356

3. Cooke В.А., Fabian А.С., Prlngle J.E., 1978, Nature, v.273, p.645

4. Pollock А.М.Т., 1987, Aph.J., v.320, p.283

5. Chlebowski T.,Harnden P.R., Sciortlno S., 1989, Aph.J., v.341, p.427

6. T.Chlebowski &. C.D.Germany, Aph.J.,1991, v.368, p.241

7. Shore S.N., Brown D.N., 1988, Aph.J., v.334, p.1021

8. Прилуцкий О.Ф., Усов В.В., АЖ, 1976, т.53, * 1, с.6

9. Siscoe G.L..Heinemann М.А., 1974, Ap.Sp.Scl,v^31, p.363

10.Luo D., Mc Cray R. & Mac Low, M.-M., 1990, Aph.J., v.362, p.267

11.A.Pollock, J.Blondin, J Stevens, 1991, IAU Symp. * 143, p.253

12.С.А. Каплан, С.Б. Пикельнер, Физика межзвездной среды,.М., 1979

13.Н.Г. Бо.чкарев, Основы физики межзвездной среды, Изд.МГУ, 1992

14.Михалас Д., Звездные атмосферы, 4.1-2, М., 1982

15.Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, М., 1985