Общая картина взаимодействия двухкомпонентных ветров

Размещено на http://www.allbest.ru/

Общая картина взаимодействия двухкомпонентных ветров

В этом реферате мы изложим качественное представление о взаимодействии двухфазных (двухкомпонентных) ветров в условиях двойных систем с ОВ- и WR-компонентами. Общая картина явления необходима для того, чтобы в дальнейшем при изложении детальных расчётов было понятно, к каким областям течения имеет отношение тот или иной результат. В следующих главах будут приведены детальные расчёты для различных конкретных условий.

В общем случае двухфазными называются такие ветра, плотность вещества в которых не является величиной постоянной, а сам ветер состоит из двух компонентов (или фаз): вещества с большей и меньшей плотностью. Хотя до сих пор большинство астрономических наблюдений с хорошей точностью интерпретируется в рамках модели однофазного звёздного ветра, в ряде случаев для объяснения наблюдательных данных оказывается необходимо учесть неоднородность истекающего из звёзд вещества. Так, например, Хэквелл и др. [1] в 1979 году, рассматривая проблему формирования пыли в HD 193793 и других WR+0 двойных системах, отмечали, что для образования пыли нужны два компонента ветра разной плотности, и предлагали в качестве возможного механизма их образования либо сгущение вещества в ветре звезды, либо испускание звездой относительно плотного “языка”, помимо разреженного вещества. Шершнев и Тиеленс [2], занимаясь проблемой образования пыли в ветрах углеродных звёзд, а также Вайт и Беккер [3], интерпретируя радиоизлучение двойной системы WR140, в качестве одной из возможных предложили модель, состоящую из сферически-симметричного разреженного компонента ветра и плотного экваториального диска.

Мы же будем считать, что двухфазный звёздный ветер является клочковатым:помимо сферически-симметричного разреженного компонента от звезды с той же скоростью движутся сгустки (клочки) вещества, которые мы и будем называть облаками. Механизм образования облаков при решении поставленных нами задач роли не играет. Как показали наши расчёты, в рамках одной модели -- клочковатого звёздного ветра -- можно интерпретировать и рентгеновское, и инфракрасное, и радиоизлучение WR+О двойной системы WR140 (HD193793), что раньше никому не удавалось.

В последнее время появляется всё больше работ, посвящённых клочковатым звёздным ветрам, как теоретических, так и наблюдательных. Например, Моффат и др. [4] на основании наблюдений в линии Hell Л5411А подтвердили наличие облаков в звёздных ветрах двух одиночных WX6-звёзд HD191765 и HD192163. Хиллиер [5] изучил влияние электронного рассеяния на профили спектральных линий в условиях клочковатого звёздного ветра. Антохин, Нугис и Черепащук [6] представили результаты расчётов теоретических профилей эмиссионных линий Не1 и Не II звезды Вольфа-Райе в модели атмосферы, состоящей из большого числа плотных облаков и сравнительно разреженной межоблачной среды. Ими было показано, что в рамках предложенной модели можно удовлетворительно описать наблюдаемые профили линий. Моффат и Роберт построили простейшую модель клочковатого звёздного ветра и сделали оценку спектра масс облаков. Роберт и др. объясняют наблюдаемую переменность профилей спектральных линий звёзд Вольфа-Райе неоднородностью их звёздных ветров. Наибольшая переменность линий наблюдается у звёзд позднего типа, WN8 и WC9. Лепин [7] построил картину движения облаков в разреженном компоненте сталкивающихся звёздных ветров и указал на важную роль облачного компонента. Эти и другие работы подтверждают наличие облаков в ветрах горячих звёзд и указывают на важность учёта этого обстоятельства при построении теоретических моделей.

Мы рассматриваем сферически-симметричное истечение из неподвижных звёзд, причём скорость газа на большом расстоянии от поверхности звезды полагаем установившейся. Обозначим её как У_ж- В рассматриваемом классе систем скорость истечения лежит в диапазоне 2000 км/сек < Уж < 3500 км/сек.

Это в десятки раз превышает скорость орбитального движения звёзд в системе. Так, для двойной системы WR140 скорость орбитального движения в периастре составляет 190 км/с, а в апоастре - 16,5 км/с (соответствующие расчёты см. в главе 3). Таким образом, если относительная погрешность вычислений составляет 10-20%, то мы можем пренебречь кориолисовым ускорением ветра, а также, как показывает анализ характерных времён задачи, возможным изменением расстояния между компонентами системы за промежутки времени, определяемые масштабными факторами газодинамической задачи.

Предположение о сферически симметричном истечении разреженной фазы ветра в настоящее время является общепринятым. Однако анализ радиоизлучения системы HD193793 позволил Вайту и Беккеру [3] предложить модель преимущественно экваториального истечения. Вайт и Чен, проведя вычисления спектра этой же системы от радио- до д-диапазонов, также пришли к выводу, что сферически симметричная модель не может объяснить радионаблюдения. Шершнев и Тиеленс, анализируя результаты расчётов химических реакций по образованию пыли в углеродной звезде Вольфа-Райе типа WC9 пришли к выводу, что в предположении сферически-симметричного однородного потока вещества от звезды пыль сформировать невозможно. Для рассматриваемой нами проблемы характер симметрии не так важен: клочковатая структура ветра должна проявлять себя при любой геометрии потока. Указанное выше приближение мы принимаем исключительно для упрощения первоначального исследования роли облаков.

Главным источником информации в рассматриваемой задаче для нас является рентгеновское излучение двойных систем в диапазоне энергий квантов 4кэВ < E < 10 кэВ.

Оно даётся только горячим газом, поэтому мы сосредоточим внимание именно на тех областях течения, температура которых превышает 3 * 10⁷ К. Такая температура соответствует нижней границе приведённого неравенства -- квантам с энергией 4кэВ. В этих областях можно считать полностью ионизованными все химические элементы с достаточно высоким содержанием, до серы включительно, а у железа необходимо учитывать водород о- и гелиеподобные ионы. Хотя относительное содержание железа существенно меньше, чем относительное содержание основных компонентов звёздных ветров -- водорода и гелия -- именно железом обуславливается охлаждение газа в линиях, и, соответственно, линейчатый спектр излучения газа. Поэтому учёт вклада атомов железа необходим. Остальные химические элементы (литий, бериллий, бор и т.д. до серы включительно) находятся при таких температурах в полностью ионизованном состоянии и не вносят вклад в линейчатое излучение с одной стороны, а с другой стороны, по числу частиц их много меньше чем водорода и гелия, поэтому при проведении вычислений эти элементы можно не учитывать.

Как было отмечено выше, для расчёта тепловой структуры газа и спектра выходящего излучения нам необходимо учитывать водород, гелий и железо. Обозначим посредством X, Y и Z их относительное содержание по числу частиц. Ветер звезды класса ОВ имеет нормальное содержание химических элементов. В этом случае можно принять следующие значения параметров (см., например,):

Xов = 0.9, Yob = 0.1, Zob = 4 * 10 5.

Как известно, атмосферы звёзд типа Вольфа-Райе обогащены гелием. В нашей работе, при интерпретации рентгеновского излучения и полной ионизации как водорода, так и гелия, соотношение между этими элементами не так важно. Поэтому мы примем Xwr = 0.1, Ywr = 0.9, что соответствует среднему значению содержания этих элементов в звезде WC7 по числу атомов, а содержание железа положим равным Zob- Правда, в случае HD193793 ветер от компонента WC7 может быть сильно обогащён углеродом. Его содержание составляет 0.05 по числу частиц. Но в силу полной ионизации углерода в области, занятой горячим газом, приведённое обстоятельство мало сказывается на рассматриваемой нами проблеме.

Диапазон значений, в которых может находиться плотность числа частиц п, оказывается весьма широким. Согласно нашей модели, в облаках она может достигать 10¹⁶см^_3. Плотность разреженного компонента значительно ниже, и в апоастре орбиты широкой двойной системы она падает до 10⁶ см^_3 -- её значение определяется темпом потери массы звездой и расстоянием между компонентами двойной системы. В этом диапазоне при высоких температурах основными процессами охлаждения являются тормозное излучение и возбуждение резонансных линий ионов железа. В тесных двойных системах, вблизи ярких звёзд, конечно, надо учитывать и обратное комптоновское рассеяние.

Во многих случаях для нас будет важно, происходит ли высвечивание за фронтом ударной волны. Если высвечивания нет, то такую волну мы будем условно называть “адиабатической”, в противоположном случае -- “радиационной” или “радиативной”. Характер волны определяется соотношением характерных времён задачи и зависит от плотности газа. При одной и той же скорости фронта поведение газа существенно различается у радиационных и адиабатических ударных волн. Характер высвечивания, в свою очередь, зависит от степени прозрачности газа. В рассматриваемых нами задачах газ практически всегда можно будет считать прозрачным для собственного излучения.

Как известно, время высвечивания прозрачной среды при прочих равных условиях обратно пропорционально её плотности. Согласно сказанному выше, плотность разных областей газа в околозвёздных потоках различается очень сильно. Газ в облаках может быть на десять порядков плотнее межоблачной среды; соответственно на десять и более порядков могут различаться масштабы времени высвечивания. Следовательно, в одних областях двойной системы могут распространяться адиабатические ударные волны, в других -- радиативные. Перейдём к изложению общей картины взаимодействия двухфазных ветров. Сначала в справочных целях приведём на рис. 1.1 известную схему столкновения разреженных компонентов. Слева находится звезда типа Вольфа-Райе, справа -- ОВ звезда. Темп потери массы звездой Вольфа-Райе примерно на полтора-два порядка больше темпа потери массы ОВ-звездой, то есть ветер от звёзд Вольфа-Райе мощнее ветра ОВ-звёзд, поэтому граница раздела С выпукла в сторону YYR звезды.

Кроме изгиба границы, различие в мощности ветров проявляется в том, что лобовая точка О примерно в пять-десять раз ближе к ОВ-звезде, то есть обозначенное на рисунке расстояние r_ов в пять- десять раз короче t_wr/ .

Рис. 1.1: Взаимодействие разреженных компонентов звёздных ветров.

С - контактная граница

51 - ударная волна внутри ветра от звезды типа Вольфа-Райе

52 - ударная волна внутри ветра от ОВ-звезды

I - газ ветра звезды Вольфа-Райе, нагретый на фронте S₁

ll-газ ветра ОВ-звезды, нагретый на фронте S₂

Невозмущённый газ ветра нагревается, проходя через фронт ударной волны Si или S2 соответственно. Рентгеновское излучение исходит из областей I и II, где находится нагретый газ.

Схема, приведённая на рис. 1.1, является идеализированной ещё и в том смысле, что она не учитывает неустойчивость течения плазмы вдоль границы раздела. Здесь может развиваться неустойчивость тангенциального разрыва, а в случае высвечивания также неустойчивость Рэлея-Тейлора и перестановочная неустойчивость.

В детальных двумерных расчётах Мясникова, Жекова и Белова [8] описано развитие первоначально малых возмущений, приводящее к значительному искривлению границы раздела. Это обстоятельство является очень важным в теории столкновения разреженных ветров. Однако для рассматриваемой в диссертации задачи определения возможной роли облаков проблема малых возмущений уже не стоит так остро. Дело в том, что взаимодействие облаков ветра одной звезды с разреженной фазой ветра другой звезды приводит к возмущениям, которые никак нельзя назвать малыми. Например, облака, которые в силу своей большой (по сравнению с разреженным компонентом ветра) плотности беспрепятственно пересекают границу раздела, “разрывают” её во многих местах, так что рассуждения об устойчивости границы раздела становятся проблематичными.

