1 Введение 2
2 Модели формирования рентгеновского излучения ОВ звезд 3
2.1 Модель ударной волны в звездном ветре, ограниченной магнитным полем 3
2.2 Гипотеза Э. Поллока 4
2.3 Гипотеза о нетепловом рентгеновском излучении ОВ звезд
Чена и Вайта 4
3 Наблюдения и их первичная обработка 5
4 Исследование спектров ОВ звезд 12
4.1 Анализ RGS-спектров 12
4.2 Анализ EPIC-спектров 17
5 Результаты исследования спектров ОВ звезд 25
5.1 Исследование линий в рентгеновских спектрах 25
5.2 Проверка следствий из модели ударной волны в звездном ветре, ограниченной магнитным полем 27
5.3 Проверка гипотезы Э. Поллока 32
5.4 Проверка гипотезы В. Чена и Р. Вайта и исследование нетеплового рентгеновского излучения ОВ звезд 34
5.4.1 Общая статистика ОВ звезд 34
5.4.2 Звезды - аналоги у Cas 37
5.4.3 Двойные системы со сталкивающимися звездными ветрами 39
6 Обсуждение результатов анализа рентгеновских спектров 40
6.1 Отождествление спектральных линий 40
6.2 Спектры с особенностями 40
6.3 Комментарии к анализу рентгеновских спектров отдельных
звезд 43
6.3.1 HD 37000, HD 37025 43
6.3.2 HD 110432 43
6.3.3 HD 152248, HD 152249 43
6.3.4 HD 164794 46
6.3.5 HD 188001 46
6.3.6 HD 191612 46
6.3.7 HD 210839 46
7 Заключение 47
Звезды спектральных классов О и В называют горячими звездами или звездами ранних спектральных классов. У звезд спектрального класса О температура атмосфер составляет 2.5 — 3 ■ 104 K. В спектрах О звезд наблюдаются линии Н, Не I, He II, а также Si III-IV, C IV, C III, N III. Звезды спектрального класса В имеют хорошо выраженные линии поглощения нейтрального гелия He I, также H I и слабые линии H и К иона Ca II. Температура атмосфер достигает 1 — 2.8 ■ 104 K [1, 2]. Массивные OB звезды являются предшественниками звезд Вольфа—Райе и переменных голубых звезд высокой светимости (LBV звезд). ОВ звезды — это основные источники УФ излучения молодых галактик. Считается, что в ранней Вселенной эти звезды были основными источниками реионизации и впервые обогатили ее металлами [3].
Многие ОВ звезды являются мощными рентгеновскими источниками. Считается, что в отличие от маломассивных солнцеподобных звезд, рентгеновское излучение даже самых массивных ОВ звезд напрямую не связано с их магнитной активностью. Лучше всего изучены магнитные свойства химически пекулярных АрВр звезд с лучистыми оболочками. Они имеют сильное дипольное магнитное поле, и составляют малую часть, около 610%, всех АВ звезд [23]. У остальных OBA звезд магнитное поле слабое и пока не обнаружено.
Недавние исследования (см., например, [66]) показали, что О и В звезды имеют схожие магнитные характеристики. Отсюда следует, что механизмы формирования магнитных полей звезд этих спектральных классов близки [87]. В то же время рентгеновское излучение зарегистрировано практически у всех магнитных звезд. По этой причине крупномасштабный магнетизм не может объяснить наличие рентгеновского излучения у массивных звезд.
Недавние расчеты [12] показали, что у OB звезд могут существовать тонкие подповерхностные конвективные оболочки. В таких оболочках могут возбуждаться стохастические пульсации и генерироваться звуковые и магнитозвуковые волны. В то же время у этих звезд не существует горячих корон, нагреваемых при диссипации таких волн, так как из-за высокой плотности их звездных ветров (~ 1012 —1013 см-3) вещество звездного ветра быстро охлаждается и его температура близка к поверхностной эффективной температуре звезды [21].
Таким образом, механизмы формирования рентгеновского излучения OB звезд отличаются от тех, которые характерны для звезд малых масс. Результаты исследований рентгеновских спектров OB звезд (см., например, [62]) показывают, что, по-видимому, нет единого механизма формирования рентгеновского излучения всех OB звезд. Скорее всего рентгеновское излучение формируется различными механизмами, в зависимости от особенностей конкретной звезды.
Цель настоящей квалификационной работы — получение и анализ рентгеновских спектров большой выборки массивных OB звезд в рамках известных моделей образования рентгеновского излучения ОВ звезд.
В работе мы исследовали рентгеновские спектры ОВ звезд высокого и низкого разрешения с целью определения механизмов формирования рентгеновского излучения ранних звезд. На основании проделанной работы можно сформулировать следующие основные результаты работы:
1. Модель MCWS, разработанная изначально для ОВЛ звезд с сильным магнитным полем, может также объяснить формирование рентгеновского излучения и звезд со слабым магнитным полем;
2. Три предложенных нами следствия из модели ударной волны в звездном ветре, ограниченной магнитным полем выполняются частично, что указывает на присутствие в спектрах ОВ звезд дополнительных механизмов образования рентгеновского излучения;
3. Гипотеза Э. Поллока о формировании рентгеновского излучения О звезд неверна для звезд спектральных классов О и В.
4. У некоторых ОВ звезд в рентгеновском спектре кроме теплового излучения горячей плазмы присутствует дополнительный нетепловой компонент. При этом тепловое рентгеновское излучение ОВ звезд формируется вблизи поверхности звезды, нетепловое — на больших расстояниях от поверхности звезды.
5. Механизм формирования нетеплового рентгеновского излучения ОВ звезд, предложенный Ченом и Вайтом (1991), как результат обратного комптоновского рассеяния УФ фотонов электронами высоких энергий для типичных ОВ звезд неэффективен. Этот механизм может быть существенен для звезд - аналогов у Cas;
6. Форма профилей рентгеновских линий в спектрах ОВ звезд зависит от конфигурации сгущений в звездном ветре. Возможно присутствие в ветре сгущений различной формы от сферической до плоской.
7. Рентгеновского излучение ОВ звезд является главным образом тепловым излучением горячей плазмы, нагретой при прохождении ударных волн в расширяющихся атмосферах (ветрах звезд) или при столкновении звездных ветров в двойных и кратных системах. У ряда звезд, таких как звезд - аналогов у Cas, существенен вклад нетеплового компонента в их рентгеновском излучении.
