Ведущая научная школа в области Астрофизики: Физика звездных атмосфер

(Руководитель – акад. АН Республики Татарстан, проф. Н.А. Сахибуллин)  

     Для решения таких актуальных, не только чисто астрофизических, но и общенаучных проблем, как эволюция Вселенной, происхождение химических элементов, необходима информация, которая может быть получена только при изучении звезд. Именно в звездах сконцентрирована большая часть видимой массы Вселенной, и, с этой точки зрения, звезды – основные объекты в космосе. Очень важным и, в большинстве случаев, единственным источником информации о физических процессах на звездах является их излучение. Излучение звезды в широком спектральном диапазоне, от далекого ультрафиолетового до инфракрасного, формируется в тонком поверхностном слое, который называется атмосферой звезды. Основные уравнения, описывающие перенос излучения и строение звездной атмосферы, были сформулированы еще в первой трети 20 века К.
     Шварцшильдом (1873 - 1916), Милном (1896 - 1950), Эддингтоном (1882 - 1944) и др. Однако при учете реальных механизмов и источников поглощения и излучения решение этих уравнений может быть получено только численно, и это стало возможным только с появлением мощных компьютеров в начале 60-х годов. Были построены модели атмосфер для звезд в широком диапазоне параметров, рассчитаны распределения энергии в спектре и профили спектральных линий.
     В этих расчетах, начиная с 30х годов прошлого столетия и в течение почти 50 лет, при описании состояния газа в атмосферах звезд использовалось предположение о локальном термодинамическом равновесии (ЛТР), т.е. в каждой точке среды распределение по состояниям возбуждения и ионизации определялось по формулам Больцмана и Саха при локальных значениях температуры Т и давления P. Распределения Больцмана – Саха были выведены для газа, находящегося в полном термодинамическом равновесии. В этом случае температура одинакова по всему объему, и для каждого перехода в атоме существует детальный баланс. Противоречивость и концептуальная несостоятельность предположения о ЛТР становится очевидной хотя бы потому, что в атмосфере звезды физические условия изменяются вдоль радиуса. Чем ближе к поверхности, тем больше длина свободного пробега фотонов, и кванты света, испущенные в глубоких, горячих слоях, при взаимодействии с более холодным газом верхних слоев нарушают равновесие в нем. Населенности атомных уровней в этом случае определяются температурой и давлением не только в данной точке, но и в других точках атмосферы. Для того чтобы их найти, нужно для каждого уровня записать уравнение кинетического равновесия, выражающее баланс заселяющих и опустошающих процессов. Полученные уравнения должны решаться совместно с уравнениями, описывающими перенос излучения в атмосфере звезды. Этот подход, альтернативный ЛТР, называют не-ЛТР-подходом. До начала 70-х годов его реализация практически была невозможна как из-за большой вычислительной сложности, так и из-за либо отсутствия, либо недостаточной точности необходимых атомных параметров. Для современных компьютеров решение не-ЛТР задачи перестало быть большой проблемой, но по-прежнему остается сложным метод анализа, так как любая не-ЛТР задача – многопараметрическая и нелинейная. Поэтому хотя большинство спектроскопистов сознают важность учета отклонений от ЛТР при определении физических параметров звезд, но и до настоящего времени не-ЛТР-подход освоен лишь в нескольких астрофизических центрах в мире: в Германии, Франции, США, Италии, Японии, Украине, а в России - только в Казанском университете.
     В начале 70-х годов Н.А. Сахибуллин, первым в СССР, разработал методику не-ЛТР анализа звездных спектров и разработал программы не-ЛТР расчетов. Им были проанализированы спектральные линии MgII, CII, CIII и CIV у горячих звезд, впервые рассмотрено кинетическое равновесие иона CIII и объяснен механизм возникновения эмиссии в инфракрасных линиях этого иона. Под его руководством исследования были распространены на линии других атомов и ионов и на звезды в широком диапазоне параметров (с эффективными температурами от 5000 К до 55000 К). Изучен механизм возникновения эмиссии в линии NIV 4057 A у звезд спектрального класса О (Л.И. Машонкина), рассмотрена проблема избытка натрия у F-сверхгигантов (Н.А. Сахибуллин в сотрудничестве с учеными Крымской астрофизической обсерватории), исследован механизм сврхионизации и усиления линий FeI в спектре солнечной вспышки (Н.А. Сахибуллин и У. Баязитов).
     В 90-е годы акцент был сделан на изучении спектров холодных звезд с параметрами, близкими к солнечным. И в этой области казанская группа заняла лидирующее положение в мире: впервые разработаны методики анализа кинетического равновесия ионов SrII, NdII и EuII-III в атмосферах звезд, изучены механизмы отклонений от ЛТР у 12 атомов и ионов. Казанским астрофизикам принадлежит примерно треть оригинальных не-ЛТР исследований, выполненных в мире для звезд солнечного типа, а если среди этих звезд выделить звезды с дефицитом металлов, то вклад оказывается не меньше половины. Не-ЛТР расчеты применены для определения содержаний лития, магния, калия и других химических элементов у холодных звезд-карликов. Показано, что учет не-ЛТР эффектов позволяет повысить точность результатов и на более высоком уровне достоверности подтвердить обнаруженные ранее эволюционные закономерности в поведении содержаний этих элементов: существование у малометалличных звезд ([Fe/H] < -0.6) избытка магния по отношению к железу с [Mg/Fe] ≈ 0.4 dex , уменьшение отношения [K/Fe] с ростом металличности у звезд с [Fe/H] > -1.0. Эти данные послужат наблюдательными ограничениями для моделей химической эволюции Галактики. Впервые определены не-ЛТР содержания стронция и бария у выборки звезд спектрального класса А и показано, что у "нормальных" А-звезд диска и звезд гало, находящихся в голубой части горизонтальной ветви гигантов, значения [Sr/Fe] заключены в узком диапазоне ≈0.2dex, что подтверждает эволюционный статус последних, как звезд, не достигших стадии горения двойного слоевого источника, поскольку их атмосферы еще не обогатились тяжелыми элементами, синтезируемыми в s-процессах.
     Широкое признание российских и зарубежных ученых получили работы по определению содержаний бария и европия и отношений содержаний четных и нечетных изотопов бария у звезд различных населений Галактики (Mashonkina et al., Astronomy and Astrophysics: 1999, v.343, p.519; 2000, v.364, p.249; 2001, v.376, p.232; 2003, v.397, p.275). Барий и европий и разные изотопы бария синтезируются в различных пропорциях в двух типах процессов нейтронных захватов, в s- и r-процессах, связанных со звездами с существенно различными массами, а значит, имеющими различное время эволюции. Европий синтезируется, преимущественно, в r-процессе в Сверхновых II типа: для солнечного европия доля r-ядер составляет 94% (здесь и далее все данные о вкладах r- и s-процессов даются, согласно Arlandini C., et al. Astrophys. J. 1999, v.525, p.886). Барий производится как в r-процессе, так и в s-процессе, протекающем на стадии асимптотической ветви гигантов у звезд с начальными массами от 2 до 4 солнечных масс. Первые s-ядра бария появились в межзвездной среде примерно через 500 млн.лет после начала протогалактического коллапса, следовательно, у звезд, родившихся в более раннюю эпоху, наблюдаемое отношение содержаний европия и бария [Eu/Ba] должно соответствовать отношению выходов европия и бария в r-процессе, [Eu/Ba]r = 0.70. Для солнечного бария отношение вкладов s : r = 81 : 19. Из анализа отношений [Eu/Ba], а также отношений содержаний различных изотопов бария можно установить относительную роль s- и r-процессов в разные эпохи жизни Галактики и связать эти эпохи со шкалой времени. Для 78 звезд в диапазоне металличностей [Fe/H] от -2.23 до 0.25 впервые были определены не-ЛТР содержания бария и европия и отношения содержаний четных и нечетных изотопов бария с использованием спектров высокого разрешения, полученных по заявке одного из членов коллектива (Машонкина Л.И.) на спектрографе UVES 8-м телескопа VLT2 Европейской Южной обсерватории, и спектров, полученных нашими немецкими коллегами Клаусом Фурманном и Томасом Гереном на 2.2-м телескопе Обсерватории Калар-Альто (Испания). Благодаря достигнутой высокой точности определения содержаний (не хуже 0.1 dex), впервые обнаружено различное поведение отношений [Eu/Ba] и [Eu/Fe] с металличностью у звезд гало, толстого и тонкого дисков, что свидетельствует о различной химической истории этих типов галактического населения. Звезды гало имеют избыток европия относительно железа с отношением [Eu/Fe] между 0.40 и 0.67 и относительно бария с отношением [Eu/Ba] между 0.31 и 0.67. У звезд толстого диска впервые обнаружены значительные избытки Eu относительно железа и бария, уменьшающиеся с ростом [Fe/H]. Впервые обнаружено скачкообразное изменение отношений [Eu/Ba] на 0.25 dex и [Eu/Fe] на 0.15 dex при переходе от толстого к тонкому диску. Из этих результатов следует, что в эпоху формирования звездного населения гало и толстого диска r-процесс доминировал в синтезе тяжелых элементов, однако производство бария в s-процессе началось до начала формирования толстого диска, и за время активной фазы звездообразования в толстом диске доля s-процесса возросла от 30% до 50%; перед формированием тонкого диска была задержка в звездообразовании, и величины скачков в отношениях [Eu/Ba] и [Eu/Fe] служат наблюдательным ограничением на продолжительность этой промежуточной фазы в эволюции Галактики.. Если использовать модель химической эволюции Галактики, разработанную Траваглио и др. (Astrophys.J. 1999, v.521, p.691), то, по нашим данным, продолжительность эпохи формирования гало составляет около 1.5 млрд.лет, а временная шкала формирования толстого диска - это интервал между 1.1 млрд.лет и 1.6 млрд.лет от начала протогалактического коллапса. Исследования выполнялись в тесном сотрудничестве с коллегами из Института астрономии и астрофизики Мюнхенского университета, Томасом Гереном и Клаусом Фурманном. Согласно данным Astrophysics Data System (ADS, http://adsabs.harvard.edu), на эти работы ссылаются такие известные специалисты, как C.Sneden, D.Lambert, T.Beers, J.Cowan (все из США), B.Edvardsson (Швеция), B.Barbuy (Бразилия), R.Gallino (Италия); всего 27 ссылок в зарубежных журналах. Данные по отечественным журналам, к сожалению, отсутствуют.
     В 90-е годы круг изучаемых объектов был расширен: накопленный опыт моделирования атмосфер звезд и разработанные в Казани методы тонкого анализа звездных спектров были применены к звездам в двойных системах, где одна из компонент является далеко проэволюционировавшим объектом и взаимодействие компонент вызывает сложные физические процессы на их поверхности или даже приводит к образованию аккреционного диска вокруг одной из звезд.
     Реализована оригинальная методика моделирования атмосфер звезд, облучаемых рентгеновским и ультрафиолетовым излучением второй компоненты в двойной системе (Шиманский В.В. и Сахибуллин Н.А.). Благодаря полному учету источников непрозрачности, включению конвекции, применению не-ЛТР подхода при рассмотрении формирования спектральных линий, она не уступает лучшим в мире разработкам в этой области, а в некоторых отношениях и превосходит их. Разработана методика расчета синтетических спектров тесных двойных систем (ТДС). Впервые формирование линий NaI и CaII в атмосферах с рентгеновским облучением рассмотрено в отсутствие гипотезы ЛТР. Эти методики применены для изучения предкатаклизмических переменных звезд с целью определения их фундаментальных параметров. Наблюдательный материал получен на 6-м телескопе САО РАН (спектры звезд) и на Казанском 1.5-м телескопе RTT-1500 (фотометрические наблюдения). Успехи наблюдательной и теоретической астрофизики в последние десятилетия позволили подойти к пониманию того, что наиболее мощным источником энергии в космосе является аккреция вещества на компактные релятивистские объекты - белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. В процессе эволюции ТДС неизбежны этапы обмена веществом, приводящие к аккреции, и их изучение чрезвычайно важно для понимания физики и эволюции тесных двойных звезд. Сулеймановым В.Ф. разработана оригинальная методика моделирования атмосферы аккреционного диска вокруг звезды и расчета выходящего излучения, основанная на соединении теории дисковой аккреции с релятивистскими поправками и методов, применяемых в теории звездных атмосфер. Ее отличительной особенностью является полный и строгий учет источников непрозрачности, учет эффектов конечной толщины, ионизации и эффектов внешнего облучения. Методика применена для изучения катаклизмических переменных звезд, рентгеновских Новых и других систем с аккреционными дисками.
     Широкое признание российских и зарубежных ученых получили работы по сверхмягким рентгеновским источникам. Это тесные двойные системы с белым карликом и вторичной звездой, переполняющей свою полость Роша. Темп аккреции в таких системах настолько велик (~ 10-7 масс Солнца в год), что на поверхности белых карликов происходит термоядерное горение водорода в квазистационарном режиме и без значительного расширения оболочки. Эффективная температура оболочки белого карлика очень велика (100000 – 1000000 К), и сам он является источником мягкого рентгеновского излучения высокой светимости. Излучение такого белого карлика вычисляется с использованием модели атмосферы звезды. Модели атмосфер столь горячих белых карликов впервые в России были построены в Казани (А.Ибрагимов, В.Сулейманов и Н.Сахибуллин). Их отличительной особенностью является учет вклада большого числа спектральных линий в непрозрачность. Обширная сетка спектров излучения таких атмосфер была использована как для анализа архивных (спутник ROSAT) рентгеновских наблюдений сверхмягких источников (АЖ 2003, т.80, с.212, 223), так и для анализа вновь открытых рентгеновской обсерваторией Chandra источников такого типа в галактике М81 (ApJ 2002, v.574, p.382). Анализ наблюдений с привлечением теоретически рассчитанных спектров позволил определить эффективную температуру источников, их размеры и массы. При анализе оптического излучения сверхмягких источников выяснилось, что наблюдаемое высокое отношение оптической светимости к рентгеновской можно объяснить только переработкой мягкого рентгеновского излучения в оптическое при облучении геометрически толстого аккреционного диска, окружающего белый карлик. Однако детальное моделирование облучаемой атмосферы аккреционного диска показало, что эффективность переработки мягкого рентгеновского излучения в оптическое мала (~ 7 – 10 %). Поэтому для повышения эффективности переработки была предложена схема многократного переизлучения в системе газовых облаков над аккреционным диском вблизи его внешнего края. Прежде чем выйти из системы облаков, попавшее туда излучение горячего белого карлика многократно поглощается, перерабатывается и переизлучается оптически толстыми газовыми облаками. При каждом переизлучении небольшая доля мягкого рентгеновского излучения переходит в оптическое, но благодаря тому, что таких переизлучений много, результирующая эффективность переработки оказывается велика, около 30 –50 % (A&A 2003, v.401, p.1009). Согласно данным ADS, на эти работы сделано уже 13 ссылок в зарубежных журналах. Новые надежды казанских астрофизиков связаны с вводом в эксплуатацию 1.5-м телескопа RTT150. Уже первые наблюдения, выполненные в конце 1998 года, показали их очень хорошее качество, и телескоп был включен в выполнение международных наблюдательных программ.1.5-м оптический телескоп РТТ150 был изготовлен по заказу Казанского университета на АО ЛОМО (С-Петербург) в конце 90-х годов 20 века. Особенностью современных наземных телескопов является необходимость их установки в местах с наилучшими погодными условиями и необходимость оснащения их современным научным оборудованием для детального анализа света звезд, собранного зеркалами телескопа. В связи с указанными особенностями телескоп РТТ150 был установлен на территории Турецкой национальной обсерватории – в месте с одним из лучших в мире астроклиматом для континентальных зон, и в течение нескольких лет выполняются работы по оснащению телескопа современными светоприемниками и спектральной аппаратурой. Установка крупноформатной ПЗС-матрицы 2048 х 2048 элементов, охлаждаемой до -60 градусов Цельсия, позволила получать изображения столь слабых объектов на небесной сфере, свет от которых шел до нас из глубин Вселенной в течение нескольких миллиардов лет. Высокая фотометрическая точность, определяемая высокими качествами атмосферы, приемника света и оптики телескопа, позволили поставить и решать задачи о выявлении тонких эффектов отражения в тесных двойных звездных системах, деталей перетекания вещества с одной звезды на другую через быстровращающийся газовый диск, окружающий белый карлик или релятивистский компонент в системе. Такие фотометрическе наблюдения на телескопе РТТ150 значительно усилили эффекты достоверности численных расчетов, выполняемых в рамках развитой методики научной Школы. В 2003 были получены первые спектры высокого разрешения с помощью созданного коллективом Куде-эшелле спектрометра телескопа РТТ150. Указанный спектрометр размещен в специальном термостатированном помещении внутри здания телескопа и предназначен для детального исследования звездных атмосфер путем анализа интенсивностей и профилей спектральных линий. В настоящее время этот прибор является третьим прибором такого класса в России (первые два используются на 1-м телескопе САО РАН и 2-м телескопе Обсерватории пика Терскол на Северном Кавказе). Наличие в одной исследовательской группе соответствующих наблюдательных средств и теоретических разработок в области исследования звездных атмосфер, по-видимому, является в настоящее время в России лишь особенностью казанской группы. В настоящее время казанские астрономы участвуют в международной программе ИНТГЕРАЛ, проводя наземные наблюдения вспышечных в гамма-диапазоне объектов.

     Астрофизические исследования казанской группы получили признание научной общественности. В 1996 году Академий наук России Н. Сахибуллину была вручена премия имени Белопольского А. по астрофизике за цикл работ по не-ЛТР анализу спектров звезд. Позднее в в 1997 году Н. Сахибуллину и В. Шиманскому была вручена премия Международной Академической Издательской Комании (МАИК) за лучшие статьи, опубликованные в «Астрономическом Ждурнале». В 2003 году В. Шиманский был удостоен международной премии по физике имени Завойского Е.К за исследования облучаемых звездных атмосфер. Члены коллектива неоднократно приглашались на международные конференции с заказными докладами или для научной работы (США, Германия, Австрия, Швеция, Финляндия, Турция, Румыния, и др.).
     Члены коллектива в течение многих лет выигрывали научные гранты: РФФИ, Научно-техническая программа «Астрономия», Академии Наук Татарстана, НАТО и др.
     Исследования по физике звездных атмосфер ведутся в Казанском университете с середины 60-х годов под руководством признанного лидера Н.А. Сахибуллина. Им воспитаны 6 кандидатов и 1 доктор наук, и в настоящее время ученики Н.А. Сахибуллина составляют ядро научного коллектива школы. Методы моделирования атмосфер звезд, созданные руководителем, были развиты его учениками и распространены на широкий круг объектов: предкатаклизмических и катаклизмических переменных звезд, сверхмягких рентгеновских источников и др. Это позволило значительно расширить тематику исследований и, освоив методы определения физических параметров звезд, сделать следующий шаг в изучении актуальных астрофизических проблем, таких как эволюция звезд в двойных системах и химическая эволюция Галактики. С завершением строительства 1.5-м телескопа и началом наблюдений крепкая теоретическая база стала дополняться собственными наблюдениями, что, безусловно, даст импульс новым исследованиям.
     Коллектив постоянно пополняется молодыми членами, воспитанниками первых учеников руководителя школы. При подготовке специалиста высокой квалификации наиболее эффективна индивидуальная работа руководителя сначала со студентом, начиная со 2 – 3 курса, затем с аспирантом. Именно такой путь прошли Н.Н. Шиманская, с 1 курса занимавшаяся в кружке звездной спектроскопии под руководством Л.И. Машонкиной и защитившая в 2002 г. кандидатскую диссертацию; А.А. Ибрагимов – ученик В.Ф. Сулейманова; А.И. Галеев - ученик И.Ф. Бикмаева; Д.В. Иванова - ученица В.В. Шиманского. Ежегодно под руководством членов коллектива выполняются от 8 до 15 курсовых работ и от 2 до 6 дипломных работ. Студенты становятся соавторами научных статей, например, результаты дипломной работы В.В. Выгонца вошли в 2 статьи, опубликованные в журналах: «Astronomy and Astrophysics» (2001) и «Астрономический Журнал» 2002). Всегда высоко оцениваются доклады наших студентов на Всероссийской зимней астрономической школе в Коуровской обсерватории. Многие выпускники кафедры распределяются в Специальную Астрофизическую Обсерваторию РАН, где они успешно защищают кандидатские и докторские диссертации.

   Сахибуллин Наиль Абдуллович, доктор физико-математических наук, профессор, академик Академии наук Республики Татарстан.