научная статья по теме НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ПРОЦЕССЫ В АТМОСФЕРАХ ЗВЕЗД РАННИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ: ВЛИЯНИЕ НА ОТНОШЕНИЕ ИНТЕНСИВНОСТЕЙ ЗАПРЕЩЕННЫХ И ИНТЕРКОМБИНАЦИОННЫХ ЛИНИЙ Астрономия

Текст научной статьи на тему «НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ПРОЦЕССЫ В АТМОСФЕРАХ ЗВЕЗД РАННИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ: ВЛИЯНИЕ НА ОТНОШЕНИЕ ИНТЕНСИВНОСТЕЙ ЗАПРЕЩЕННЫХ И ИНТЕРКОМБИНАЦИОННЫХ ЛИНИЙ»

УДК 524.312-6-735

НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ПРОЦЕССЫ В АТМОСФЕРАХ ЗВЕЗД РАННИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ: ВЛИЯНИЕ НА ОТНОШЕНИЕ ИНТЕНСИВНОСТЕЙ ЗАПРЕЩЕННЫХ И ИНТЕРКОМБИНАЦИОННЫХ ЛИНИЙ

© 2015 г. В. В. Душин*, А. Ф. Холтыгин**

Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия Поступила в редакцию 10.09.2014 г.; принята в печать 22.01.2015 г.

Представлены результаты моделирования нестационарных процессов заселения уровней высокоио-низованных атомов в расширяющихся атмосферах звезд ранних спектральных классов. Исследовано влияние этих процессов на отношение Я = //% интенсивностей запрещенных и интеркомбинационных линий гелиеподобных ионов (СУ, ЫУ1, ОУ11) в рентгеновской области спектра. Показано, что при учете нестационарности заселения уровней мгновенное отношение Ят может меняться на коротких временных шкалах (доли секунд) на почти 3 порядка относительно стационарного значения в равновесной плазме. В то же время усредненное по длительным интервалам времени (минуты и часы) отношение Яа может измениться на 20%, что приводит к переоценке значения электронной концентрации на 1—2 порядка.

DOI: 10.7868/80004629915070038

1. ВВЕДЕНИЕ

Определение параметров плазмы в расширяющихся атмосферах (звездных ветрах) звезд ранних спектральных классов исключительно важно для понимания природы этих объектов. В последнее десятилетие, после запуска специализированных рентгеновских спутников XMM и Chandra появилась возможность использовать для этой цели рентгеновские спектры звезд.

В работе [1] была выполнена диагностика горячей плазмы в атмосфере горячего O9.7 компонента звезды Z Ori (O9.7lb+B0III) по относительным интенсивностям рентгеновских линий. В результате выяснилось, что измеренные относительные интенсивности запрещенных и интеркомбинационных линий R = f/i для гелиеподобных ионов слишком малы по сравнению с рассчитываемыми в модели однородной стационарной плазмы. Данная аномалия была объяснена влиянием ультрафиолетового (УФ) излучения: электроны с верхнего уровня 1s2s 3Si запрещенной линии под действием УФ-излучения звезды переходят на уровни

3

1s2p 3P1 ,2, ослабляя интенсивность запрещенной линии f (рис. 1). Исходя из этого были наложены ограничения на расстояние от поверхности звезды

E-mail: v.dushin@spbu.ru

E-mail: afkholtygin@gmail.com

до области, где образуется рентгеновское излучение [1, рис. 2].

В последующих работах (см., например, [2, 3]) было подтверждено, что согласия между полученными из наблюдений и рассчитанными отношениями интенсивностей линий можно достичь в модели стационарной плазмы и однородного сферически-симметричного ветра только при предположении о влиянии на населенность уровней УФ-излучения.

Кроме упомянутой выше гипотезы об опустошении верхних уровней запрещенных переходов УФ-излучением звезды, возможно объяснение аномального отношения // формированием рентгеновского излучения в плотных горячих неодно-родностях (облаках) в атмосферах ОВ-звезд [4]. Нагрев плотных облаков в сталкивающихся ветрах ОВ-звезд рассмотрен в работе [5]. Плотные облака в атмосферах одиночных ОВ-звезд могут быть нагреты при прохождении в атмосфере ударных волн, генерируемых радиативной неустойчивостью звездного ветра [6, 7].

Прохождение ударных волн в неоднородных атмосферах ОВ-звезд приводит к сжатию и прогреву плазмы на фронте ударной волны, а затем к ее быстрому высвечиванию. Это означает, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на текущих интенсивностях линий, а

n = 2

n = 1

Рис. 1. Упрощенная схема нижних уровней гелиепо-добных ионов для оптически тонкой плазмы. Обозначения: т = г, х + у = г и г = f — соответственно резонансная, интеркомбинационные и запрещенная линии. Сплошные стрелки указывают на то, что заселение происходит при столкновениях с электронами, штриховые стрелки показывают радиационные переходы на нижние уровни, штрих-пунктирные стрелки указывают на то, что заселение уровней является результатом радиативной и диэлектронной рекомбинации.

значит и на диагностике плазмы из анализа отношения Я.

В настоящей статье проанализирована гипотеза, объясняющая малое значение отношения ¡/г наличием нестационарного заселения уровней ионов в плазме.

В разд. 2 описана используемая модель нестационарной плазмы, а в разд. 3 приведены уравнения баланса населенностей для нестационарного заселения уровней и изложена методика расчета значения отношения Я для нестационарной плазмы. Результаты работы обсуждены в разд. 4. В разд. 5 представлены выводы данного исследования.

