Моделирование спектров пульсирующих звезд

Моделирование спектров
пульсирующих звезд
А. Фокин (ИНАСАН)
Соавторы в разное время:
D. Gillet (OHP)
A. Lebre (GRAAL)
G. Massacrier (CRAL) I. Baraffe (CRAL)
Ph. Mathias (OCA)
G. Burki (Geneve)
N. Nardetto (UW)
E. Chapellier (OCA)
P. Cottrell (CU)
L. Jeannin (CRAL)
и др.
Некоторые
важные типы
переменных
звезд
Пульсирующие звезды –
тепловые машины
Зона неустойчивости
неустойчивость
Области, где PdV > 0 за цикл –
раскачивающие
Обычно в оболочке PdV < 0,
но в зонах частичной
ионизации He и H PdV > 0
Это – т.н. каппа-гаммамеханизм, открытый
Эддингтоном и Жевакиным:
при сжатии газа непрозрачность
возрастает, поглощается
излучение и избыток тепла
создает избыток Р («толчок»)
поверхность
Ионизация Не и Н
зона
ионизации
Ионизация
Не иНе
НиН
Что мы наблюдаем
в спектрах
переменных звезд
- эмиссию
-переменность
-сложную абсорбцию
ПРИМЕР: цефеида
l Carinae: Halpha
ЗАЧЕМ НАМ ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ?
ОНИ ДАЮТ, В ДОПОЛНЕНИЕ К НОРМАЛЬНЫМ ЗВЕЗДАМ:
-
ПЕРИОД И АМПЛИТУДЫ БЛЕСКА И СКОРОСТЕЙ
ФОРМУ (ДЕТАЛИ) КРИВЫХ БЛЕСКА И СКОРОСТЕЙ
ХАРАКТЕР ПУЛЬСАЦИЙ (ПРАВИЛЬНЫЕ; ХАОТИЧЕСКИЕ…)
ПЕРЕМЕННОСТЬ И ДЕТАЛИ СПЕКТРА ( ОСОБЕННО
СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ: ЭМИССИЯ, РАСДВОЕНИЕ И Т.Д.)
И ЭТО МОЖЕТ ДАТЬ ВАЖНУЮ ИНФОРМАЦИЮ О:
-
СТРОЕНИИ И ФИЗИКЕ ЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ
ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ ЗВЕЗДНЫХ ПАРАМЕТРАХ
ДИНАМИКЕ ВЕЩЕСТВА (УДАНЫЕ ВОЛНЫ И Т.Д.)
ПОТЕРЕ МАССЫ И НАЛИЧИИ ОКОЛОЗВ. ОБОЛОЧЕК
ЭВОЛЮЦИОННОЙ ФАЗЕ
ДРУГИХ ВАЖНЫХ ВЕЩАХ
КАК ПОЛУЧИТЬ ЭТУ ИНФОРМАЦИЮ?
-
НУЖЕН НАДЕЖНЫЙ НЕЛИНЕЙНЫЙ КОД ДЛЯ РАСЧЕТА
ПУЛЬСАЦИИ ЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ, ВКЛЮЧАЯ
АТМОСФЕРУ (УДАРНЫЕ ВОЛНЫ, ХАОС И Т.Д.)
-
НУЖЕН КОД ДЛЯ РАСЧЕТА ПРОФИЛЕЙ СПЕКТРАЛЬНЫХ
ЛИНИЙ В ПУЛЬСИРУЮЩЕЙ АТМОСФЕРЕ
-
НУЖНА БАЗА ДАННЫХ СПЕКТРАЛЬНЫХ И
ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ ВЫСОКОГО
РАЗРЕШЕНИЯ
МОДЕЛИ СПЕКТРОВ ПУЛЬСИРУЮЩИХ АТМОСФЕР В МИРЕ
(и их недостатки)
•
P. Hauschildt (США) - динамика и параметры газа задаются извне
•
I. Hubeni (США) - то же
•
D. Sasselov (США) - гипотеза поршня на уровне фотосферы
•
S. Hoffner (Швеция) - гипотеза поршня, невысокое разрешение линий
•
M. Freitag, Н. Пискунов (Швеция) - «post-processing», ЛТР
•
А. Фокин - «post-processing», ЛТР
СТРАТЕГИЯ:
ОТ ГАЗОДИНАМИЧЕСКОЙ МОДЕЛИ - К
СПЕКТРАЛЬНЫМ ЛИНИЯМ
(from the line profiles)
(only indicatively)
начальные
условия
равновесная
модель
гидродинамическая
модель
решения
(time-dependent)
(optional)
(no)
(in line calc.)
КАК ПУЛЬСИРУЕТ
МОДЕЛЬ?
ПРИМЕР: BW Vul
(высокоамплитудная
звезда типа Beta
Cephei)
ПРИМЕР: «АЛЬТЕРНИРУЮЩАЯ» МОДЕЛЬ RV Tauri
ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ КРИВЫЕ БЛЕСКА И РАДИАЛЬНЫХ
СМЕЩЕНИЙ
Объяснение альтернаций:
Подтверждена гипотеза
Takeuti-Pettersen :
– формальный период равен
периоду F-моды
-- альтернации возникают
в результате резонанса
между 1H и F модами
ПРИМЕР: “BEAT”-ФЕНОМЕН В ЛУЧИСТОЙ
8-ДНЕВНОЙ
ЦЕФЕИДЕ ( обусловлен ТОНКИМ ЭФФЕКТОМ НЕПРОЗРАЧНОСТИ В ФОТОСФЕРЕ )
БОЛОМЕТРИЧЕСКАЯ
КРИВАЯ БЛЕСКА ПОСЛЕ
~10 000 ЦИКЛОВ
СТАБИЛЬНЫЙ И ЧИСТЫЙ
СПЕКТР МОЩНОСТИ
ПРИМЕР: звезды post-AGB
БЛЕСК
СПЕКТР МОЩНОСТИ
ХАОТИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ
чистый спектр
МОДЕЛЬ С БИЕНИЯМИ
расщепление пиков
ПРИМЕР: УВ большой амплитуды в BW Vulpeculae
(звезде типа Beta Cephei )
СВЕТИМОСТЬ
ПЛОТНОСТЬ
направление УВ
«поверхность»
звезды
СКОРОСТЬ
МАССОВЫЕ ЗОНЫ
СХЕМА РАСЧЕТА ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ:
РАССЧИТЫВАЕТСЯ МОДЕЛЬ
ПУЛЬСИРУЮЩЕЙ АТМОСФЕРЫ
БЕРЕТСЯ ЕЕ МГНОВЕННЫЙ «СРЕЗ»
В НУЖНЫЙ МОМЕНТ ВРЕМЕНИ
СЧИТАЕТСЯ ПЕРЕНОС В ИСКОМЫХ ЛИНИЯХ
( ЛТР или не-ЛТР)
ПРИМЕР: ЮЖНАЯ ЦЕФЕИДА AX Cir:
ЛИНИИ
КРИВЫЕ
FeII
СКОРОСТЕЙ ПО
ПРИМЕР: RR Lyrae:
ХОРОШЕЕ СОГЛАСИЕ:
ЛИНИЯ BaII – ТЕОРИЯ (ТОЧКИ) И НАБЛЮДЕНИЯ
(СПЛОШНЫЕ)
ГЛУБОКИЕ ПРОФИЛИ
фаза
РАЗДВОЕНИЕ
ИСЧЕЗЛА?
ПРИМЕР: Delta Cephei: ЛИНИЯ FeI,
МИКРОТУРБУЛЕНТНОСТЬ
Свободный параметр - скорость
микротурбулентности Vturb (по FWHM)
Vturb по профилям линий
для 3 значений vsin(i) (в km/s)
Vturb
5
7.5
10
ПРИМЕР: BW Vulpeculae - линия SiII –
подтверждение наличия 2 УВ
Кривая блеска; рассчетная (точки) и наблюдаемая
kривые скоростей по линии SiII
“still-stand”
УВ
Профили линии SiII – расcчетные
(сплошные) и наблюдаемые (точки)
ПРИМЕР: l Carinae
(загадочная цефеида)
П=35.5 d
Teff=5090K
L=21 000 Lsol
Halpha
L Carinae: H alpha и H beta
L Carinae:
Скорости по Тi II 6559 A
Теория и наблюдения
(точки)
Вывод: у звезды есть
водородная оболочка,
непрозрачная в ядре
Нalpha и прозрачная в
линиях металлов
L Carinae:
Остаточная интенсивность
по линии TiII
теория (кривая) и
наблюдения (точки)
L Carinae:
Кривая блеска и кривая скорости
микротурбулентности (модель)
РЕЗЮМЕ: преимущества данного метода:
Минимум свободных параметров дает хорошее согласие с
наблюдаемыми спектрами и фотометрией для многих
классов пульсирующих звезд
Атмосфера рассчитывается как часть оболочки
(самосогласованно) до очень низких плотностей – это
позволяет изучать УВ и их влияние на спектральные линии
Используются переменные факторы Эддингтона и
нестационарность поля излучения
2D-перенос (в сферической геометрии) позволяет получать
распределение интенсивностей линий по диску для задач
интерферометрии
ОГРАНИЧЕНИЯ и ПЕРСПЕКТИВЫ:
• Пока модели лучистые, но планируется введение
турбулентной конвекции
• Разрешение в зоне ионизации Н и УВ мала.
Планируется перейти к адаптивной сетке
• Не учитывается охлаждение УВ линиями Fe,
используется ЛТР. Большая работа на будущее.
• Метод позволяет исследовать также: горячие
массивные звезды (WR), планетарные
туманности, пульсирующие двойные, мириды