Численное моделирование фотометрической активности двойных систем на ранних стадиях их эволюции

• Автор: Демидова, Татьяна Валерьевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 105 с. : ил.

Содержание
1 Введение
1.1 Околозвездные диски и фотометрическая активность молодых
звезд
1.2 Циклы активности звезд типа XJX Ori
1.3 Модели молодых двойных систем
2 Методика расчетов
2.1 Газодинамические расчеты. Метод SPH
2.1.1 Основные принципы
2.1.2 Основные уравнения
2.1.3 Вычислительная схема
2.2 Модель газопылевого диска вокруг двойной системы
2.3 Редукция результатов расчетов. Выбор модельных параметров .
3 Модели молодых двойных систем
3.1 Основные сведения
3.2 Методика расчетов
3.3 Результаты расчетов
3.4 Обсуждение и заключение
4 Молодые двойные системы с маломассивными вторичными компаньонами
4.1 Постановка задачи
4.2 Методика расчетов
4.3 Результаты
4.4 Обсуждение и заключение
4.4.1 Фотометрический циклы СО Ori, BF Ori и V718 Per
5 Аккреционная активность молодых двойных систем с маломассивными вторичными компаньонами
5.1 Постановка задачи
5.2 Метод расчетов
5.3 Результаты
5.4 Обсуждение и заключение
6 Заключение

Список сокращений
WTTS - звезды типа Т Тельца со слабой эмиссией (weak line Т Tauri stars)
CTTS классические звезды типа Т Тельца (classical Т Tauri stars)
ИК - инфракрасная область спектра
SED - спектральное распределение энергии (spectral energy distribution)
СВ диск газопылевой диск, окружающий молодую двойную систему (circumbinary) метод SPH - метод расчета газодинамических течений (smoothed particle hydrodynamics)
1 Введение
Многие молодые звезды окружены околозвездными газопылевыми дисками, в которых рождаются планетные системы, аналогичные нашей Солнечной системе. Большое количество их изображений в разных ракурсах получено с помощью космического телескопа Хаб-бла (см. например, McCaughrean et al [30] и цитированную там литературу). Наблюдательные проявления околозвездных дисков весьма разнообразны (см. обзоры [47],[36],[17]). Диски являются источниками инфракрасных (ИК) избытков излучения молодых звезд, изучение которых позволяет исследовать свойства околозвездной материи. При рассеянии излучения звезд околозвездной пылью возникает собственная поляризация молодых звезд. Диски могут быть также источниками разнообразной по своим проявлениям активности молодых звезд, в том числе, переменности их блеска.
1.1 Околозвездные диски и фотометрическая активность молодых звезд
Фотометрическая активность является одним из признаков молодости звезд. Ее механизмы и наблюдательные проявления весьма разнообразны (см. например, обзор Петрова [66]). Многие молодые звезды, известны как неправильные переменные (Hoffmeister [25], Паренаго [65]). Этот тип переменности встречается как среди молодых звезд солнечного типа (звезды типа Т Тельца), так и среди звезд промежуточных масс (звезды АеВе Хербига). Хербст и др. [22] предложили классифицировать типы переменности молодых звезд следующим образом; к первому типу классификации относится переменность блеска молодых звезд, обусловленная вращением холодных магнитных пятен, подобных солнечным. Характерные периоды колебаний составляют примерно от двух суток до двух

lobs — I*e T + Is (24)
Вклад рассеянного света в наблюдаемое излучение молодых звезд обычно не превышает несколько процентов (исключением являются молодые звезды типа НН 30, прямое излучение которых сильно
ослаблено поглощением в околозвездных дисках, наблюдаемых с
ребра ). Поэтому ниже при изучении характера переменности главного компонента системы интенсивность рассеянного излучения в (24) принята равной нулю. Изменения блеска главного компонента выражены в звездных величинах: Ат = —2.5 • 1д 10ья, (величина /* принята за единицу). Отсюда следует, что Ат ~ т и так как т пропорционально Ма, то
Ат ~ Ма (25)
Это соотношение позволяет легко пересчитать кривые блеска, рассчитанные для одного значения Ма, на другие значения этого параметра.
Приведем еще одно полезное соотношение, позволяющее пересчитать кривые блеска, рассчитанные для периода 5 лет, на другое значение Р. Оно получается из следующих соображений: согласно приведенной выше формуле для массы пробной частицы величина т,} пропорциональна орбитальному периоду Р. С другой стороны, при вычислении т мы делим количество частиц в колонке n(t) на площадь ее сечения s. Последняя пропорциональна а2 Р4/3. С учетом этого получаем: Ат ~ т ~ Р-1/3.
3.3 Результаты расчетов
В таблице 1 приведены основные параметры газодинамических моделей молодых двойных систем, используемые для анализа бимодальных колебаний блеска, возникающих в таких системах. Во всех