Статистическое исследование моделей формирования рентгеновского излучения ОВ-звёзд

Е. Б. Рыспаева

1Астрономическое отделение, математико-механический факультет Санкт-Петербургского государственного университета, Университетский пр. 28, Старый Петергоф, Санкт-Петербург, 198504
2Главная (Пулковская) астрофизическая обсерватория РАН, Пулковское ш. 65, Санкт-Петербург, 196140

Большинство звёзд ранних спектральных классов являются источниками рентгеновского излучения. Для звёзд без сильного магнитного поля источником рентгеновского излучения является тепловое излучение областей горячего газа в ветре OB звёзд, нагретых при прохождении по ним ударных волн в ветре. Ударные волны образуются в результате неустойчивости радиативного звёздного ветра.

Для магнитных звёзд основным источником рентгеновского излучения является свечение вещества звёздного ветра, захваченного в области магнитного экватора. В модели магнитоудерживаемой ударной волны (MCWS) потоки вещества звёздного ветра движущиеся вдоль силовых линий магнитного поля звезды, сталкиваются в области магнитного экватора, образуя стоячую ударную волну. За ударной волной образуется горячая разреженная область, излучающая в рентгеновской области спектра. Мы рассмотрели возможные следствия из модели MCWS: с увеличением напряженности магнитного поля звезды, скорости потери её массы и терминальной скорости звёздного ветра должна возрастать жесткость рентгеновского спектра звёзд.

Также, основываясь на результатах рентгеновских наблюдений сверхгиганта спектрального класса О HD 37742 (zeta Ориона), выполненных на рентгеновском спутнике "XMM-Newton". Э. Поллок (2007) выдвинул свою парадигму образования рентгеновского излучения О-звёзд. Согласно его гипотезе излучение в этом спектральном диапазоне возникает в режиме бесстолкновительных ударных волн, контролируемых магнитным полем; наблюдаемая плазма не находится в равновесии и континуум тормозного излучения электронов слаб. Перезарядка, ионизация, возбуждение могут осуществляться при столкновениях с протонами; плазма, захваченная магнитным полем, в двойных системах излучает в рентгеновском диапазоне и может нагреваться до более высоких температур чем в одиночных звёздах; все линии в рентгеновском спектре широкие и асимметричные с похожими профилями скорости; наблюдаемые профили линий в основном отражают распределение скорости ионов за фронтом ударной волны. Если в среде, где формируется рентгеновское излучение справедливо распределение Максвелла скоростей излучающих атомов и ионов , то выполняется соотношение HWHM/Vterm~0.51 Vterm, где Vterm – терминальная скорость звёздного ветра.

Мы проанализировали архивные наблюдения 32 О и 17 В-звёзд, выполненных на спутнике "XMM-Newton" в 2000—2015 годах., для того, чтобы проверить, выполняются ли указанные выше следствия из модели MCWS и справедлива ли гипотеза Поллока для звёзд спектральных классов O и В. По имеющимся данным мы не обнаружили четкой корреляции между жесткостью рентгеновских спектров В звёзд и их терминальными скоростями, скоростями потери массы и напряженностью магнитного поля. Также наше статистическое исследование показало, что гипотеза Поллока для О и В звёзд неверна.


[Назад к программе] [Семинары - основная страница] [Сектор теоретической астрофизики] [ФТИ им. А.Ф.Иоффе]

Страница создана 15 июня 2018 г.