2. МОДЕЛЬ НЕСТАЦИОНАРНОЙ ПЛАЗМЫ

Как было указано выше, при регулярном прохождении по атмосфере (ветру) ОВ-звезды ударных волн плазма в атмосфере регулярно нагревается до высоких температур 106 —108 К [1—8]. В плотном ветре звезды скорость охлаждения велика, и время высвечивания составляет от 10 до 106 с (табл. 1), что приводит к охлаждению нагретой плазмы за фронтом ударной волны. В табл. 1 тгг = = (пеагг)-1, где агг — скорость радиативной рекомбинации; аналогично определяется характерное время диэлектронной рекомбинации т^г.

Быстрый нагрев и последующее высвечивание локальных областей плазмы звездного ветра могут быть также следствием наличия у звезды магнитного поля: вещество, движущееся вдоль замкнутых силовых линий, сталкивается в области магнитного экватора, образуя как излучающую в рентгеновском диапазоне горячую плазму с T = 107 — — 108 K, так и холодный околозвездный диск [9] (см. также [10, рис. 7]). Неустойчивость диска [11] приводит к разбиению горячей плазмы на локальные области. К такому же эффекту может привести образование на звезде локальных магнитных полей [12, 13]. К быстрому нагреву плазмы могут привести нановспышки, связанные с локальными магнитными полями и подобные солнечным нано-вспышкам [14].

При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах процесс заселения уровней может стать существенно нестационарным, и населенность уровней будет зависеть от времени. Цель настоящего исследования состоит в том, чтобы выяснить, как меняется отношение интенсивностей линий R в нестационарной плазме от времени. При этом следует различать "мгновенное" отношение Rm = Rm(t), определяемое состоянием плазмы в текущий момент времени t, и "квазинаблюдаемое" отношение Ra, определяемое усреднением потоков излучения в запрещенных и интеркомбинационных линиях по некоторому промежутку texp (см. далее формулы (2) и (3)). При выборе промежутка времени texp равным времени экспозиции в наблюдениях на спутниках Chandra и XMM можно моделировать отношения интен-сивностей рентгеновских линий, получаемые по наблюдениям на этих спутниках.

Для анализа влияния нестационарности процессов заселения и опустошения уровней в неравновесной плазме на отношения Ra и Rm рассмотрим следующую модель излучающей плазмы: оптически тонкая плазма c постоянной электронной концентрацией ne находится в стационарном состоянии, характеризуемом температурой Tc. В момент времени t = 0 плазма мгновенно нагревается до температуры Th, далее находится при температуре Th в течение времени th. В момент времени t = th плазма мгновенно остывает до температуры Tc. В момент времени t = tc + th снова происходит нагрев плазмы до температуры Th. Далее процессы нагрева и остывания плазмы повторяются.

Таким образом, данная модель характеризуется параметрами ne, Tc, tc, Th и Th. В предлагаемой модели плазма в течение времени mtc находится в "холодном" состоянии с температурой Tc и время mth в "горячем" состоянии с температурой Th, где m — число циклов нагрева—охлаждения плазмы.

Отметим, что данная модель не вполне физична, так как и нагрев, и охлаждение плазмы не могут

о

Таблица 1. Оценки характерных времен высвечивания rrad, радиативной рекомбинации тгг, диэлектронной рекомбинации rdr и характерного времени ионизации электронным ударом rion (данные рассчитаны при использовании вычислительного кода APEC [16] для приведенных моделей; функции высвечивания для оценки Trad взяты из работы [18], все времена указаны в секундах)

Модель Trad Нагревание Охлаждение

ГГ Tdr Tion Trr Tdr Tion

А 10 4 X 105 1 5 x 10"4 4 x 102 4 x 10~2 105

В 104 4 X 108 103 0.5 4 x 105 40 108

С 1 4 X 104 0.1 5 x 10~5 40 4 x 10~3 104

D 103 2 X 106 9 0.1 4 x 104 4 107

Е 105 6 X 108 103 3 107 9 x 102 8 x 104

F 104 3 X 107 102 0.6 7 x 105 60 7 x 105

G 106 4 X 1010 105 50 4 x 107 4 x 103 1010

H 105 4 X 109 104 5 4 x 106 4 x 102 109

I 104 4 X 108 103 0.5 4 x 105 40 108

происходить мгновенно, а электронная концентрация ие при переменной температуре плазмы должна изменяться. Однако следует отметить, что характерное время изменения электронной концентрации близко динамическому времени ¿^уп ~ Б/с, где Б — характерный размер излучающей в рентгеновском спектре области плазмы, с — скорость звука. Для условий, характерных для плазмы расширяющихся атмосфер ОВ -звезд, ¿¿уп составляет часы [15], поэтому предположение о постоянстве ие можно принять в качестве первого приближения.

3. НЕСТАЦИОНАРНОЕ ЗАСЕЛЕНИЕ УРОВНЕЙ

Уравнения баланса населенностей уровней для каждого из рассматриваемых ионов в нестационарной плазме имеют следующий вид:

N

dxk v^ — = пе хтк +

l = k 'к-1

N N

1=к+1 N

XlAik - (1)

Xk ( Akl + пе Qkl

1=1

l = к

Здесь Хк — относительная населенность к-го уров-

N

ня, хк = ик/и, где и = ик — полная концен-

п=1

трация рассматриваемого иона, ик — населенность к-го уровня иона, N — общее количество рассматриваемых уровней, ие — электронная плотность,

qlk — скорость возбуждения (деактивации) электронным ударом с k-го на l-й уровень, Akl — коэффициент Эйнштейна перехода с уровня k на l.

Для расчетов населенностей уровней и отношений потоков излучения в линиях нами был использован модифицированный код APEC, атомные данные из базы APED [16] и дополнительный код, написанный нами в системе Mathematica для решения уравнений нестационарного заселения уровней (1).

Строго говоря, в уравнении ( 1) должна также учитываться ионизация и рекомбинация, но для упрощения вычислений уравнение ионизационного баланс

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком