Исследование влияния магнитного поля на аккрецию в тесных двойных системах

• Автор: Андронов, Иван Леонидович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1983
• Место защиты: Одесса
• Количество страниц: 289 c. : ил

ГЛАВА I. ЗВЕЗДЫ ТИНА АМ ГЕРКУЛЕСА : НАБЖОДЗНИй И ИНТЕРПРЕТАЦИЯ

§ І.І. Долговременные изменения АМ Геркулеса

§ 1.2. Орбитальные кривые блеска

§ 1.3. Быстрая переменность

§ 1.4. Спектральные наблюдения

§ 1.5. Поляризация излучения

§ 1.6.‘Излучение в рентгеновском и ультрафиолетовом

диапазонах

§ 1.7. Радиоизлучение

§ 1.8. Другие звезды типа АМ Геркулеса

§ 1.9. Определение телесного утла спутника, заполняющего

свою полость Роша
§ 1.10. Зависимость период-масса для -катаклизмических
переменных
§ І.II.Физические характеристики аккреционных колонн
§ I.12.Стандартная модель звезд типа АМ Геркулеса
ГЛАВА 2. ФОТОГРАФИЧЕСКИЕ НАБЛВДЕНШ
§ 2.1. Методика наблюдений АМ Геркулеса
§ 2.2. Изменение светимости АМ Геркулеса
§ 2.3. Индивидуальные кривые блеска АМ Геркулеса
§ 2.4. Изменение фотометрического периода АМ Геркулеса
§ 2.5. Корреляции между характеристиками индивидуальных
кривых блеска
§ 2.6. Фотометрическое исследование ш Лиры
§ 2.7. Фотометрическое исследование лэ Андромеды
§ 2.8. Фотометрическое исследование объекта Е 2003+225

ГЛАВА 3. ИЗЛУЧЕНИЕ АККРЕЦИОННЫХ КОЛОНН
§ 3.1. Циклотронное излучение
§ 3.2. Расчет оптической толщины и эффективной ширины
аккреционной колонны
§ 3.3. Спектральные и поляризационные свойства аккреционных колонн
§ 3.4. Интегральное излучение в линиях
§ 3.5. Профили эмиссионных линии, возникающих в аккреционной колонне
§ 3.6. Влияние наклона аккреционной колонны к поверхности компактной звезды на асимметрию орбитальных кривых
§ 3.7. Модель "полярной шапки" для источника мягкого
рентгеновского излучения
ГЛАВА 4. ПЕРЕНОС МАССЫ И МОМЕНТА ИМПУЛЬСА В СИНХРОННЫХ
МАГНИТНЫХ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
§ 4.1. Модель переходной зоны между полостями Роша компонентов
§ 4.2. Зависимость скорости аккреции от ориентации магнитного поля
§ 4.3. Зависимость Му от функции распределения
§ 4.4. Зависимость физических характеристик поляров от
орбитального периода и проверка самоеогласован-ности модели
§4.5. Вычисление моментов сил, связанных с аккрецией
§4.6. Зависимость момента сил от функции распределения
§4.7. Зависимость момента сил от ориентации диполя
§4.8. Колебания магнитной оси диполя вблизи положения
равновесия
§ 4.9. Оценка периода колебаний диполя в МТДС
§ 4.10.Дополнительный критерий самоеогласованности модели

§ 4.11. Учет влияния магнитостатического взаимодействия
§ 4.12. Наблюдательные проявления эффекта влияния магнитного поля
ГЛАВА 5. ДВИЖЕНИЕ ПЛАЗМЫ В АСИНХРОННЫХ МТДС И ИХ ЭВОЛЮЦИОННЫЙ СТАТУС
§ 5.1. Постановка задачи
. § 5.2. Уравнения движения
§ 5.3. Траектории движения пробных частиц
§ 5.4. Зависимость граничной скорости от отношения
масс и параметра асинхронности
§ 5.5. Учет кривизны силовых линий
§ 5.6. Аккреция при со = 0 и в->90°
§ 5.7. Зависимость времени движения плазмы от внутренней точки Лагранжа до замагниченной звезды в случае синхронизации
§ 5.8. Изменение орбитального периода
§ 5.9. Синхронизация орбитального и вращательного движений замагниченного белого карлика
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА
ПРИЛОЖЕНИЕ I. Характеристики двойных систем с заполняющим
свою полость Роша спутником
ПРИЛОЖЕНИЕ 2. Результаты фотографических наблюдений
ПРИЛОЖЕНИЕ 3. Характеристики излучения аккреционных колонн
ПРИЛОЖЕНИЕ 4. Характеристики процесса переноса массы и
момента импульса
ПРИЛОЖЕНИЕ 5. Характеристики движения плазмы
ПРИЛОЖЕНИЕ 6. Подпрограммы математического обеспечения
на языке ФОРТРАН-ГУ
струменталъные системы обозначены как V' и В'
Три звезды: г , г и х (рис.П2Л) были заподозрены в переменности. Их характеристики (звезда х заподозрена в перемен-
[ОСТИ А.В. Ющенко) приведены в таблице 2.1.
Таблица 2.1
л (1950) S (1950) ^V’> Су ' бВ'
Z 18h14m09S 49°5315 1208 0б7 0?18 020
г 18 14 13 49 55.9 13-14 1.31 0.23 0
X 18 15 33 50 03.0 12.89 1.48 0.13 0
Коордннаты определялись методом Тернера привязкой к звездам из Bonner Durchmusterung . Точность их определения составляет соответственно 2S и II"; <Гу/ и (зд, показьшают среднеквадратичное отклонение от среднего значения блеска (а не ошибку среднего) и, таким образом, характеризуют амплитуду. Сравнение дисперсий блеска звезд, заподозренных в переменности (таблица 2.1), и звезд сравнения (таблица П2Д) подтверждает реальность изменения блеска у этих звезд. Периодичность обнаружить не удалось.
Блеск звезд сравнения в системах В' и В хорошо согласуется; разности ( V’-v ) проявляют большой разброс ( G = cf?III), не коррелирующий с показателями цвета. Так, например, для звезд а и е цвета ( В-V ) [113] и ( V-R ) [158] отличаются всего на 0?0I-öT03, а разность звездных величин звезд а и е в инструментальной системе V’ значительно больше, чем в V (соответственно СВ34 и оТоз).
Сравнивая дисперсии, можно сделать вывод о том, что для по-

стоянных звезд средняя дисперсия составляет 6 = 0.090, и эту величину можно считать ошибкой определения блеска на микрофотометре МФ-2. Расчет ошибки, вносимой неоднородностью фона, дает
с? = оТов.
Для определения блеска, помимо измерений на микрофотометре