通过分析莱曼-α吸收光谱确定恒星风终端速度的新方法

《Advances in Space Research》：New possible way to determine stellar wind terminal velocity from analysis of Lyman-α absorption spectra

　　谢尔盖·D·科罗尔科夫|弗拉基斯拉夫·V·伊兹莫杰诺夫俄罗斯科学院空间研究所，普罗夫索尤兹纳亚街84/32号，莫斯科，117997，俄罗斯

摘要：恒星风与周围的星际介质相互作用，形成被称为星周包层的结构——天体圈。当星际介质部分电离时（如太阳的情况），这种相互作用会形成一种特殊结构，即所谓的氢墙。氢墙由次级星际原子构成，这些原子是在将恒星风与电离后的星际风分隔开的切向不连续面附近通过电荷交换过程产生的。与由原始、未受干扰的星际氢原子构成的初级成分相比，这种次级星际原子成分的速度更慢，温度也稍高。因此，可以通过观测邻近恒星的莱曼-α吸收光谱来探测氢墙。利用哈勃太空望远镜，人们已经观测到了日球层氢墙以及其他邻近恒星周围的类似结构。

在本文中，我们提出恒星风与部分电离的星际介质相互作用时的另一个特征可能通过观测邻近恒星的莱曼-α吸收光谱被检测到。这一特征即为所谓的中性恒星风，它是由超音速恒星风中的质子与那些由于平均自由程较长而能深入天体圈的星际原子之间的电荷交换作用形成的。我们通过对天体圈结构及其对应的合成莱曼-α吸收光谱进行参数化数值分析来实现这一点。具体方法是保持动态压力不变，同时改变恒星风的终端速度，从而确保各模型中天体圈的大小保持一致。通过使用二维动力学-流体动力学模型，我们证明对于那些速度低于太阳风（终端速度V0?200公里/秒）的恒星风，超音速区域的电荷交换效率会显著提高。在这样的天体圈中，中性恒星风会在莱曼-α光谱中产生明显且可观测的吸收特征。虽然对于类似太阳的风（V0≈400公里/秒）来说，这一特征可以忽略不计，但对于速度高达约200公里/秒的风而言，它则成为一种直接的光谱诊断手段。探测到这种中性风吸收为直接确定恒星风速度提供了一种新方法。

引言：超音速太阳风与部分电离的局部星际介质相互作用，形成了一个具有多个关键不连续面的区域：终止激波、日球层边界——即分隔太阳等离子体与星际等离子体的切向不连续面——以及可能的弓形激波（例如，Baranov等人，1970年；Izmodenov，2000年）。控制这一区域结构和动力学的一个基本过程是太阳风质子与星际中性氢原子之间的电荷交换（例如，Baranov和Malama，1993年）。这一过程导致了次级星际原子的产生——另一类中性氢，其整体速度较低，温度则高于原始的星际氢。在日球层边界附近，这类次级原子的数量密度会增加，从而形成所谓的氢墙。

关于日球层边界周围存在氢墙的理论最早由Baranov等人于1991年、Baranov和Malama于1993年提出。Linsky和Wood（1996年）在分析半人马座α星的莱曼-α吸收光谱时发现，与该星的其他星际谱线相比，该谱线存在红移现象，温度也更高。他们认为，解决氢莱曼-α谱线与其他谱线之间差异的最佳方法就是引入第二个吸收成分。从光谱拟合中得到的次级成分参数与Baranov和Malama在1993年、1995年所得到的次级氢成分参数相符。因此，日球层边界周围存在氢墙的现象已得到观测验证。Linsky和Wood（1996年）的这项开创性工作确立了莱曼-α吸收作为探测外日球层的独特遥感工具。后来，Wood和Linsky（1998年）报告称在其他恒星周围也观测到了类似的星体圈氢墙。这些以及后续对星体圈吸收特征的观测，为间接研究类似太阳的恒星风提供了一种革命性的方法（Wood等人，2002年）。需要指出的是，还存在其他间接诊断方法，例如Vidotto（2021年）所写的综合性综述。

这项技术的主要价值在于它能够限制恒星的质量损失率（☆M?☆），这是恒星演化中的一个关键参数。Wood及其合作者进行的一系列研究为一系列类似太阳的恒星得出了☆M?☆的值，发现质量损失与磁场活动有关，并且会随着恒星年龄的增长而减小（Wood等人，2002年；Wood等人，2005a年）。此外，Wood（2004年）提出了在大约6亿年年龄时存在“风的分界线”的概念，认为在这一时期，类似太阳的恒星的质量损失率会急剧上升，这意味着较年轻的太阳拥有更弱的恒星风。因此，即使在年轻时期，类似太阳的恒星也没有表现出明显更强的恒星风迹象（Wood等人，2014年）。相比之下，对演化后的恒星的研究，比如Wood等人最近对M型巨星的分析（2024年），表明这些恒星可以拥有更强但速度更慢的恒星风，其估计的☆M?☆值在14-86×10-11M⊙yr-1之间，风速为20-40公里/秒。

