Моделирование спектров пульсирующих звезд А. Фокин (ИНАСАН) Соавторы в разное время: D. Gillet (OHP) A. Lebre (GRAAL) G. Massacrier (CRAL) I. Baraffe (CRAL) - презентация

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 Ионизация Не и Н зона ионизации Не и Н Ионизация Не и Н неустойчивость Зона неустойчивости 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-гамма- механизм, открытый Эддингтоном и Жевакиным: при сжатии газа непрозрачность возрастает, поглощается излучение и избыток тепла создает избыток Р («толчок») поверхность

4 Что мы наблюдаем в спектрах переменных звезд - эмиссию -переменность -сложную абсорбцию ПРИМЕР: цефеида l 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 (optional) (no) (in line calc.) (time-dependent) начальные условия равновесная модель гидродинамическая модель решения

10

11

12

13

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

15 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

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

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

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

19 РАССЧИТЫВАЕТСЯ МОДЕЛЬ ПУЛЬСИРУЮЩЕЙ АТМОСФЕРЫ БЕРЕТСЯ ЕЕ МГНОВЕННЫЙ «СРЕЗ» В НУЖНЫЙ МОМЕНТ ВРЕМЕНИ СЧИТАЕТСЯ ПЕРЕНОС В ИСКОМЫХ ЛИНИЯХ ( ЛТР или не-ЛТР ) СХЕМА РАСЧЕТА ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ:

20

21

22 ПРИМЕР: ЮЖНАЯ ЦЕФЕИДА AX Cir: КРИВЫЕ СКОРОСТЕЙ ПО ЛИНИИ FeII

23 ПРИМЕР: RR Lyrae: ЛИНИЯ BaII – ТЕОРИЯ (ТОЧКИ) И НАБЛЮДЕНИЯ (СПЛОШНЫЕ) фаза ГЛУБОКИЕ ПРОФИЛИРАЗДВОЕНИЕ ИСЧЕЗЛА? ХОРОШЕЕ СОГЛАСИЕ :

24 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

25 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)

26 ПРИМЕР: l Carinae ( загадочная цефеида) П=35.5 d Teff=5090K L= Lsol Halpha

27 L Carinae: H alpha и H beta

28 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

29 L Carinae: Остаточная интенсивность по линии TiII теория (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 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

32 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