Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8 | Следующая страница реферата

1) вещество струи разделяется на три потока: первый формирует квазиэллиптический аккреционный диск вокруг звезды-аккретора; второй огибает аккретор вне диска; третья часть струи удаляется от обеих звезд, однако значительная доля вещества этого потока в дальнейшем меняет направление своего движения под действием силы Кориолиса и остается в системе;

2) взаимодействие струи и диска не является ударным.

Часть вещества струи сразу попадает в диск и в дальнейшем, теряя угловой момент под действием вязкости, участвует в процессе аккреции.
Полученные количественные оценки показывают, что в стационарном режиме течения доля аккрецируемого вещества составляет весьма значительную долю
(вплоть до 75%) от общего количества газа, вбрасываемого в систему звездой- донором.

Гипотеза "горячего пятна", образуемого, якобы, в месте предполагаемого удара истекающей из донора струи об аккреционный диск, была предложена ранее для объяснения сложной картины переменности катаклизмических звезд.
Вокруг звезд системы существует общая оболочка из разреженного газа и, как оказалось, взаимодействие газа со струей, вытекающего из окрестности Ц, отклоняет ее. Это приводит к безударному (касательному) контакту струи с наружным краем аккреционного диска и, как следствие, к отсутствию "горячего пятна". В то же время взаимодействие газа общей оболочки со струей приводит к образованию протяженной ударной волны переменной интенсивности, расположенной вдоль края струи. Область высвечивания горячего газа, нагретого ударной волной, лежит вне аккреционного диска, однако основное энерговыделение, вследствие изменения интенсивности ударной волны вдоль струи, происходит в достаточно ограниченной области (60% выделяется в прилегающей к диску части волны). Этот факт, а также приблизительно равные значения скорости энерговыделения и приводили к тому, что гипотеза
"горячего пятна" в общем достаточно хорошо удовлетворяла наблюдениям.

Для проверки истинности представленной модели были рассчитаны кривые блеска для катаклизмической двойной Z Хамелеона (Z Cha) и проведено их сравнение с наблюдениями. При построении теоретических кривых блеска использовалась фотометрическая модель, разработанная членом-корреспондентом
РАН A.M. Черепащуком и кандидатом физико-математических наук Т.С. Хрузиной.
Сравнение наблюдаемой и рассчитанной кривых блеска показывает хорошее согласие. На теоретической кривой можно увидеть практически все основные детали, характерные для наблюдаемой кривой блеска Z Cha. Подобные кривые блеска построены для различных типов катаклизмических двойных. Они показали, что, оставаясь в рамках рассматриваемой модели течения без
"горячего пятна", можно объяснить все многообразие наблюдаемых кривых блеска. Более того, в ряде случаев новая модель способна лучше объяснить наблюдения, чем модель с "горячим пятном".

Качественное подобие полученных решений для различных типов полуразделенных систем позволяет говорить об универсальности рассматриваемой модели. Однако все эти результаты получены для установившегося режима течения. Если сильно влияние внешних факторов, возможно возникновение и других особенностей, в частности, областей ударного взаимодействия диска с потоком газа в системе. Например, если диск сформировался еще до заполнения звездой-донором своей полости Роша, то в начале стадии интенсивного обмена массой возможно возникновение горячего пятна в месте соприкосновения струи вещества с наружным краем диска, которое должно исчезнуть после выхода течения на стационарный режим.
Интересно определить длительность жизни этого образования. Естественно принять за него время, требуемое для полной замены вещества диска. В случае типичных полуразделенных систем установлено, что для этого достаточно нескольких десятков орбитальных периодов. Следовательно, большую часть времени существования полуразделенных двойных систем картина течения вещества в них описывается представленной выше моделью.

2.3. Массообмен посредством звездного ветра

Наряду с исследованием перетекания газа через внутреннюю точку
Лагранжа, внимание астрофизиков все больше привлекает другой возможный механизм обмена веществом в ТДС - посредством звездного ветра. Важность подобных исследований определяется, в частности, тем, что к системам, где истекающая звезда не заполняет свою полость Роша и обмен веществом идет посредством звездного ветра, относятся очень интересные симбиотические и массивные рентгеновские звезды. Проведенные исследования показали, что общая картина течения вещества в подобных системах определяется, в первую очередь, параметрами звездного ветра. Из наблюдений известно, что различные классы объектов, принадлежащих к ТДС с компонентами, не заполняющими полость Роша, могут иметь значительно различающиеся режимы истечения вещества (так, например, в рентгеновских двойных скорости газа в 10-100 раз больше, чем в так называемых симбиотических звездах).

Основываясь на результатах двумерных газодинамических расчетов, попытаемся выяснить общие тенденции изменения картины течения в зависимости от параметров звездного ветра. Это может иметь и практическое значение для анализа наблюдений. В качестве свободного параметра при расчетах введем отношение W скорости ветра к орбитальной скорости аккретора, что позволит использовать полученные результаты при анализе других двойных систем.

Расчеты проведены при фиксированных параметрах двойной системы: масса первичного - истекающего - компонента [pic] и радиус [pic], что соответствует объемной степени заполнения полости Роша в 29.6%; масса вторичного компонента - компактного объекта - [pic], а радиус [pic].
Орбитальный период T = 725 дням, расстояние между центрами компонентов
[pic]. Данные параметры двойной системы являются типичными для симбиотических звезд. Учитывая, что скорость истекающего газа - определяющий параметр при формировании структуры течения вещества, полученные результаты могут быть с определенными оговорками перенесены и на другие системы.

Анализ полученных результатов показывает, что при больших скоростях ветра ([pic]>[pic], т.е. W>1) в двойных системах наблюдается коническая ударная волна, обусловленная прямым потоком вещества от звезды-донора.
Увеличение скорости ветра приводит к уменьшению раствора конуса и смещению его оси к линии, соединяющей центры звезд.

