Динамическая эволюция неиерархических кратных звезд

• Автор: Рубинов, Алексей Вадимович
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 196 с. : ил.

1 Численное моделирование динамической эволюции неиерархических кратных звезд

1.1 Метод цепочной регуляризации

1.2 Стабилизация тесных двойных систем

1.3 Уходы звезд из системы и слияния

1.4 Динамика неиерархических кратных систем с учетом звездного ветра,

динамического трения звезд о межзвездную среду, а также внешних гравитационных полей
1.5 Динамика неиерархических кратных звездных систем с учетом приливного взаимодействия между компонентами

1.6 Задание начальных условий

2 Результаты моделирования

2.1 Распределение по состояниям

2.2 Характеристики формирующихся двойных систем

2.3 Характеристики формирующихся устойчивых тройных систем
2.4 Характеристики уходящих звезд
2.5 Зависимость динамической эволюции от начального вириального коэффициента, наличия выделенного направления вращения и формы системы
2.5.1 Распределение по состояниям
2.5.2 Параметры двойных систем
2.5.3 Параметры тройных систем
2.5.4 Уходящие одиночные и двойные звезды
2.6 Влияние начального размера системы на ее динамическую эволюцию

2.7 Влияние продолжительности интегрирования на результаты динамической эволюции неиерархических кратных звезд
2.8 О возможности формирования устойчивых четверных систем в результате динамической эволюции неиерархических кратных звезд
3 Влияние дополнительных эффектов на динамику молодых кратных звезд
3.1 Динамическая зволюция неиерархических кратных звезд с учетом динамического трения и звездного ветра
3.2 Влияние внешних гравитационных полей на динамическую эволюцию неиерархнческих кратных систем
3.3 Влияние приливного взаимодействия компонентов на динамику неиерархических кратных звезд
4 Обсуждение полученных результатов
4.1 Сравнение с результатами работ других авторов
4.2 Сравнение результатов численного моделирования с наблюдениями
4.3 Заключение
4.3.1 Распределения по финальным состояниям и параметры неиерархических кратных звезд
4.3.2 Характеристики двойных звезд
4.3.3 Параметры устойчивых тройных звезд
4.3.4 Параметры уходящих звезд
4.3.5 Влияние дополнительных факторов на динамику систем
Литература

Исследование формирования и эволюции звездных систем является одной из важнейших проблем современной астрономии. В окрестности Солнца наблюдаются одиночные звезды, двойные, тройные системы, а также системы большей кратности. Как образовались такие системы, и почему звезды образуют группы с разным количеством объектов?
Известно, что звезды образуются в результате фрагментации ядер родительских облаков. Наблюдения областей звездообразования и молодых звезд типа Т Таип позволяют сделать вывод, что, по-видимому, большая часть звезд образуется в составе малых групп (см. например, работу [48] и ссылки в ней). Численные эксперименты показывают, что изотермический коллапс ядер молекулярных облаков может приводить к образованию двух и более фрагментов ([19], [41], [64]). К сожалению, численные эксперименты по фрагментации с высоким разрешением требуют очень больших затрат компьютерного времени. По этой причине в большинстве работ моделирование завершается в тот момент, когда образуются плотные конденсации, масса которых составляет несколько процентов массы ядра облака. Только немногие численные эксперименты с высоким разрешением проводились до состояния, когда в результате аккреции почти вся масса ядра сосредоточена в фрагментах ([22], [41]). Авторы показывают, что орбитальные параметры формирующихся в результате фрагментации неиерархических кратных систем непредсказуемы в силу очень сложного поведения фрагментов на стадии аккреции. Кроме того, число параметров, характеризующих начальное состояние ядра облака, довольно велико. Поэтому на сегодняшний день невозможно получить исчерпывающую информацию о кратных системах, формирующихся в результате фрагментации. Не установлена связь между глобальными характеристиками облака и глобальными характеристиками формирующихся в нем групп звезд. Тем не менее, численные эксперименты свидетельствуют, что характерные размеры таких систем составляют порядка 100 а.е.. Диапазон значений числа звезд N в системах, а также их орбитальных параметров довольно широк. После окончания стадии аккреции молодые звездные системы будут распадаться. В результате этого процесса могут образовываться двойные и устойчивые кратные системы.
Приведенная гипотеза образования двойных и тройных звезд, а также систем большей кратности, не является единственной. Возможно образование таких систем в результате уходов из скоплений. Также фрагментация облака может непосредственно приводить к образованию двойной или устойчивой кратной системы.

Таблица 5: Характеристики финальных двойных систем.
N массы a, d a,d е Єї 2
3 ЕМ 0.338 ±0.017 0.295 0.699 ±0.008 0.736 0.987 ±0.003 1.000
СМ 0.460 ±0.010 0.425 0.667 ±0.008 0.694 0.551 ±0.009 0.542
SM 0.461 ±0.019 0.382 0.680 ±0.008 0.737 0.569 ±0.009 0.574
6 ЕМ 0.493 ±0.131 0.058 0.692 ±0.015 0.756 0.929 ±0.011 1.000
СМ 0.493 ±0.198 0.127 0.672 ±0.014 0.713 0.605 ±0.014 0.614
SM 0.419 ±0.142 0.120 0.706 ±0.014 0.768 0.557 ±0.015 0.576
9 ЕМ 0.793 ±0.203 0.036 0.691 ±0.016 0.723 0.822 ±0.017 1.000
СМ 0.267 ±0.059 0.080 0.666 ±0.013 0.683 0.601 ±0.014 0.615
SM 0.233 ±0.042 0.071 0.663 ±0.013 0.680 0.548 ±0.015 0.547
12 ЕМ 0.576 ±0.247 0.029 0.704 ±0.016 0.748 0.756 ±0.020 1.000
СМ 0.236 ±0.070 0.062 0.657 ±0.014 0.693 0.611 ±0.014 0.620
SM 0.316 ±0.137 0.059 0.660 ±0.014 0.705 0.547 ±0.015 0.549
15 ЕМ 1.350 ±0.595 0.021 0.673 ±0.017 0.712 0.715 ±0.021 0.500
СМ 0.399 ±0.161 0.052 0.643 ±0.016 0.700 0.610 ±0.015 0.617
SM 0.171 ±0.062 0.045 0.679 ±0.014 0.741 0.540 ±0.015 0.538
18 ЕМ 0.353 ±0.268 0.021 0.660 ±0.029 0.756 0.649 ±0.037 0.500
СМ 0.335 ±0.221 0.043 0.601 ±0.023 0.607 0.582 ±0.025 0.563
SM 0.143 ±0.051 0.039 0.670 ±0.021 0.697 0.523 ±0.024 0.529