Астрономический журнал, 2024, № 9
Покупка
Новинка
Тематика:
Астрономия
Издательство:
Наука
Наименование: Астрономический журнал
Год издания: 2024
Кол-во страниц: 74
Дополнительно
Доступ онлайн
4 484 ₽
В корзину
Тематика:
ББК:
УДК:
ОКСО:
ГРНТИ:
Скопировать запись
Фрагмент текстового слоя документа размещен для индексирующих роботов
Российская академия наук АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ Том 101 № 9 2024 Сентябрь Основан в январе 1924 г. Выходит 12 раз в год ISSN: 0004-6299 Журнал издается под руководством Отделения физических наук РАН Главный редактор Д. В. Бисикало Редакционная коллегия: Г. С. Бисноватый-Коган, Д. З. Вибе (ответственный секретарь), Р. Д. Дагкесаманский, А. Г. Косовичев, А. В. Тутуков, А. М. Черепащук (заместитель главного редактора) Зав. редакцией В. Р. Соколова E-mail: astrojourn@pran.ru Москва ФГБУ «Издательство «Наука» © Российская академия наук, 2024 © Редколлегия “Астрономического журнала” (составитель), 2024
СОДЕРЖАНИЕ Том 101, номер 9, 2024 Влияние вспышечной активности звезды на структуру водородно-гелиевой верхней атмосферы горячего Юпитера А.Г. Жилкин, Ю.Г. Гладышева, В.И. Шематович, Г.Н. Цуриков, Д.В. Бисикало 796 Кинематика слабых звезд ассоциации Sco-Cen по данным каталога Gaia В.В. Бобылев, А.Т. Байкова 810 V839 Cep — новая двузатменная система И.М. Волков, А.С. Волкова, Л.А. Багаев 819 Исследование мазерного излучения OH в линиях 18 см в области звездообразования G 109.871+2.114 (Cep A) Е.Е. Лехт, Н.Т. Ашимбаева, В.В. Краснов, В.Р. Шутенков 839 Величина [N/C] как индикатор эволюции красных гигантов: наблюдаемые различия между магнитными и немагнитными гигантами Л.С. Любимков, Д.Б. Поклад 851 Оценки величин потоков протонов для звезд солнечного типа с планетными системами И.С. Саванов 860
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2024, том 101, № 9, с. 796–809 ВЛИЯНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗДЫ НА СТРУКТУРУ ВОДОРОДНО-ГЕЛИЕВОЙ ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЫ ГОРЯЧЕГО ЮПИТЕРА © 2024 г. А. Г. Жилкин*, Ю. Г. Гладышева, В. И. Шематович, Г. Н. Цуриков, Д. В. Бисикало Федеральное государственное бюджетное учреждение Российской академии наук Институт астрономии, Москва, Россия *E-mail: zhilkin@inasan.ru Поступила в редакцию 10.06.2024 г. После доработки 12.07.2024 г. Принята в печать 18.07.2024 г. В работе на основе одномерной аэрономической модели исследуется воздействие звездной вспышки на верхнюю атмосферу горячего юпитера. Предполагается, что атмосфера имеет водородно-гелиевый химический состав, а расчеты проводились для горячего юпитера HD 209458b. Мы рассмотрели одиночные и повторные вспышки, в которых поток жесткого УФ излучения возрастает в 10, 100 и 1000 раз по сравнению со спокойным состоянием звезды. Активная фаза динамического отклика атмосферы продолжается 12–15 часов после вспышки, а характерный период релаксации к исходному состоянию составляет порядка суток. Из полученных результатов следует, что вспышечная активность звезд солнечного типа не оказывает существенного влияния на эволюцию планетных атмосфер горячих юпитеров. Однако интерпретация транзитных наблюдений возмущенных атмосфер горячих юпитеров позволит отделить друг от друга наблюдательные эффекты, связанные с взаимодействием звездных вспышек и корональных выбросов массы с верхними атмосферами и оболочками этих планет. Это даст возможность более точно определить параметры звездного ветра и корональных выбросов массы у родительских звезд солнечного типа. Ключевые слова: горячие юпитеры, аэрономия, численное моделирование, гидродинамика, химические реакции, тепловой баланс DOI: 10.31857/S0004629924090015 EDN: IBOJTZ 1. ВВЕДЕНИЕ Наблюдения, выполненные с помощью космических телескопов Kepler, Gaia и TESS, показали, что активные звезды могут излучать в диапазоне энергий 10 10 30 38 − эрг [1, 2, 3]. При этом существенная часть энергии излучения сосредоточена в диапазоне жесткого УФ. Согласно распределению частоты вспышек, полученному в результате наблюдений, вспышки с более высокой энергией, которые могут нанести больший ущерб атмосфере горячей экзопланеты, происходят относительно редко, тогдaа как менее эффективные вспышки с более низкой энергией возникают гораздо чаще. Воздействие звездной вспышки на атмосферу горячей экзопланеты приводит к дополнительному нагреву вещества и, следовательно, к увеличению скорости планетного ветра. На длительных временных масштабах подобные явления в совокупности приведут к потере атмосферы, которую можно оценить с помощью распределения частоты вспышек, полученного в результате наблюдений. Так, например, недавние исследования [4, 5, 6, 7] показали, что для родительских звезд классов К и М более частые вспышки с низкой энергией, как правило, доминируют в качестве источника потери атмосферы в течение длительного времени, в то время как вспышки с энергией выше 1036 эрг (супервспышки) не вносят существенного вклада из-за их низкой частоты возникновения, за исключением ограниченного числа случаев. Аналогичные исследования были выполнены и для изучения влияния звездной активности на газовые оболочки горячих юпитеров (см., напр., [8, 9, 10]). В рамках одномерной аэрономической модели верхней атмосферы планеты-гиганта [11, 12, 13] была исследована реакция атмосферы на дополнительный нагрев, вызванный воздействием
звездной вспышки на атмосферу горячего юпитера HD 209458b. Показано, что поглощение дополнительной энергии звездной вспышки в диапазоне крайнего УФ излучения приводит к локальному разогреву атмосферу, сопровождающемуся образованием двух ударных волн, распространяющихся в атмосфере. Для исследования оттока вещества атмосферного газа результаты, полученные в одномерной модели, использовались в качестве упрощенных граничных условий для расчета трехмерной структуры течения после вспышки. Показано, что для наиболее мощной рассматриваемой супервспышки темп потери массы может увеличиваться на порядок величины за несколько десятков часов. Установлено, что газодинамический отток при вспышках не вносит заметного вклада в средний темп потери атмосферы для горячих юпитеров у медленно вращающихся звезд, таких как Солнце. Однако, возможно, для более молодых и быстро вращающихся звезд это может быть важным эффектом, который необходимо рассматривать при эволюционных расчетах. В трехмерном газодинамическом расчете [10] показано, что выброшенное в результате вспышки вещество увеличивает размер оболочки в течение нескольких часов. Этот эффект потенциально может быть зарегистрирован в спектральных наблюдениях с помощью существующих и планируемых космических обсерваторий, работающих в УФ диапазоне длин волн [10] (например, проекты HST1 и Спектр-УФ [14, 15]). В данной работе мы продолжаем эти исследования на основе более полной аэрономической модели [16]. Наша модель основана на приближении одножидкостной многокомпонентной гидродинамики и учитывает химические реакции, процессы нагрева-охлаждения, приливное воздействие от звезды, диффузию и теплопроводность [17]. Результаты моделирования отклика атмосфер горячих экзопланет на вспышечные воздействия со стороны родительских звезд солнечного типа важны для дальнейшего определения параметров звездного ветра и корональных выбросов массы (КВМ) у данных звезд. Дело в том, что вспышечная активность, как и другие каналы взаимодействия с верхними атмосферами и оболочками экзопланет (высыпания высокоэнергичных частиц, 1 https://www.stsci.edu/hst КВМ), могут иметь одинаковые по природе наблюдательные проявления. Такие, например, как 1) более раннее начало транзита в УФ диапазоне длин волн по сравнению с видимой частью спектра [18] в результате расширения верхней атмосферы экзопланеты и эффективного атмосферного поглощения в УФ; 2) высокоскоростная компонента поглощения в синем крыле линии H I Lyα [19, 20, 21], связанная с эффективным образованием энергетичных нейтральных атомов (ЭНА) водорода в процессах перезарядки атмосферных атомов с протонами солнечного ветра. Поэтому, для достоверного определения параметров звездного ветра и КВМ по наблюдениям атмосфер экзопланет [22] важно уметь отделять вклады от рассматриваемых источников в наблюдательные эффекты. Это особенно значимо при исследовании воздействия КВМ на оболочки горячих экзопланет, так как взаимодействие вспышек жесткого УФ излучения с верхними атмосферами планет предшествуют этим процессам. В результате чего еще перед воздействием КВМ атмосфера планеты расширяется и формируется планетный ветер [11, 12, 13]. Результаты, полученные на основе аэрономических моделей верхних атмосфер горячих экзопланет [16, 17], учитывающие эти процессы, затем используются в качестве граничных условий для трехмерного моделирования взаимодействия звездного ветра с оболочками горячих экзопланет [23, 24]. Именно на основе этих моделей и происходит определение параметров космической погоды у других звезд. Статья организована следующим образом. В разделе 2 приведено краткое описание численной модели. В разделе 3 представлены результаты численных расчетов. Основные выводы по работе сформулированы в Заключении. 2. ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ Для исследования влияния звездных вспышек на структуру водородно-гелиевой верхней атмосферы горячего юпитера мы использовали численную аэрономическую модель, подробно описанную в наших предыдущих работах [16, 17]. Здесь ограничимся лишь краткой характеристикой этой модели. Наша численная аэрономическая модель является нестационарной и одномерной. Она описывает структуру верхней атмосферы горячей АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ ТОМ 101 № 9 2024 ВЛИЯНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗДЫ 797
экзопланеты в сферически-симметричном приближении. В основе модели лежат уравнения одножидкостной многокомпонентной гидродинамики, которые записаны в эйлеровых переменных (время t и радиальная координата r , отсчитываемая от центра планеты). Предполагается, что верхняя атмосфера горячего юпитера имеет водородно-гелиевый состав. Учитывались следующий набор компонентов: H, H–, H+, H2, H 2 + , H 3 + , He, He + , He H + и электроны e −. При этом концентрация электронов ne определяется из условия квазинейтральности плазмы. Химический блок включает 32 двухчастичные реакции (в том числе процессы фотоионизации и фотодиссоциации), а также трехчастичную реакцию образования молекул H2 из двух атомов водорода, которая идет с участием дополнительной частицы. Основным источником нагрева атмосферы является поглощение излучения родительской звезды. Для описания этого процесса в модели использовалась спектральная зависимость потока ионизующего излучения от длины волны для спокойного Солнца. Скорости фотопроцессов (ионизация и диссоциация), а также функция нагрева вычислялись на основе этой зависимости путем интегрирования по всем длинам волн из жесткого УФ диапазона. В качестве процессов охлаждения мы рассматриваем выхолаживание за счет свободно-свободных переходов, рекомбинационного излучения, излучения в линиях, ионизации электронным ударом и излучения молекул H 3 + . В численной модели учитываются приливное воздействие, вызванное гравитацией звезды и силами инерции, обусловленными орбитальным движением планеты, диффузия компонентов (молекулярная и турбулентная), а также теплопроводность. Численный алгоритм основан на применении техники расщепления по физическим процессам и сводится к последовательному решению отдельных задач. Для численного решения уравнений многокомпонентной гидродинамики используется разностная схема Роу-ЭйнфельдтаОшера [25], которая является монотонной и имеет повышенный порядок точности. На последующих этапах алгоритма решаются уравнения химической кинетики, учитываются процессы нагреваохлаждения, диффузия и теплопроводность. Для численного решения уравнений диффузии и теплопроводности используется неявная абсолютно устойчивая разностная схема [17]. Система возникающих при этом нелинейных алгебраических уравнений решается с помощью итерационного процесса, который выполняется до сходимости. На каждом шаге итераций получается система линейных алгебраических уравнений, которая решается методом скалярной прогонки. При этом нами используется потоковый вариант прогонки [26], дающий более точное решение в случаях, когда коэффициенты диффузии и теплопроводности изменяются в широких пределах. 3. РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВ 3.1. Параметры моделей Расчет динамического отклика верхней атмосферы на воздействие вспышки родительской звезды проводился для экзопланеты HD 209458b [27], которая является типичным горячим юпитером. Родительская звезда относится к спектральному классу G0, что дает возможность использовать параметры спектра Солнца для расчета скорости фотопроцессов и функции нагрева. Планета имеет массу M M pl J = 0 69 . и фотометрический радиус z r b = /sin , , где MJ и RJ – масса и радиус Юпитера соответственно. Большая полуось орбиты составляет 10 2. R, что соответствует периоду обращения вокруг звезды 84.6 часа. Моделирование проводилось в расчетной области R r R pl pl ≤ ≤5 в направлении на центр звезды (подзвездная точка). При этом внутренняя точка Лагранжа L1 расположена на расстоянии 4 2. Rpl от центра планеты. В качестве граничных условий на внутренней границе использовалось фиксированное значение давления Patm, а остальные величины задавались с помощью экстраполяции второго порядка по значениям во внутренних ячейках. На внешней границе задавались свободные граничные условия. Химический состав атмосферы характеризуется отношением числа ядер гелия к числу ядер водорода He / H. Во всех приводимых ниже расчетах он принимался равным 0.05. Давление на фотометрической поверхности удобно представить в виде P k n T atm B atm atm = , где эффективная температураTatm = 1200 К. В данной работе мы рассматривали модели, в которых концентрация natm = 1014 см–3. АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ ТОМ 101 № 9 2024 798 ЖИЛКИН и др.
Предполагалось, что непосредственно перед вспышкой верхняя атмосфера планеты находится в стационарном состоянии при условии постоянного потока жесткого УФ излучения, равного потоку от современного спокойного Солнца FXUV 0 . В нашей модели конкретное значение этой величины нигде не используется, поскольку все необходимые коэффициенты рассчитываются с помощью интегрирования спектрального потока излучения fλ (измеряется в единицах [фотон ⋅ ⋅ − − см с 3 1 ]) по длине волны λ . Однако, если данную величину определить выражением F f h d XUV 0 1 2 = ∫λ λ λ ν λ , где h – постоянная Планка, ν – частота, λ1 1 = нм, λ2 100 = нм, то для спокойного Солнца на орбите горячего юпитера получаем FXUV эрг см с 0 2 1 925 = ⋅ ⋅ − −. Профили основных величин в невозмущенной атмосфере приведены на рис. 1. Для удобства на оси абсцисс отложена высота над фотометрической поверхностью, выраженная в радиусах планеты Rpl . На верхних панелях показаны профили плотности ρ и температуры T (слева), и скорости v (справа). Плотность характеризуется монотонно убывающим профилем. В самых глубоких слоях атмосферы температура вещества близка по значению к эффективной температуре планеты Tatm , а скорость пренебрежимо мала. Далее температура резко возрастает из-за нагрева вещества за счет поглощения жесткого УФ излучения звезды. Максимальное значение температуры составляет 9500 К. В этой зоне происходит формирование планетного ветра. Во внешних слоях атмосферы скорость ветра становится АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ ТОМ 101 № 9 2024 ВЛИЯНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗДЫ 799 (à) (á) (ã) (â) T, K v, km/s ρ, g/cm3 nα, cm-3 r/Rpl -1 r/Rpl -1 r/Rpl -1 r/Rpl -1 ã, ޔ, erg . cm-3 . s-1 Рис. 1. Профили плотности, температуры (вверху слева), скорости (вверху справа), концентраций компонентов (внизу слева) и функций нагрева-охлаждения (внизу справа) в верхней атмосфере горячего юпитера перед вспышкой звезды.
сверхзвуковой (скорость звука показана штриховой линией на правой верхней панели), а температура из-за адиабатического охлаждения начинает монотонно падать с увеличением радиуса. Скорость вещества на внешней границе составляет 13.7 км/с. На нижней левой панели рис. 1 показаны профили концентраций компонентов nα . В самых внутренних слоях r R ≤1 01 . pl доминирует молекулярный водород. В промежуточной зоне 1 01 2 . R r R pl pl ≤ ≤ вещество атмосферы в основном состоит из атомарного водорода. Наконец, внешние слои атмосферы r R > 2 pl оказываются практически полностью ионизованными и состоят из водородно-гелиевой плазмы. Вариации концентраций (например, концентрации молекулярного водорода) в области 1 02 1 07 . . R r R pl pl ≤ ≤ вызваны развитием неустойчивости, приводящей к формированию специфического облачного слоя. Данное явление обнаружено нами в работе [16] и предположительно связано с тепловой неустойчивостью [28] в химически реагирующем газе [29]. Наконец, на правой нижней панели рис. 1 показаны профили функции нагрева Γph (сплошная жирная линия), а также частных функций охлаждения за счет свободно-свободных переходов Λff , рекомбинационного излучения Λrec , излучения в линиях Λlin , ионизации электронным ударом Λion , излучения молекул H3 + Λrad. Функции Λcond и Γcond описывают вклад теплопроводности в тепловой баланс атмосферы в тех случаях, когда оно приводит к охлаждению или к нагреву соответственно. Как видно, основным механизмом охлаждения внутренних частей атмосферы является излучение молекул H 3 + . В промежуточной зоне доминирует охлаждение за счет излучения в линиях нейтральных атомов (в основном, в линии Lyα ). Температура внешних слоев атмосферы главным образом определяется адиабатическим охлаждением в планетном ветре. Процесс вспышки можно описать с помощью некоторой зависимости потока жесткого УФ излучения от времени F t XUV ( ) . Удобно эту зависимость представить в виде e WU W U = − , , где X t( ) – безразмерный фактор, описывающий относительное изменение потока по сравнению с потоком для спокойного Солнца FXUV 0 . В данной работе для описания отдельной вспышки мы использовали простую модель, в которой считалось, что в момент начала вспышки фактор X t( ) резко возрастал до величины Xmax и оставался таким в течение некоторого времени, после чего возвращался к исходному значению X = 1. Продолжительность отдельной вспышки во всех приводимых ниже вариантах расчетов составляла 30 мин. Мы использовали одинаковую продолжительность вспышек независимо от их интенсивности, чтобы было удобнее сравнивать результаты их воздействия на атмосферу. В общем случае, по-видимому, продолжительность вспышек зависит от величины Xmax . Например, в работе [5] для длительности вспышки приводится аппроксимационная формула lg lg flare bol t E = − 0 395 9 269 . . , где Ebol – болометрическая светимость звезды. Кроме того, потери атмосферы на больших временах определяются также частотой вспышек [6]. 3.2. Одиночная вспышка В данном разделе представлены результаты расчетов для одиночной вспышки. В этом случае каждую модель можно характеризовать единственным параметром Xmax. Мы провели три расчета, в которых этот параметр задавался равным 10 (модель X1, слабая вспышка), 100 (модель X2, вспышка промежуточной интенсивности) и 1000 (модель X3, сильная вспышка). На рис. 2–4 представлены радиальные профили температуры T r( ) (вверху) и скорости убегания атмосферы v r( ) (внизу) для всех трех моделей X1, X2 и X3. Различные кривые описывают состояние атмосферы в различные моменты времени от начала звездной вспышки. Для более детального исследования глубоких слоев атмосферы ось абсцисс представлена в логарифмическом масштабе и определяет расстояние от фотометрического радиуса, выраженное в радиусах планеты Rpl . В результате вспышки происходит локальный разогрев атмосферы, приводящий к росту температуры. Видно, что вспышка не оказывает влияния на глубокие слои атмосферы, которые характеризуются относительно низкой температурой. Основное воздействие приходится на внешние слои атмосферы, где формируются две ударные волны, распространяющиеся по газу в противоположных направлениях. Одна ударная волна распространяется вовнутрь, а другая – наружу атмосферы горячего юпитера. В первые часы после вспышки профили АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ ТОМ 101 № 9 2024 800 ЖИЛКИН и др.
