ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 10, с. 797-809
УДК 5301
МАЗЕРНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ Н2О В ОБОЛОЧКАХ ЗВЕЗД АСИМПТОТИЧЕСКОЙ ВЕТВИ ГИГАНТОВ: ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ
В ГАЗОПЫЛЕВЫХ ОБЛАКАХ
© 2013 г. А. В. Нестеренок*
Физико-технический институт им. А. Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 15.04.2013 г.
Представлены результаты численного моделирования механизма накачки мазеров Н2О в линии 22.2 ГГц в оболочках звезд асимптотической ветви гигантов. Физические параметры, принятые в расчетах, соответствуют параметрам околозвездной оболочки IK Tau. Рассматривается одномерная плоскопараллельная структура газопылевого облака. Самосогласованно решаются уравнения статистического равновесия населенностей уровней молекул Н2 О и уравнения теплового баланса газопылевого облака. В расчетах учитываются 410 вращательных уровней пяти нижних колебательных уровней молекулы Н2О. Показано, что поле излучения звезды играет существенную роль в тепловом балансе газопылевого облака вследствие поглощения излучения в колебательно-вращательных линиях Н2О. Исследуется зависимость коэффициента усиления излучения в линии 22.2 ГГц от плотности газа и концентрации Н2О в газопылевом облаке. Получено, что наиболее вероятными физическими условиями в источниках мазерного излучения являются плотности газа, близкие к средней плотности звездного ветра 107—108 см~3, и высокое относительное содержание Н2О — более 10~4.
Ключевые слова: космические мазеры, асимптотическая ветвь гигантов, звезды позднего спектрального класса
DOI: 10.7868/80320010813090039
ВВЕДЕНИЕ
Мазерная линия Н2О на частоте 22.2 ГГц соответствует разрешенному электро-дипольному переходу между вращательными уровнями основного колебательного уровня молекулы орто-Н2О ^какс = 616 ^ 523, где Ка и Кс — асимптотические квантовые числа, которые характеризуют проекции вектора вращательного момента на внутренние оси молекулы. Мазерное излучение Н2О наблюдается во многих астрофизических объектах — в областях звездообразования, в аккреционных дисках около компактных массивных объектов, а также в расширяющихся оболочках звезд позднего спектрального класса. Благодаря высоким угловому разрешению и чувствительности современные радиоинтерферометры позволяют получать детальные карты пространственного распределения источников ма-зерного излучения. Численное моделирование процесса накачки мазера и сопоставление результатов расчетов с наблюдательными данными позволяют определить физические условия в источниках излучения.
Электронный адрес: alex-n10@yandex.ru
Мазерное излучение Н2О в линии 22.2 ГГц в оболочках звезд асимптотической ветви гигантов рождается в облаках газа и пыли, которые располагаются на расстояниях около 10—60 а.е. от звезды и имеют размеры 2—4 а.е. (Бейнс и др., 2003). В оболочках красных сверхгигантов расстояния и размеры источников в несколько раз выше (Ричардс и др., 1998, 1999; Муракава и др., 2003). Наблюдается корреляция между размерами источников мазерного излучения и радиусом родительской звезды. Степень покрытия околозвездной оболочки источниками мазерного излучения не превышает 0.01 (Ричардс и др., 2012). Мазерное излучение Н2О в оболочках звезд позднего спектрального класса рождается в компактных газопылевых облаках.
В качестве основного механизма накачки мазеров Н2О рассматривается столкновительный механизм накачки (Ятис и др., 1997). Численное моделирование накачки мазеров Н2О в оболочках звезд позднего спектрального класса проводилось в работах Дегучи (1977), Кука, Элитзура (1985), Хамфриз и др. (2001), Бабковской, Поутанена (2006) и других. В упомянутых работах учитывались вращательные уровни основного колебатель-
Газопылевое облако
Звезда
D
Рис. 1. Модель газопылевого облака.
ного уровня и первого возбужденного колебательного уровня молекулы. В работах использовался метод расчета населенностей уровней, основанный на вероятности выхода фотона. Заметим, что в работе Бабковской и Поутанена (2006) рассматривается самосогласованная модель мазера Н2О с учетом основных процессов нагрева и охлаждения газопылевого облака.
Цель настоящей работы заключается в исследовании физических условий, необходимых для возникновения интенсивного мазерного излучения Н2О в газопылевых облаках в оболочках звезд асимптотической ветви гигантов. В настоящей работе осуществляется самосогласованное решение уравнений статистического равновесия населенно-стей уровней молекул Н2О и уравнений теплового баланса газа и пыли в облаке. В расчетах населен-ностей уровней используется метод Л-итераций с ускорением (Рибицки, Хаммер, 1991). В расчетах учитываются 410 вращательных уровней пяти нижних колебательных уровней молекулы Н2О. Исследуется влияние поля излучения родительской звезды на тепловой баланс газа в газопылевом облаке.
ПАРАМЕТРЫ МОДЕЛИ
Источники мазерного излучения, как правило, имеют сложную пространственную структуру и состоят из множества ярких пятен, каждое из которых характеризуется своей относительной скоростью. Интенсивность излучения мазера существенно зависит от геометрической формы газопылевого облака и поля скоростей газа в облаке. В расширяющихся оболочках звезд позднего спектрального класса облака газа и пыли, по-видимому, имеют приплюснутую форму вследствие различия в скоростях расширения облака в радиальном и тангенциальном направлениях (Алкок, Росс, 1986). Ударные волны, вызванные пульсациями звезды,
также могут приводить к плоской форме облака. В работе рассматривается одномерная модель плоского газопылевого облака (см. рис. 1 ).
Физические параметры звезды, принятые в расчетах, соответствуют параметрам звезды асимптотической ветви гигантов IK Tau (Монниер и др., 2004). Звезда IK Tau является звездой спектрального класса М и находится на расстоянии около 250 пк(Олофсон и др., 1998). Оценки скорости потери массы красного гиганта M лежат в диапазоне от 4 х 10-6 (Нери и др., 1998) до 3 х 10"5Mo/год (Гонсалес Делгадо и др., 2003). В модели геометрические размеры газопылевого облака и расстояние от облака до звезды соответствуют средним значениям данных параметров для источников мазерного излучения в оболочке звезды IK Tau (Бейнс и др., 2003; Ричардс и др., 2011, 2012). Скорость турбулентных движений в газопылевом облаке принята равной 1.5 км/c (Десин, 2012). Градиент скорости газа в облаке полагается равным 0.22 км/с/а.е. — среднее значение градиента скорости звездного ветра во внутренней области газопылевой оболочки звезды IK Tau, где наблюдается мазерное излучение Н2О (Ричардс и др., 2012). Во внутренних областях газопылевых оболочек холодных звезд позднего спектрального класса водород содержится, главным образом, в виде молекул Н2 (Глазголд, Хаггинс, 1983). Содержание атомов гелия относительно полной концентрации ядер водорода полагается равным Nne/2Nh2 =0.1. Относительное содержание молекул Н2О в звездном ветре зависит от отношения концентраций углерода и кислорода в атмосфере звезды и может варьироваться в широком диапазоне (Черчнеф, 2006). Отношение концентраций орто-Н2О и пара-Н2О в расчетах полагается равным 3, что соответствует термодинамическому равновесию при температуре >50 К (Десин и др., 2010). В таблице приведены принятые в расчетах физические параметры модели.
Приведем оценку средней концентрации молекулярного водорода в звездном ветре на расстоянии D от центра звезды:
Nh2 = 0.71 х
M
4nD2 vmH2
(1)
= 5.4 х 107
M
10-5 Mo/год V10 км/с
-1
D
30 а.е.
2
см-3,
где коэффициент 0.71 соответствует массовой доле водорода в звездном ветре, тН2 — масса молекулы водорода, V — скорость расширения газопылевой оболочки на расстоянии Ъ.
v
х
х
Таблица
Радиус звезды R* = 2.5 а.е.
Температура поверхности звезды % = 2300 К
Расстояние от центра звезды до облака D = 30 а.е.
Толщина облака Н = За.е.
Скорость турбулентных движений «turb = 1.5 км/с
Градиент скорости газа в облаке Kv = 0.22 км/с/а.е.
Диапазон значений концентрации Н2 107 см~3 < WH2 < 5 х 109 см~3
Диапазон значений концентрации Н20 103 см~3 < NH2o < 5 х 105 см~3
Отношение концентраций орто-Н20 и пара-Н20 N0~h2o/Np-h2o = 3
РАСЧЕТ НАСЕЛЕННОСТЕИ УРОВНЕЙ МОЛЕКУЛ Н2О
Уравнение переноса излучения в молекулярных линиях
Рассмотрим газопылевое облако, которое состоит из смеси молекул Н2, Н2О, атомов Не и пылевых частиц и находится в поле излучения родительской звезды (см. рис. 1). Размеры облака вдоль двух координатных осей много больше размеров вдоль третьей координатной оси z. Полагаем, что есть градиент скорости газа вдоль оси z. Для упрощения физические параметры облака — температура газа и температура пыли, концентрации атомов и молекул, а также содержание пыли — полагаются не зависящими от координат. Однако населенности уровней молекул Н2О рассматриваются как функции координаты z.
В одномерной геометрии интенсивность излучения I на частоте v зависит от глубины z и угла в между осью z и направлением излучения. Вместо переменной угла в используется величина л = = cos в. Точка z = 0 соответствует границе облака, которая обращена к звезде. Уравнение переноса излучения можно записать в виде
dI (z,/,v)
a—-1 = —K{Z,U,V) х
dz
х I (z, /,v)+ e (z, л, v),
родительской звезды. Для интенсивности внешнего поля излучения верно следующее:
Io (л, v) =
B (T*,v), лo < Л < 1, 0, 0 < / < /0,
где B (T*, v) — интенсивность излучения абсолютно черного тела, T* — температура фотосферы звезды, л0 — критическое значение параметра,
Ло = cos во = D2 — Щ/D, D — расстояние от центра звезды до поверхности облака, R* — радиус звезды. Мы полагаем, что H ^ D (случай плоской геометрии).
Каждый из коэффициентов e (z, л,v) и к (z, л, v) является суммой коэффициента излучения или поглощения в непрерывном спектре и коэффициента излучения или поглощения в спектральной линии соответственно:
hv
е (z, л, v) = {v) + —AikNrii {z) (f)ik (z, л, v),
\2
+ — AlkN 8n
4n
к (z, л, v) = кс (v) + 9i
9k
nk (z) - ni (z)\ фik (z, л, v)
(2)
где I (г,л^) — интенсивность излучения на частоте V в направлении л, £ (г, л, V) — коэффициент излучения, к (г, л, V) — коэффициент поглощения. Граничное условие уравнения (2
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.