Перейти…

Астрофизический семинар (20 декабря 2018, 11:00)

Опубликовано: 17/12/2018

1) Докладчик: Е.Б. Рыспаева (СПбГУ)

Название доклада: «Исследование механизмов формирования рентгеновского излучения звезд ранних спектральных классов»

Cодержание доклада: 

Большинство ранних звезд являются мощными рентгеновскими источниками. У звезд без сильного магнитного поля рентгеновское излучение является тепловым излучением областей горячего газа в звездном ветре, нагретых при прохождении по ним ударных волн. Ударные волны образуются в результате неустойчивости радиативного звездного ветра.

У магнитных звезд рентгеновское излучение — это свечение вещества звездного ветра, захваченного в области магнитного экватора. В модели магнитоудерживаемой ударной волны (MCWS) потоки вещества звездного ветра движутся вдоль силовых линий магнитного поля звезды, сталкиваются в области магнитного экватора, образуя стоячую ударную волну, за которой образуется горячая разреженная область, излучающая в рентгене. Мы предположили, что из модели MCWS должны вытекать возможные следствия: с увеличением напряженности магнитного поля звезды, скорости потери ее массы и терминальной скорости звездного ветра должна возрастать жесткость рентгеновского спектра звезды.

Также, основываясь на результатах рентгеновских наблюдений сверхгиганта спектрального класса О HD 37742 (zeta Ориона), выполненных на спутнике «XMM-Newton», Э. Поллок (2007) выдвинул свою парадигму образования рентгеновского излучения О-звезд. 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 звездах излучает в рентгене и может нагреваться до более высоких температур чем в одиночных; 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/V term ~0.51V term , где V term – терминальная скорость звездного ветра.

Мы проанализировали архивные наблюдения 34 О- и 24 В-звезд, выполненных на орбитальной обсерватории «XMM-Newton» в 2000-2016 годах, для того, чтобы проверить, выполняются ли возможные следствия из модели MCWS и справедлива ли гипотеза Поллока для звезд спектральных классов O и В. По имеющимся данным мы не обнаружили четкой корреляции между жесткостью рентгеновских спектров В звезд и их терминальными скоростями, скоростями потери массы и напряженностью магнитного поля. Также наше статистическое исследование показало, что гипотеза Поллока для О и В звезд неверна. Из результата нашей работы следует, что рентгеновские спектральные линии формируются вблизи поверхности звезд в среде оптически толстой, где в звездном ветре преобладают сгущения плоской формы.

2) Докладчик: А.С. Расторгуев (МГУ)

Название доклада: «Масса и эволюционный статус спектрально-двойной цефеиды V350 Sgr»

Cодержание доклада: По обширному массиву лучевых скоростей главного компонента спектрально двойной системы, цефеиды V350 Sgr, и спектральным наблюдениям её спутника на HST и IUE оценена масса цефеиды как 5.2+/-0.3 солнечной. После исправления фотометрических данных за вклад спутника B8V-B9V методом Бааде-Беккера-Весселинка определён радиус цефеиды и её светимость, соответствующие её первому пересечению полосы нестабильности.

Заказать пропуск на семинар