虽然早期的研究主要识别来自上风方向的氢墙的莱曼-α吸收，但Izmodenov等人（1999年）指出了来自内日球层鞘的吸收证据。Wood等人（2007c年）取得了重要进展，他们系统地分析了重建的恒星莱曼-α谱型，发现那些与上风方向夹角大于160度的视线方向存在显著的蓝移现象。这被解释为来自日球层鞘中中性粒子的宽吸收特征的迹象，因为在这样的区域，较长的路径长度使得此类吸收占主导地位。这一发现不仅为日球层鞘中的莱曼-α吸收提供了明确证据，还凸显了与氢墙的尖锐吸收特征相比，探测其宽泛光谱特征的难度。

对莱曼-α光谱的定量解释需要基于等离子体-中性粒子相互作用的自洽数值模型。Baranov和Malama在1993年、1995年的开创性工作建立了第一个自洽的动力学-流体动力学模型，该模型通过玻尔兹曼方程从动力学角度描述了星际氢的行为，以解释它们较大的平均自由路径。这个“Baranov-Malama”模型成为了解读日球层和天体圈数据的基础。之后，Wood及其合作者使用了这些模型以及其他模型（例如，Wood等人在2001年、2002年、2005a年、2014年使用的四流体模型；Izmodenov等人（2002年）改进的动力学模型）来匹配观测到的吸收现象，并推断出恒星风的特性。

在Wood及其合作者的早期研究中，天体圈吸收被用来确定恒星的质量损失率（☆M?☆）。然而，必须注意的是，这种吸收主要限制的不是质量损失率本身，而是恒星风的动态压力（☆P∝M?☆·V0），因为正是这种压力决定了天体圈的空间范围。相互作用区域的特征大小大致与恒星风的动态压力与星际介质压力之比的平方根成正比（见方程6以及Baranov等人，1970年；Baranov和Krasnobaev，1971年）。因此，更高的动态压力会导致更大的天体圈，进而增加中性粒子的积分柱密度，从而增强吸收特征。

在Wood的研究中，一个常见的假设是类似太阳的恒星风的终端速度（V0）可以近似为太阳的数值，约为400公里/秒。正如Wood等人（2002年）明确指出的，这一假设可能会在推导出的质量损失率中引入显著的系统不确定性。由于根本的限制参数是恒星风的动态压力，Wood得出结论，推断出的质量损失率必须与假设的恒星风速度成反比（☆M?☆∝V0-1）。例如，如果一颗恒星的实际风速是太阳值的一半，那么根据这一假设得出的☆M?☆值将是标准假设下所得值的两倍。

Wood的可缩放性假设本质上假定风速的变化只会影响吸收的总体强度，而不会改变光谱轮廓的形状或特定特征。然而，这一基本假设在很大程度上尚未得到验证，这就引发了关于光谱形态的重要问题：来自非太阳风速恒星的天体圈吸收光谱是否仅仅是日球层光谱的缩放版本，还是可能表现出本质不同的吸收特征？

在这项工作中，我们通过在二维轴对称动力学-流体动力学模型框架下进行参数研究来解决这个问题。我们系统地改变恒星风的终端速度（V0），同时保持动态压力（☆M?☆·V0=const）不变。这样可以确保天体圈的整体大小基本保持不变。

本文的结构如下。第2节中，我们介绍了控制方程、天体圈的动力学-流体动力学模型，以及参数研究所采用的边界条件和参数（2.1小节）。2.2小节概述了数值方法，详细说明了流体求解器与动力学求解器之间的耦合方式以及所使用的具体数值方案。第3节中，我们展示了并讨论了我们的主要研究成果：不同氢种群的数量分布、各种恒星风条件下天体圈的整体结构，以及分析合成莱曼-α吸收光谱所揭示的中性风特征。最后，第4节总结了我们研究的主要结论。A部分给出了问题的无量纲表述，并强调了当前工作在以往研究背景下的位置。

模型：本研究采用了一个二维轴对称的天体圈模型，该模型将星际介质视为由中性原子氢气体和准中性电子-质子等离子体组成的双组分混合物。等离子体由状态方程pp=2npkBTp描述（kB为玻尔兹曼常数），其动力学行为则由具有恒定热容的理想单原子气体的欧拉方程控制（γ=5/3）：
?ρp?t+div(ρpVp)=Q1，
?(ρpVp)?t+div(ρpVpVp+ppI?)=Q2。

结果与讨论：图2显示了以距恒星中心的距离（以天文单位计）为函数的氢原子数密度。图中展示了上风方向的分布情况以及表1中所列模型的分布情况。四个面板分别展示了四种不同原子种群的分布情况。这些种群是根据原子生成的位置来定义的（蒙特卡洛方法可以追踪每个模拟测试粒子的起源）。它们是根据Izmodenov（2000年）的方法进行分类的。

结论：在本文中，我们通过改变恒星的终端速度并保持恒星风动态压力（☆M?☆·V0=const）不变，对天体圈及其莱曼-α吸收光谱进行了参数研究（见表1）。选择动态压力是为了使恒星天体圈的大小与日球层大致相等。主要结果可总结如下：
•日球层中的H原子种群——中性恒星风（种群）的数量密度。

利益冲突声明：作者声明他们没有已知的、可能影响本文所述工作的竞争性财务利益或个人关系。

致谢：本研究得到了俄罗斯科学基金会编号为25-12-00240的资助，详情请访问https://rscf.ru/project/25-12-00240/。