температуры и скорости существенно изменяются. Однако затем структура атмосферы постепенно восстанавливается и возвращается в исходное состояние. Динамический отклик атмосферы существенно зависит от интенсивности вспышки. В модели X1 профили температуры и скорости изменяются слабо и быстро восстанавливаются. В модели X3 в первые часы после вспышки максимальное значение температуры достигает значения 19000 К, а максимальная скорость доходит до 38.5 км/с. Следует обратить внимание, что профили температуры и скорости на рис. 2–4 показаны для моментов времени, когда вспышка уже закончилась. Вспышка длилась 30 мин, а первая кривая (показана желтым цветом) соответствует моменту времени через час после начала вспышки. Во время самой вспышки функция нагрева увеличивается в соответствующее число раз (в 10 раз для модели X1, в 100 раз для модели X2 и в 1000 раз для модели X3). Однако, как показывает анализ, в глубоких слоях атмосферы одновременно с этим возрастает и функция охлаждения. Последнее обусловлено тем, что в этой области резко увеличивается концентрация молекул H 3 + (для модели X3 примерно в 25 раз). Поэтому в глубоких слоях верхней атмосферы горячего юпитера во время вспышки срабатывает своеобразная обратная связь, когда рост нагрева хорошо компенсируется ростом выхолаживания. На рис. 5–7 представлены высотные профили концентраций компонентов nα для моделей X1, X2, X3 в различные моменты времени от начала вспышки. Как видно, качественного изменения распределения концентраций компонентов после вспышки не происходит. Распространение ударных волн приводит к дополнительному перемешиванию вещества во внешних слоях атмосферы. Это обусловлено оттоком из промежуточной зоны во внешнюю область нейтрального газа, состоящего в основном из атомов водорода и гелия. В результате степень ионизации внешней части атмосферы уменьшается. Однако затем происходит релаксация атмосферы и это вещество вновь ионизуется излучением звезды. Интересно отметить, что вспышки (особенно сильные) могут частично разрушать облачный слой, что приводит к его диссипации. В спокойном состоянии атмосферы облачный слой АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ ТОМ 101 № 9 2024 ВЛИЯНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗДЫ 801 r/Rpl -1 T, K v, km/s 1h 2h 3h 4h 8000 6000 4000 2000 15.0 12.5 10.0 7.5 5.0 2.5 0.0 10-3 10-2 10-1 100 Рис. 2. Радиальные профили температуры (вверху) и скорости (внизу) в верхней атмосфере горячего юпитера для модели X1. Каждая кривая соответствует различному времени, прошедшему от начала звездной вспышки. r/Rpl -1 T, K v, km/s 1h 2h 3h 4h 8000 10000 6000 4000 2000 25 20 15 10 5 0 -5 10-3 10-2 10-1 100 Рис. 3. То же самое, что и на рис. 2, но для модели X2. r/Rpl -1 T, K v, km/s 1h 2h 3h 4h 10000 15000 5000 30 20 10 0 -10 10-3 10-2 10-1 100 Рис. 4. То же самое, что и на рис. 2, но для модели X3.
Доступ онлайн
4 484 ₽
В корзину