Уменьшение скорости ветра приводит к заметному усложнению картины течения, и, в частности, к формированию сложной структуры из ударных волн и тангенциальных разрывов. В подобных системах при уменьшении скорости ветра наряду с прямым потоком вещества от звезды-донора существенную роль начинает играть поток, обусловленный орбитальным движением звезды-аккретора в газе звездного ветра. Характерная особенность рассчитанной структуры при малых скоростях ветра (типичных для симбиотических звезд с [pic]< 30-50 км/с и значением параметра W< 1-1.5) - наличие двух отошедших ударных волн: одна находится перед аккретором на пути орбитального движения, другая - между компонентами системы (вместо конической ударной волны). В системах со слабым ветром вещество, падающее на компактный объект, движется по закручивающейся спирали, причем скорость его существенно превышает скорость вещества, не вовлеченного в процесс аккреции.

Во всех низкоскоростных (W < 1) вариантах наблюдалось формирование устойчивого аккреционного диска. Напротив, при высоких граничных значениях скорости (W > 1) диск образовывался квазипериодически, лишь в определенные моменты времени, причем при следующем возникновении диска направление движения газа в нем изменялось на противоположное. Оказалось также, что увеличение скорости ветра приводит к существенному уменьшению скорости аккреции, выраженной в долях от темпа истечения вещества от первичного компонента.

Решение задачи о газодинамике массопереноса во взаимодействующих двойных системах все еще далеко от завершения, поскольку многообразие протекающих в системе процессов и сложность их численного моделирования пока не позволяют разработать единую модель, детально описывающую все рассматриваемые системы. [3]

2.4. Эволюция одиночной звезды

Самое долгое время своей жизни звезда проводит на стадии, определяемой процессами термоядерного горения водорода в ее недрах. Время пребывания на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела очень сильно зависит от массы звезды: чем она массивнее, тем горячее ее центральные части, но тем скорее израсходуется водородное топливо в ядре звезды. Так, звезды с массой порядка солнечной находятся на главной последовательности несколько миллиардов лет. После того, как водород кончается в ядре, он начинает гореть в узком слое. При этом одиночная звезда становится очень больших размеров (100–1000 [pic]), переходя в класс красных сверхгигантов.
Звезды с массой меньше 0,8 [pic], вообще не успевают проэволюционировать от стадии главной последовательности за космологическое время (10–13 млрд. лет). [1]

Век массивных звезд сравнительно короток по космологическим меркам: звезда с массой больше 10[pic] на главной последовательности пребывает не дольше 10 млн. лет. После полного исчерпания водорода загорается накопившийся в недрах гелий, потом углерод и далее во все убыстряющемся темпе более тяжелые элементы.

При этом продукты горения каждой предыдущей реакции становятся топливом для последующей: водород ( гелий ( углерод (...( железо. В некоторый критический момент, когда в недрах звезды накопится достаточно тяжелых элементов, она теряет свою устойчивость и ее ядро коллапсирует под действием сил гравитации. В процессе коллапса высвобождается гигантская энергия (~1052 эрг) – происходит грандиозная вспышка сверхновой.

В среднем в нашей Галактике одна сверхновая вспыхивает примерно раз в несколько сотен лет. На месте сверхновой может остаться компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра. Массы нейтронных звезд не превосходят
3[pic], а их радиусы – около 10 км. Черные дыры могут иметь любые звездные массы.

Если начальная масса звезды меньше 10[pic], то эволюция протекает иначе. На стадии красного гиганта у нее формируется вырожденное гелиевое или углеродно-кислородное ядро, которое после сброса внешней оболочки (при этом образуется планетарная туманность) превращается в белый карлик – звезду, где гравитационным силам сжатия противостоит давление вырожденного электронного газа.

2.5. Особенности эволюции звезд в паре

Эволюцию двойных систем принято делить на два типа: эволюцию массивных систем, в которых хотя бы одна из компонент имеет массу (10[pic], и эволюцию систем малых и умеренных масс. У систем первого типа закономерным следствием эволюции является вспышка сверхновой звезды, у вторых – вспышка сверхновой возможна лишь при очень специфических условиях: когда на белый карлик, образовавшийся в ходе обычной эволюции одной из компонент,
«натекает» вещество со второй звезды. Белый карлик наращивает свою массу вплоть до того момента, когда уже вырожденный релятивистский электронный газ не в состоянии противостоять гравитационному сжатию. Этот фундаментальный предел массы (1,4[pic]) был открыт в 30-х годах нашего века
С. Чандрасекаром и носит его имя. [15]

Рассмотрим, как меняется орбита системы в процессе обмена веществом.
Во многих случаях обмен масс в двойной системе с большой точностью можно считать консервативным, то есть все вещество, истекающее с одной звезды, полностью перехватывается соседней и орбитальный момент системы не изменяется. Из условия сохранения момента следует, что при перетекании вещества с более массивной компоненты на менее массивную расстояние между звездами должно уменьшаться. В противном случае – когда вещество истекает с менее массивной компоненты – расстояние между ними должно увеличиваться.

По ряду причин вещество может не полностью перехватываться соседней компонентой и часть его покидает систему, унося угловой момент. Тогда процесс перетекания неконсервативен, угловой момент не сохраняется, В этом случае расчет эволюции усложняется. По общей теории относительности (ОТО) орбитальный момент импульса двойной системы должен всегда убывать, вне зависимости от того, происходит в системе перетекание вещества или нет.

Глава 3. Уникальный объект SS 433

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: конспект, реферат роль.



Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8 | Следующая страница реферата

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки