Об эволюции маломассивных тесных двойных систем

• Автор: Дремова, Галина Николаевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Екатеринбург
• Количество страниц: 150 с. : ил

СОДЕРЖАНИЕ
Введение
1. Вычисление возрастов РГП систем
1.1 Метол изохрон
1.2 Метод треков
1.3 Сравнительный анализ методов
1.3.1 Тестовые каталоги
1.3.2 Влияние конвективного проникновения
1.3.3 Причины ошибок в определении возраста ТДС
1.3.4 Сравнение с результатами других авторов
1.3.5 Особенности моделей Maeder. Meynet и Claret, Gimenez
1.3.6 Сравнение с возрастами скоплений
2. Эволюционная связь разделенных и контактных ТДС
2.1 Зависимость Щ - А
2.2 Зависимость Sp-P
2.3 Зависимость AR - М
2.4 Зависимость ЛМм - №
2.5 Зависимость степень наполнения ВКП ~ Р
2.6 Диаграмма Каретникова
2.7 Зависимость P-q
2.8 Современные пространственные распределения ТДС
2.9 Начальные пространственные распределения ТДС
2.10 Современная и Начальна» Функции Масс РГП систем
3. Оценки шкал контактизации и слияния в ТДС
3.1 Учет потери ОУМ в ТДС
3.2 Построение шкалы перехода РГП—HKW
3.3 Построение шкалы перехода РГП-^KW
3.4 Построение шкалы перехода ~KW~>KW
3.5 Сравнение статистики РГП и ~KW, KW систем
3.6 Оценка шкалы слияния компонентов KW систем
3.6.1 Оценка шкалы слияния в модели одностороннего перетекания
3.6.2 Оценка шкалы слияния в модели контактной ДС на НГП
3.6.3 Сравнение шкал слияния в моделях Eggen, Iben и van’t Veer
3.6.4 Голубые бродяги как продукт слияния KW систем
Заключение
Литература
Приложение
Приложение
Приложение
ВВЕДЕНИЕ
История изучения звездных Двойных Систем (ДС) уходит в 17-ый век. Риччоли, Майер, Гудрайк были пионерами в области наблюдений двойных звезд. Первые систематические наблюдения и каталогизация двойных звезд по праву принадлежат Вильяму Гершелю [1], который своими работами по определению параллаксов, периодов обращения, изменения относительных положений доказал существование физически связанных между собой ДС.
Эра точных и планомерных измерений ДС началась с работ В. Я. Струве, который разработал методику наблюдений двойных звезд, включающую поиск ДС, определение их экваториальных координат, микрометрические измерения относительных расстояний и позиционных углов. Впервые в план систематических наблюдений Тесные Двойные Системы (ТДС) были включены В. Я. Струве в 1822 году в Дерпте (ныне Тарту, Эстония), а с 1839 года, после установления в Пулковской обсерватории нового рефрактора (на тог момент самого большого в мире) уже сын В. Я. Струве - Отто Струве включил в план наблюдения как ранее открытые ДС с заметными относительными движениями, так и более тесные ДС, которые не были замечены прежними наблюдателями [1].
По мере накопления наблюдательного материала возникла необходимость составления сводных каталогов двойных звезд. В 1906 году Бернем составил каталог, содержащий сведения о 14000 пар от северного полюса до -31° склонения. В 1932 году Айткен издал новый генеральный каталог ADS, включающий 17180 звезд в области неба от северного полюса до полярного расстояния 120°, удовлетворяющих критерию:
lgр < 2.8 — 0.2-т, (1)
где р - взаимное расстояние в секундах дуги, т - суммарная видимая величина звезд пары. В 1962 году число известных звездных пар на всем небе составляло ~ 40 000 [1]. По данным за 1986 год число открытых визуально-двойных звезд
Суммируя данные об анализе сравнений возрастов ТДС, полученных разными авторами, использующих различные методики определения возраста, можно сделать вывод, что для большинства систем получено хорошее согласие.
1.3.5 Особенности моделей Maeder, Meynet и Claret, Gimenez.
На Рис.7а приведены сетки треков для сравнения звездных моделей Maeder, Meynet [9] и Claret, Gimenez [10] - сплошные и пунктирные линии, соответственно.
Рис. 7а) Сравнение звездных моделей Maeder, Meynet [9] (сплошные линии) и Claret, Gimenez [10] (пунктирные линии)
Необходимо подчеркнуть, что используемые для оценок возраста звездные модели построены на разных таблицах непрозрачностей.
Так, например, модели [9] построены с применением Лос Аламоской библиотеки данных о непрозрачностях [30]. Эволюционные треки для массивных звезд с М>1 Мв рассчитаны до фазы загорания углерода; для промежуточных масс 2 треки вычислены до ранней асимптотической ветви гигантов; для
маломассивных звезд с их эволюция описана до воспламенения гелия.