Эволюция взаимодействующих двойных звезд малых и умеренных масс

• Автор: Юнгельсон, Лев Рафаилович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2011
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 330 с. : ил.

Посвящается Татьяне Ермаковой

Оглавление
1 Введение

2 Программа популяционного синтеза

2.1 Расчет эволюции тесных двойных звезд

2.2 Основные параметры программы популяционного синтеза 1Ей5

2.3 Выводы

3 Модели совокупности двойных звезд в диске Галактики

3.1 Основные эволюционные сценарии для тесных двойных звезд

малых и умеренных масс

3.2 Численные результаты
3.2.1 Тесные системы
3.2.2 Широкие системы
3.3 Выводы
4 Разделенные тесные двойные системы с белыми карликами
4.1 Введение
4.2 Реконструкция эволюции тесных двойных белых карликов
4.2.1 Второй обмен веществом: общая оболочка
4.2.2 Первая стадия обмена веществом

4.2.3 Альтернативная трактовка обмена веществом в двойных системах с компонентами сравнимой массы
4.2.4 Образование наблюдаемых систем
4.2.5 Выводы
4.3 Модель популяции разделенных тесных двойных карликов
4.3.1 Основные предположения
4.3.2 Примеры образования тесных двойных белых карликов
4.3.3 Остывание белых карликов
4.3.4 Современная популяция белых карликов в галактическом диске
4.3.5 Сравнение с наблюдениями
4.3.6 Сравнение с предшествующими исследованиями
4.4 Проект БРУ: поиск наблюдаемых предшественников СН 1а
4.5 Выводы
5 Взаимодействующие белые карлики — звезды АМ СУп
5.1 Введение
5.2 Формирование и эволюция звезд типа АМ СУп
5.2.1 Эволюция звезд АМ СУп
5.2.2 Модель популяции звезд типа АМ СУп
5.2.3 “Наблюдаемая” выборка звезд АМ СУп
5.2.4 Сопоставление с предшествующими исследованиями
5.3 Эволюция полуразделенных звезд с гелиевыми донорами малой массы
5.3.1 Метод расчета

Очевидно, что проблема общих оболочек — это трехмерная задача газодинамики с учетом процессов ядерного горения, но при современном состоянии вычислительной техники и численных методов ее решение все еще невозможно [81]. Поэтому для оценки изменения расстояния между компонентами используются приближенные формулы, основанные на сравнении энергии связи общей оболочки и орбитальной энергии двойной звезды:
Параметр асе описывает эффективность расходования орбитальной энергии системы на сброс общей оболочки. В программе 1В1Б используется уравнение, предложенное Тутуковьш и Юнгельсоном [82]:
где индексами 0 и / отмечены исходные и конечные значения масс звезд и расстояния между ними, ДМ — масса потерянной оболочки. Из уравнения
нию а/. Таким образом, если, например, предшественники какого-нибудь класса систем при асе—1 населяют определенную область значений Мо и а о, то с уменьшением асс эта область сдвигается к большим Мо и ао; в предельном случае может оказаться, что системы рассматриваемого класса с уменьшением асс вообще не образуются из-за отсутствия исходно достаточно широких систем с взаимодействующими компонентами. Возможна и обратная ситуация, когда при определенном значении асе компоненты ТДС всегда сливаются в общих оболочках. По этой причине асе является важнейшим параметром популяционного синтеза. Как правило, вплоть до настоящего времени в расчетах используется некоторое фиксированное значение асе, подбором которого удается наилучшим образом объяснить наблюдения. Разумеется, использование одного и того же значения асе для всех общих оболочек вне зависимости от эволюционной стадии донора и аккретора является вынужденным упрощением задачи.
Вопрос о формализме описания общих оболочек более детально рассмотрен в Гл. 4. Отметим только, что в других программах популяционного
РЬшс! — <Э;се-Е’огЬ-
(М2,о + М0)ДМ
М/,/М,

(2.19)
(2.19) следует, что уменьшение асе и увеличение ДМ приводят к уменыле-