Перейдём к формулировке модели облачного ветра, которая схематически проиллюстрирована на рис. 1.2. Чтобы не загромождать картину, мы не приводим хорошо известные в литературе линии тока разреженных компонентов.

Мы полагаем, что каждое облако движется со скоростью, равной местной скорости разлёта разреженной фазы ветра. Направление движения каждого облака обозначено прикреплённой к нему стрелкой. Пока облако, вылетевшее от ОВ-звезды, находится справа от фронта S₂, а облако от звезды типа Вольфа-Райе -- слева от Si, они слабо влияют на соответствующий разреженный компонент, так как движутся с той же скоростью, что и он. Сказанное относится к облаку Е, принадлежащему ветру от звезды типа Вольфа-Райе, а также облакам F и G, вылетевшим из ОВ-звезды. Быстрому расплыванию облака в разные стороны препятствует давление окружающего его разреженного газа. Размеры облака могут увеличиваться по мере падения внешнего давления, но это будет происходить только при отсутствии диссипативных процессов внутри самого облака. Если же таковые, например, высвечивание, имеют место, то уменьшение внешнего давления может и не сопровождаться расширением облака.

Кардинальное различие в поведении облака и разреженного компонента наступает в момент, когда оно пересекает контактную границу С. Плотное облако практически беспрепятственно проходит границу и устремляется в область, занятую разреженным ветром противоположной звезды. Оно тормозится, постепенно сгребая перед собой разреженный газ. Как любое тело, движущееся со сверхзвуковой скоростью, оно генерирует во встречном потоке сильную ударную волну. На рисунке это облако D, принадлежащее ветру от ОВ-звезды. Пунктиром вокруг него обозначена ударная волна S_r в разреженном газе ветра от звезды Вольфа-Райе. Точно так же облако Н, принадлежащее ветру от звезды WR, возмущает разреженный газ ОВ-звезды, но чтобы не загромождать рисунок, мы не стали рисовать генерируемую им ударную волну. Безымянные облака возмущают газ внутри областей I и II, придавая течению отчасти хаотический характер и нарушая линию границы раздела. Облака G и Н сталкиваются, и внутрь каждого из них бегут ударные волны, которые также будут предметом нашего анализа.

Как видно даже из общей и весьма грубой схемы, двухфазные ветры должны в значительной степени усложнять картину течения и порождать многочисленные ударные волны с самыми разными характеристиками. Во-первых, ударные волны образуются при столкновении разреженных компонентов звёздных ветров. Эти ударные волны могут быть как адиабатическими, так и радиативными, в зависимости от параметров сталкивающихся ветров. Во-вторых, облака, пролетев границу раздела, сгребают газ разреженного компонента ветра другой звезды. В самом облаке и в разреженном компоненте при этом взаимодействии генерируются ударные волны. Кроме того, происходит столкновение облаков, принадлежащих разным компонентам системы, между собой. Ударные волны, распространяющиеся в сталкивающихся облаках, могут быть как радиативными, так и адиабатическими, причём возможны такие ситуации: в обоих облаках распространяются адиабатические волны, в обоих - радиативные, в одном облаке - радиативная ударная волна, а в другом - адиабатическая. Напомним, что характер образующихся волн зависит от плотности облаков и скорости их столкновения. При определённых обстоятельствах, если имеются флуктуации скорости истекающего вещества, возможно столкновение облаков, принадлежащих ветру одной звезды. При скорости ветра порядка 3000 км/с достаточно различия в скорости облаков в 300 400 км/с, чтобы такие столкновения были вероятны. При таком взаимодействии в каждом из облаков тоже будут распространяться ударные волны. Направление движения облаков после столкновения зависит от соотношения их скоростей до столкновения. То есть картина столкновения двухфазных ветров очень сложная и предоставляет массу возможностей для объяснения наблюдений.

Теперь качественно рассмотрим картину пролёта одного облака и столкновение одной пары облаков. На рис. 1.3 изображено взаимодействие плотного компактного облака с разреженным газом. Облако эллиптической формы движется справа налево, его скорость обозначена длинной горизонтальной стрелкой.

R - ударная волна в разреженном газе F - ударная волна в облаке

Рис. 1.3: Движение облака в разреженном газе.

Скорость облака (2000 - 3000 км/с) во много раз превосходит скорость звука невозмущённого газа ветра (10 - 20 км/с). Поэтому соответствующий угол Маха очень мал, и в первом приближении мы можем предположить, что ударная волна R в разреженном газе имеет форму, близкую к цилиндрической. Газ, нагретый на фронте R, расширяется в разные стороны перпендикулярно движению облака. Это расширение обозначено короткими стрелками, направленными вне цилиндра.

Напор горячего разреженного газа позади фронта R генерирует ударную волну в облаке. На рисунке часть облака, возмущенная ударной волной, закрашена. Стрелки показывают движение фронта внутрь облака. Скорость фронта относительно облака значительно ниже как скорости самого облака, так и скорости расширения цилиндра. В силу высокой плотности облака ударная волна в нем быстро высвечивается и даст излучение в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра.

Эволюция коридоров горячего газа в первом приближении может быть описана способом, обычно применяемым для остатков сверхновых. А именно, последовательно рассматриваются три стадии расширения: сначала свободного разлета, а затем сменяют друг друга адиабатическое и радиативнос торможение. На первой стадии торможения газ после прохождения фронта ударной волны расширяется адиабатически, а на второй стадии происходит высвечивание. Отличие рассматриваемой задачи от остатков сверхновых заключается в более высокой плотности газа и в ином типе симметрии -- цилиндрическом, а не сферическом, как в случае остатков сверхновых. Для случая межзвёздной среды эволюция горячих цилиндров обсуждалась Бычковым [9]. На адиабатической стадии расширение цилиндра сопровождается падением плотности внутри него. А когда наступает стадия высвечивания, каверна оказывается окружённой плотной коркой холодного газа. График распределения плотности для указанных двух случаев схематически приведён на рис. 1.4.

Перейдём к последнему элементу нашей картины: столкновению облаков. Во время столкновения внутрь каждого облака бежит ударная волна.

Рис. 1.4: Распределение плотности внутри расширяющегося цилиндра.

На рис. 1.5 они обозначены Fi и F₂, ударные волны помечены пунктирными линиями, а возмущённый газ - заштрихован. Скорость столкновения, или относительная скорость облаков зависит от точки в пространстве, где облака встретились. Вблизи лобовой точки скорость столкновения равна сумме скоростей облаков. Если же одно облако догоняет другое, то скорости вычитаются.

При заданной относительной скорости величина скорости фронта внутри каждого из них зависит от отношения плотностей облаков, или контраста плотности: в менее плотном облаке фронт движется направления скоростей облаков быстрее.

Рис. 1.5: Столкновение облаков.

Часто плотности обоих облаков настолько велики, что газ в них успевает высветиться. В этом случае картина течения близка к стационарной, так как время охлаждения меньше всех остальных временных масштабов. Если же контраст плотности слишком велик, то менее плотное облако может не успеть высветиться, и тогда оно будет расширяться адиабатически. Радиативная ударная волна в этом случае распространяется только в более плотном облаке. Отметим, что при большой плотности излучение будет слабым из-за низкой скорости ударной волны.

Рассмотрим вопрос об областях, в которых при столкновении облаков формируется рентгеновское излучение и образуется пыль. На рис 1.6 схематически изображено столкновение облаков с последующим высвечиванием. Облако C_wr, вылетевшее из звезды типа Вольфа- Райе, сталкивается с облаком C_ob от ОВ-звезды. В результате образуется составное облако, величина и направление скорости которого определяются законом сохранения импульса при неупругом ударе. Вертикальной линией В помечена граница столкновения облаков. Внутрь каждого облака распространяются ударные волны: Swr и Sob, на рисунке они обозначены вертикальными линиями. Короткие горизонтальные стрелки указывают направление скорости фронта относительно каждого облака.

Рис. 1.6: Область образования пыли

На фронте ударной волны, S_wr или S_ob, температура достигает сотен миллионов градусов. По предположению оба облака высвечиваются. Области, в которых формируется рентгеновское излучение, находятся сразу за фронтом. На рисунке эти области обозначены “x-ray”. В силу относительно малых размеров облаков, ударные волны проходят по ним довольно быстро, поэтому рентгеновское излучение, получающееся при столкновении облаков, носит вспышечный характер. Эти вспышки суммируются, и получается квазинепрерывный рентгеновский спектр.

Вдали от фронта около границы раздела В могут образоваться достаточно холодные и весьма плотные области нейтрального газа. На рисунке они обозначены “cold” в облаке от ОВ-звезды и “dust” в облаке от звезды типа Вольфа-Райе. Высокая плотность в них является следствием того, что уменьшение температуры происходит на фоне почти постоянного давления.

Мы предполагаем, что пыль образуется в области “dust” - это холодный и плотный газ, содержащий большое количество углерода. Для того, чтобы сформировалась пыль, углерод должен рекомбинировать и остыть приблизительно до 1000 К. Пыль не может образовываться до тех пор, пока уплотнённое вещество не будет отнесено от звёзд на такое расстояние, чтобы газ не прогревался излучением звёзд. Нижняя граница ионизации и температуры высвечивающегося газа определяется излучением звёзд, входящих в систему. Получается, что пыль и рентгеновское излучение формируются в разных областях облаков и в разные моменты времени.

Таким образом, даже в одном элементе картины - столкновении облаков - имеет место достаточно широкий набор возможностей. В целом можно сказать, что присутствие облаков делает течение газа значительно более разнообразным, чем в случае только разреженного компонент.

ветер звезда газ облако

Список использованных источников

[1] Hackwell J.A., Gehrz R.D., Grasdalen G.L. Dust formation around HD 193793. Ap.l. vol.234. p.133-139, 1979.

[2] Cherchneff I., Tielens A.G.G.M. Dust formation in hot stellar winds.// IAU Symposium No 163: p. 346-353, 1995.

[3] White R.L., Becker R.H. An 8 Year Study of the Radio Emission from the Wolf-Rayet Binary HD 193793 WR140. //Astrophys. J., V. 451, P.352-358, 1995.

[4] Moffat A.F.J., Drissen L., Lamontagne R., Robert C. Spectroscopic evidence for rapid blob ejection in Wolf-Rayet stars./ Ap.J. vol. 334, p. 1038-1043, 1988.

[5] Hillier D.J. The effects of electron scattering and wind clumping for early emission line stars./ Astron. Astrophys., vol.247, p.455-468, 1991.

[6] Антохин И.И., Нугис Т., Черепащук А.М. Профили эмиссионных линий Не1 и Hell в модели облачной атмосферы звезды Вольфа- Райе.//Астрой, ж., Т. 69, С. 516-525, 1992.

[7] Lepine S. Effects of wind clumping on colliding winds.//IAU Symp. N 163. Wolf-Raet Stars: Binaries, Colliding Winds, Evolution. Edited by Karel A. van der Hucht and Peredure M. Williams, p.411-415, 1995.

[8] Муаяшкоу A.V., Zhekov S.A. and Belov N.A., 1998, Monthly NoticeH of the RAS, V.298, P.1021-1029.

[9] Бычков К.В., 1979, Астрон. ж., Т.56, С.781-792.

Размещено на Allbest.ru