Моделирование спектров пульсирующих звезд

1. 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.

2. Некоторые важные типы переменных звезд

3. Пульсирующие звезды –тепловые машины Зонанеустойчивости неустойчивость Области, где PdV > 0 за цикл – раскачивающие Обычно в оболочке PdV < 0, но в зонах частичной ионизации He и H PdV > 0 поверхность Это – т.н. каппа-гамма- механизм, открытый Эддингтоном и Жевакиным: при сжатии газа непрозрачность возрастает, поглощается излучение и избыток тепла создает избыток Р («толчок») Ионизация Не и Н зона ионизации Не и Н Ионизация Не и Н

4. Что мы наблюдаемв спектрах переменных звезд- эмиссию-переменность-сложную абсорбциюПРИМЕР: цефеидаl Carinae: Halpha

5. 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

6. 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

7. 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

8. СТРАТЕГИЯ: ОТ ГАЗОДИНАМИЧЕСКОЙ МОДЕЛИ - К СПЕКТРАЛЬНЫМ ЛИНИЯМ (from the line profiles) (only indicatively)

9. начальные условия (time-dependent) (optional) (no) (in line calc.) равновесная модель гидродинамическая модель решения

14. ПРИМЕР: BW Vul(высокоамплитудная звезда типа Beta Cephei) КАК ПУЛЬСИРУЕТ МОДЕЛЬ?

15. ПРИМЕР: «АЛЬТЕРНИРУЮЩАЯ» МОДЕЛЬRV 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

16. ПРИМЕР: “BEAT”-ФЕНОМЕНВ ЛУЧИСТОЙ 8-ДНЕВНОЙ ЦЕФЕИДЕ ( обусловлен ТОНКИМ ЭФФЕКТОМ НЕПРОЗРАЧНОСТИ В ФОТОСФЕРЕ ) БОЛОМЕТРИЧЕСКАЯ КРИВАЯ БЛЕСКА ПОСЛЕ ~10 000 ЦИКЛОВ СТАБИЛЬНЫЙ И ЧИСТЫЙ СПЕКТР МОЩНОСТИ

17. ПРИМЕР: звезды post-AGB СПЕКТР МОЩНОСТИ БЛЕСК ХАОТИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ чистый спектр расщепление пиков МОДЕЛЬ С БИЕНИЯМИ

18. ПРИМЕР: УВ большой амплитуды в BW Vulpeculae (звезде типа Beta Cephei ) СВЕТИМОСТЬ ПЛОТНОСТЬ направление УВ «поверхность» звезды СКОРОСТЬ МАССОВЫЕ ЗОНЫ

19. 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)

22. ПРИМЕР: ЮЖНАЯ ЦЕФЕИДА AX Cir: КРИВЫЕ СКОРОСТЕЙ ПО ЛИНИИFeII

23. ПРИМЕР:RR Lyrae: ЛИНИЯBaII – ТЕОРИЯ (ТОЧКИ) И НАБЛЮДЕНИЯ (СПЛОШНЫЕ) ИСЧЕЗЛА? ХОРОШЕЕ СОГЛАСИЕ: ГЛУБОКИЕ ПРОФИЛИ РАЗДВОЕНИЕ фаза

24. ПРИМЕР: Delta Cephei: ЛИНИЯFeI, МИКРОТУРБУЛЕНТНОСТЬ Vturb по профилям линий для 3 значений vsin(i) (в km/s) Свободный параметр - скорость микротурбулентности Vturb (по FWHM) Vturb 5 7.5 10

25. ПРИМЕР:BW Vulpeculae - линия SiII –подтверждение наличия 2 УВ Кривая блеска; рассчетная (точки) и наблюдаемая kривые скоростей по линии SiII Профили линии SiII – расcчетные (сплошные) и наблюдаемые (точки) “still-stand” УВ

26. ПРИМЕР:l Carinae(загадочная цефеида)П=35.5 dTeff=5090KL=21 000 LsolHalpha

27. L Carinae:H alpha и H beta

28. L Carinae:Скорости по Тi II 6559 AТеория и наблюдения (точки) Вывод: у звезды есть водородная оболочка, непрозрачная в ядре Нalpha и прозрачная в линиях металлов

29. L Carinae:Остаточная интенсивностьпо линии TiIIтеория (кривая) и наблюдения (точки)

30. L Carinae:Кривая блеска и кривая скорости микротурбулентности(модель)

31. 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 изучатьУВ 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

32. Пока модели лучистые, но планируетсявведение 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 ОГРАНИЧЕНИЯ и ПЕРСПЕКТИВЫ: