Исследование подсистемы новых звезд в Галактике

• Автор: Бурлак, Марина Андреевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 98 с. : ил.

Глава 1. Фотометрическое изучение новых звезд
1.1 План работы и предварительные замечания относительно характера использованного в работе наблюдательного материала
1.2 Обработка визуальных наблюдений, построение кривых блеска
1.3 Определение фотометрических параметров
1.4 Определение абсолютной величины в максимуме
1.5 Выводы Главы
Глава 2. Определение поглощения света для галактических новых
2.1 Трудности определения поглощения и расстояния для новых
2.2 Карты межзвездного поглощения света
2.3 Методика определения расстояния и поглощения света
2.4 Результаты
2.5 Выводы Главы
Глава 3. Распределение новых звезд по высоте над плоскостью Галактики
3.1 Гипотеза о существовании двух типов населения: новых диска и
новых б&лджа
3.2 Построение распределения новых по г-координате
3.3 Обсуждение результатов
3.4 Выводы Главы
Заключение
Приложение
Список литературы

Звезду называют классической новой, если, во-первых, ее оптический блеск возрастает более, чем на 9т, менее, чем за несколько дней; во-вторых, значительные изменения яркости происходят на протяжении менее 1000 дней; в-третьих, ее спектральная эволюция проходит через характерные стадии; в-четвертых, ее спектр указывает на выброс вещества со скоростями в диапазоне от 100 км/с до 5000 км/с. Многие другие типы объектов обладают одним или несколькими из перечисленных свойств (например, карликовые новые, симбиотические новые, повторные новые, звезды типа Би Оп). Несмотря на некоторое сходство, причины вспышек всех этих звезд разные. Чтобы не путать классические новые звезды с другими объектами, добавляют и пятое требование. Звезда не должна иметь в прошлом других вспышек. В дальнейшем речь будет идти лишь о таких классических новых звездах.
Модель вспышки
В настоящее время модель вспышки повой представляется примерно следующей. Причиной вспышки новой служит термоядерный взрыв на поверхности аккрецирующего белого карлика (БК) в тесной двойной системе. Многообразие характеристик вспышек разных новых объясняется сочетанием основных параметров двойной системы, таких как масса БК, его светимость, темп перетекания массы и химический состав ак-крецированной оболочки (последний считается зависимым от трех первых [1]). Вторичным компонентом системы новой звезды выступает звезда позднего спектрального класса, которая заполнила свою полость Роша и теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа. Далее через аккреционный диск вещество выпадает на БК. На поверхности БК постепенно растет богатая водородом оболочка. Ее рост продолжается до тех пор, пока у ее основания не будет достигнуто критическое давление ~ 2х 101Я дин/см2 и не начнутся ядерные реакции. Если темп аккреции достаточно низкий, то накопленное вещество вырождается и создаются условия для термоядерного взрыва и вспышки новой, а если темп аккреции высок, то вещество не успевает остыть, остается невырожденным, и тогда вспышка новой невозможна, а возможно стационарное горение

вырожденном газе давление практически не зависит от температуры. Поэтому, когда начинаются ядерные реакции и повышается температура, то давление не растет и не происходит немедленного расширения, которое бы понизило температуру и энерговыделение. Вместо этого энерговыделение, чрезвычайно сильно зависящее от температуры, быстро растет и происходит ядерный взрыв. Если накопление и нагрев газа протекает на временах от 10 до 10е лет, то сам взрыв длится всего несколько десятых секунды и прекращается при достижении температуры Ферми [2]. Продолжительность подъема блеска к максимальному значению определяется временем конвекции и составляет от нескольких часов до нескольких дней.
СГЧО-цикл и /?+-распад
Энергия выделяется в реакциях СИО-цикла. Тяжелые ядра, поднятые во внешние слои из недр БК при перемешивании, захватывают протоны из аккроцировапного газа. В ходе СИО-реакций новые ядра, не создаются, однако, происходит перераспределение нуклонов между изотопами, и результаты этого процесса оказывают влияние на последующее развитие вспышки новой [3]. На начальных этапах вероятность захвата протона для СМО-ядер значительно меньше, чем вероятность /?+-распада, поэтому протекают все реакции цикла. Когда в слоевом источнике повышается температура, то вероятность захвата протона растет и при Т ~ 10® К вероятности становятся сравнимыми. В результате, происходит накопление ядер, нестабильных к /3+-распаду: 13Л^ иО, 1йО и 17П. При повышении температуры над слоевым источником образуется конвективная зона, которая перемешивает всю аккрецированную оболочку. Таким образом, не успевшие распасться нестабильные ядра выносятся наверх. В результате, к моменту вспышки новой самыми обильными из СМО-изотопов в оболочке окажутся ядра, нестабильные к /3+-распаду.
Эти ядра обладают способностью запасать энергию на некоторое время, достаточно длительное по сравнению е динамическим временем оболочки. Когда они все же распадаются, то обеспечивают источник энергии, ответственный за сброс оболочки. Расчеты показывают, что даже после начала расширения оболочки, когда температура и плотность падают, энерговыделение начинает уменьшаться только из-за сокращения числа нестабильных ядер, так как /?+-распад не зависит ни от темпера-

щения, заключается в измерении углового расширения оболочки. Оболочка типичной новой на расстоянии 2 кпк, расширяясь со скоростью 1000 км/с, сможет быть разрешена через 1-5 лет. Угловую скорость определяют по изображению остатка новой, а линейную - по профилям спектральных линий. В принципе, метод небулярных параллаксов должен давать точные расстояния. Но по некоторым причинам появляются неопределенности. Во-первых, возникают трудности с определением скорости расширения. Скорости, измеренные по профилям разных спектральных линий, существенно различаются. Надежнее получать изображения в тех же линиях, по которым измеряют линейную скорость. Однако обычно измерение скорости и углового расширения сильно разнесены по времени, производятся разными исследователями. Во-вторых, предполагается, что оболочка расширяется равномерно, без замедления, которое, в принципе, возможно из-за взаимодействия выброшенного вещества с окружающей средой. В-третьих, всегда встает вопрос, какой именно детали изображения оболочки приписать измеренную скорость расширения. Оболочки новых очень редко имеют форму сферы. Недавние исследование показали [38], что медленные новые выбрасывают оболочки, имеющие более четкую структуру с полярными шапками и экваториальными кольцами. Такие оболочки на снимках имеют форму эллипса и показывают самое большое отношение осей, до 1.5, и это только видимое отношение. Быстрые новые производят неоднородные, округлые оболочки с отдельными, случайно распределенными пятнами повышенной яркости. Несмотря на все неопределенности, оценки расстояний, полученные методом небулярных параллаксов, достаточно надежны, хотя за всю историю наблюдений новых количество звезд с обнаруженными оболочками составляет около тридцати. Все это близкие новые, расположенные обычно не дальше 2 кпк [26], [38].
2.2 Карты межзвездного поглощения света
Из всего вышесказанного следует, что для новых звезд не существует надежного способа определения поглощения или расстояния, применимого ко всем новым. А раз так, встает вопрос, нельзя ли оценить поглощение по картам распределения галактического межзвездного поглощения света. Попытки построить карты распределения межзвездного поглощения делались неоднократно. Но несмотря на постоянное увеличение коли-