Двухфазные ветры в двойных системах

• Автор: Абрамова, Оксана Викторовна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 142 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Общая картина взаимодействия двухкомпонентных ветров
2 Формирование спектра излучения за фронтом ударной волны
2.1 Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами
2.1.1 Стационарные уравнения движения полностью ионизованного водорода с учётом электронной теплопроводности и обмена энергией между ионами
и электронами
2.1.2 Формирование спектра излучения
2.2 Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов РеХХУ и РеХХУ1 при столкновении быстрых околозвёздных потоков
2.2.1 Постановка задачи
2.2.2 Формирование спектра ионизующего излучения
2.2.3 Излучение в резонансных линиях ионов железа
2.2.4 Обсуждение результатов и приложение к объекту

3 Модель излучения VR140 в рентгеновском диапазоне
Оглавление Ш
3.1 Наблюдения WR140 в рентгеновском диапазоне и
столкновение звёздных ветров
3.2 Модель столкновения разреженных компонентов
3.2.1 Характерные времена задачи и сила Кориолиса
3.3 Рентгеновская кривая блеска при столкновении
разреженных компонентов
3.4 Столкновения облаков
3.4.1 Критерий высвечивания
3.4.2 Параметры облаков: масса и светимость одного облака, вероятность столкновения и частота соударения облаков
3.5 Кривая блеска в рентгеновском диапазоне
4 Сценарий образования пыли в УП—компоненте системы VR140
4.1 Данные наблюдений и основные представления
4.1.1 Состав пылинок из данных наблюдений
4.1.2 Физические условия в области образования пыли .
4.1.3 Размер и температура пылинок
4.1.4 Существующие представления об образовании пыли
4.2 Объяснение формирования ныли в модели столкновения
облаков
4.2.1 Верхняя оценка массы пыли
4.2.2 Состояние ионизации облаков
4.2.3 Рекомбинация углерода
4.2.4 Образование пыли и её “выживание” в поле излучения звезды
4.2.5 Стадия нагрева пыли
4.3 Дискуссия
Заключение
Список литературы

Введение
Общие сведения об объектах исследования
В настоящей работе на примере конкретной ¥11+0 двойной системы НО 193793 (VR140) рассматривается проблема взаимодействия двухфазных звёздных ветров, а также наблюдательные проявления этого взаимодействия. Здесь и далее мы называем двухфазным (или клочковатым) звёздный ветер, который состоит из разреженной и плотной фазы — облаков, то есть ветер, в котором присутствуют одновременно и плотные облака, и разреженная среда. В начале, чтобы иметь представление о рассматриваемых объектах, дадим краткую характеристику звёздам У11 и ¥Г1+0 двойным системам.
Звёзды Вольфа-Райе (¥В) [1], были открыты французскими учёными Ш. Вольфом и Ж. Райе в 1867 году. Это горячие звёзды очень высокой светимости, для которых характерны яркие и широкие спектральные линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия, азота, углерода и кислорода в разных стадиях ионизации. В спектрах этих звёзд одновременно присутствуют мощный сравнительно низкотемпературный непрерывный спектр и линии атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации. Эти особенности спектров звёзд Вольфа-Райе связаны с наличием горячего ядра и протяжённых атмосфер, которые расширяются со скоростями порядка 1000 км/с.
Звёзды типа Вольфа-Райе образуют две последовательности [2]: азотную ШИ, в которой сильны линии азота, и углеродную ¥С, в которой преобладают линии углерода и кислорода. У звёзд обеих последовательностей присутствуют в спектрах линии водорода и гелия,

Глава 2. Формирование спектра излучения за фронтом ударной волны
2.1 Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами
Влияние электронной теплопроводности на структуру ударной волны с учётом различия ионной и электронной температур впервые было изучено Шафрановым [78], в статье приведён только окончательный результат. Мы в своей работе сначала нашли аналитическое решение задачи, которой занимался Шафранов, а затем исследовали влияние электронной теплопроводности на структуру ударной волны с учётом различия электронной и ионной температур и высвечивания прозрачного газа путём тормозного излучения. Задача с высвечиванием более сложная, и построить аналитическое решение на всей области течения оказалось невозможным.
Процессы радиационного охлаждения играют важную роль в астрофизике, во многом определяя спектр излучения нагретого газа. Влияние теплопроводности на охлаждение растёт с увеличением скорости ударной волны. Поэтому здесь нас интересуют достаточно быстрые потоки газа, характерные, например, для вспышек сверхновых, ветров от О- и \г11-звёзд, ядер активных галактик.
Структура течения в рассматриваемой задаче определяется, главным образом, скоростью щ и плотностью щ невозмущённого газа. Для указанных выше приложений типичен диапазон
3000 км/с < но < 10000 км/с , 11 < ^по < 15, (2.1)
причём по выражается в см-3. В работе мы принимали во внимание высвечивание только путём тормозного излучения. Отсюда следует нижний предел но: при скоростях фронта меньших, чем 3000 км/с, заметный вклад в охлаждение может давать возбуждение ионов железа. Далее, мы пользовались нерелятивистским приближением для сечений всех элементарных процессов. Это приближение определяет ограничение скорости невозмущённого газа сверху: но < 10 000 км/с. Температура