Заключительные стадии эволюции звезд

• Автор: Дородницын, Антон Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 102 с.

Оглавление
1 Введение

2 О влиянии потери массы на структуру и эволюцию звезд.

2.1 Наблюдательные проявления потери массы звездами

2.2 Особенности эволюции звезд, связанные с потерей массы .

2.2.1 Эволюционный сценарий для массивной звезды

2.2.2 Влияние потери массы на физические характеристики звезды

2.2.3 Дополнительные источники неопределенности в эволюционных расчетах

2.3 Описание истекающего вещества при произвольном т

2.3.1 Физические условия в истекающем веществе

2.3.2 Ограничения на /ссИ, связанные с постановкой граничных условий при т ->

2.3.3 Гидродинамика сферически-симметричного стацио-
нарного истечения, ветер, порождаемый давлением излучения
3 Моделирование истекающих оболочек
3.1 Основные уравнения
3.1.1 Особые точки
3.1.2 Граничные условия
3.2 Безразмерная форма уравнений
3.2.1 О передаче энергии и импульса от излучения к веществу
3.2.2 О максимальном М
3.3 Случай постоянного к и постоянной ионизации
3.3.1 Система уравнений
3.3.2 Безразмерные параметры
3.3.3 Условие прохождения через звуковую точку
3.3.4 Переход к размерным величинам

Оглавление
3.3.5 Анализ поведения решения на бесконечности
3.4 Решение задачи об истечении методом релаксации
4 Применение метода Галеркина для расчета устойчивости
4.1 Общий обзор по проблеме исследования устойчивости звезд
4.1.1 Соотношения между характерными временами в процессе эволюции
4.2 Критерий устойчивости для везды в ОТО
4.2.1 Метод малых возмущений
4.2.2 Энергетический метод
4.3 Применение метода Галеркина для расчета устойчивости .
4.3.1 Метод Галеркина в ПН-приближении
4.3.2 Использование эмденовских функций в качестве пробных функций в методе Галеркина
4.4 Вычисление приближенной пробной функции
4.5 Приближенные уравнения коллапса звезды в ОТО
4.5.1 Приближенное уравнение движения в ОТО
5 Заключение

Введение
Эволюция звезд с массами М > 15М© сопровождается потерей вещества темпами, достигающими 10~4 -г 1О_6М0/год. Интенсивная потеря массы может самым серьезным образом влиять на эволюцию звезды. Информацию об истечении из различных типов звезд получают из наблюдений эмиссионных линий, анализа профилей линий типа Р Судгп, инфракрасного излучения ветров сверхгигантов, радио-излучения и молекулярных эмиссионных линий [23]. Потеря массы, по всей видимости не является чем-то необычным в теченЩ жизни звезды. Однако, эволюционное значение она приобретает только на заключительных стадиях.
Влияние истечения на эволюцию и наблюдательные характеристики звезды может быть столь разносторонним, что теория эволюции с потерей массы находится в начальной фазе развития. Качественно, можно выделить несколько аспектов влияния потери массы на структуру звезды и на ее эволюционный путь. Ядерные реакции, идущие в недрах звезды, меняют химический состав ее внутренней части. Конвекция способствует тому, что в области конвективного перемешивания происходит проникновение продуктов ядерного синтеза из ядра во внешние области звезды.
Следует отметить, что многие, даже качественные выводы, относительно влияния потери массы на эволюцию звезды часто делаются только на основании численных расчетов. В основном, в таких эволюционных расчетах темп потери массы задается как внешний параметр, а не находится самосогласованно, в процессе расчета эволюции.
Потеря массы на стадии горения водорода приводит к тому, что время жизни такой звезды на главной последовательности ( ГП ) увеличивается по сравнению со временем жизни звезды с такими же характеристиками, но без истечения. Это происходит вследствии того, что светимость звезды на стадии водородного горения в ядре зависит от массы звезды,

34 Глава О влиянии потери массы на структуру и эволюцию звезд.
Э1п Р

(2.34)
где р - средняя атомная масса, или количество нуклонов на одну частицу. Для полностью ионизованной водородной плазмы /2 = 1/2. Если считать корону везде изотермичной, то возникает противоречие с граничными условиями. Для такой модели ветра V —^ оо при г Ч со (что является естественным, так как изотермичность означает эффективный подогрев
Ветер, состоящий из плазмы и излучения, описываемого диффузионным приближением
На определенном расстоянии от звезды истекакнций газ должен охлаждаться из-за расширения и потери энергии за счет излучения.
Для реалистичных расчетов разумеется требуется находить распределение температуры совместно с нахождением распределения скорости и плотности. В случае диффузии излучения необходимо добавить член F = —DVU = —(ci/3)V(aT4), где I = 1/кр. Таким образом, в уравнение энергии типа (2.31) нужно добавить член, опитывающий диффу-и 2х dT
зию энергии: Дй// = —4ят A*y/—, т.е. получить еще одно уравнение

- для градиента температуры. Для коронального ветра высокая теплопроводность электронов обеспечивает сглаживание градиентов температуры, так что изотермическая модель приближенно справедлива по крайней мере для определенной части ветра. Для электронов Л =
Для звезд, в формировании ветров которых существенную роль играет излучение, предположение о изотермичности, или адиабатичности совершенно не верно. Подставляя Д/, = Ьщ/ в уравнение движения (2.26), получим:
Таким образом, в случае, когда излучение подчиняется диффузионному приближению, его роль в динамике сводится к ускорению вещества за счет градиента — аТ4/3. В случае малой оптической толщи в уравнении движения останется некоторая "часть"от ЬЛ, отвечающая за анизотропное давление. Уравнение энергии в случае т> 1 запишется в виде [1]:
ветра).
8 • 10~7Т2,5эрг/(см.с.К,).
(2.35)
(2.36)