Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом

  • автор:
  • специальность ВАК РФ: 01.03.02
  • научная степень: Кандидатская
  • год, место защиты: 1999, Москва
  • количество страниц: 142 с. : ил.
  • автореферат: нет
  • стоимость: 240,00 руб.
  • нашли дешевле: сделаем скидку
  • формат: PDF + TXT (текстовый слой)
pdftxt

действует скидка от количества
2 диссертации по 223 руб.
3, 4 диссертации по 216 руб.
5, 6 диссертаций по 204 руб.
7 и более диссертаций по 192 руб.
Титульный лист Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом
Оглавление Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом
Содержание Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом
Вы всегда можете написать нам и мы предоставим оригиналы страниц диссертации для ознакомления
Оглавление
Введение
1. Ве-звезда в паре с нейтронной звездой на рентгеновской стадии
1.1. Эффект “Розы Ветров”
1.2. Центробежный скачок светимости и смешанные состояния нейтронной звезды
1.3. Моделирование рентгеновских кривых блеска для конкретных двойных систем с Ве-звездой
1.3.1. А 0538-66: кандидат номер один для регистрации центробежного скачка рентгеновской светимости
1.3.2. X 0331+53: центробежный скачок рентгеновской светимости зарегистрирован?
1.3.3. 4И
1.3.4. 411 0115+634
1.3.5. ЕХО 2030+375
1.3.6. 411 1907+097: сверхгигант с диском как у Ве-звез-ды?
1.4. Эволюционный сценарий формирования рентгеновских транзиентов с Ве-звездой
1.5. Учет влияния синхронизации на эволюцию рентгеновских систем с Ве-звездой
1.6. Численные распределения рентгеновских пульсаров по орбитальным периодам и эксцентриситетам
1.7. Исследование оптической переменности X Персея — рентгеновской двойной с Ве-звездой
1.7.1. Постановка задачи
1.7.2. Наблюдения и методика обработки
1.7.3. Анализ переменности блеска
1.7.4. Природа оптических пульсаций X Персея
2. Ве-звезды и черные дыры
2.1. Расчет относительного числа черных дыр в паре с Ве-звездой по отношению к числу рентгеновских систем с Ве-звездой, “кривые наилучшего согласия”

2.2. Ожидаемые распределения Ве/ВН систем по орбитальным параметрам
2.3. Эволюционный трек, ведущий к образованию эксцентричной двойной системы с Ве-звездой и черной дырой
3. Нейтронная звезда на стадии эжекции в двойной системе с массивной В(е) звездой
3.1. Радиопульсары в паре с массивными В(е)-звездами
3.2. Возможная эволюция РЭИ, В1259-63 И РБК Л0045-7319
3.3. Поиск нетеплового радиоизлучения от двойных систем с оптическим и компактным компонентами на РАТАН
3.3.1. Тесные двойные системы с массивным оптическим компонентом и компактным объектом в нерентгеновской стадии
3.3.2. Наблюдения и обработка наблюдательного материала
3.3.3. Обсуждение результатов
4. Ве-звезды в паре с белыми карликами
4.1. Остывание белых карликов
4.2. Популяционный расчет распространенности и физических характеристик двойных Ве-звезд с белыми карликами
4.3. Возможное объяснение наблюдаемого дефицита систем типа Ве+\Т)
Заключение
Список таблиц
ЛИТЕРАТУРА

Введение
Ве-звезды представляют собой класс звезд, постоянно притягивающий внимание многих исследователей. Обычно Ве-звездами называют несверхгиганты спектрального класса В, которые имеют или когда-либо имели в своем спектре водородные эмиссионные линии серии Бальмера. Обычно это линии На и Нр, остальные существуют только в виде линий поглощения, вероятно, потому, что возбуждение водородных атомов на высокие уровни происходит лишь в более глубоких слоях звезды. Наличие эмиссии свидетельствует о существовании на звезде весьма больших областей светящихся газов, имеющих сравнительно небольшую или совсем малую оптическую толщину и не имеющих за собой “подложки” из плотных горячих газов, дающих интенсивный непрерывный спектр. Все Ве-звезды быстро вращаются, эмиссионная составляющая линии На располагается над широкой линией поглощения, указывающей на вращение звезды со скоростью до 500 км/с. Однако нередко встречаются звезды Ве с узкими линиями поглощения. Очевидно, такая звезда обращена к нам своим полюсом, так что все быстрые движения в плоскости экватора совершаются в картинной плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, что не проявляется в спектре. У Ве-звезд также наблюдается избыточное инфракрасное излучение, что особенно заметно в далеком ИК диапазоне. Этот избыток обычно связывают со свободно-свободным излучением горячей (Т> 104 К) околозвездной оболочки. Корреляция эмиссионных линий и ИК избытка рассматривается как доказательство того, что одна и та же область является ответственной за оба процесса.
Общепринятая модель Ве-звезды — быстровращающаяся звезда с околозвездным диском, имеющим сильную тенденцию к концентрации в экваториальной плоскости, при этом в полярных областях звезды действует обычный звездный ветер, ускоренный давлением излучения.
других рентгеновских двойных с Ве-звездой. Средняя продолжительность каждой вспышки в этой системе равна примерно одному месяцу, Соответствующая переменность в оптическом и ИК диапазонах еще более продолжительна (порядка полугода). Мендельсон и Мазех (1991) пришли к заключению, что рентгеновские вспышки наблюдаются, когда оптическая вспышка имеет место продолжительное время (~ 200 дней) с амплитудой порядка 1т. Полагают, что эпизодическая потеря масс с экватора Ве-звезды является механизмом включения для каждой рентгеновской вспышки. Унгер и др. (1998) заключили, что большие вариации в оптической светимости имеют свое происхождение в око-лозвездной оболочке Ве-звезды, а не в аккреционном диске вокруг компактоного компаньона. Они представили наблюдения, показывающие, что оптический компаньон является звездой спектрального типа 09е.
1.3.5. ЕХО 2030+375
Транзиентная рентгеновская двойная система ЕХО 2030+375 с Ве-звездой была открыта Пармаром и др. (1989), используя данные спутника ЕХОЯАТ. Период пульсаций этого источника равен 41.8 секунды (Пармар и др., 1989), его оптический двойник — звезда спектрального типа ВО Уе (Кое и др., 1988). Найденный орбитальный период этой двойной системы РогЪ « 46 дней. С февраля 1992 по август 1993 от ЕХО 2030+375 было зарегистрировано 13 последовательных вспышек с длительностью 7 — 19 дней, разделенных временными интервалами примерно равными орбитальному периоду системы (Уилсон и др., 1992; Билдстейн и др., 1997). Между вспышками источник не регистрировался, и мы можем интерпретировать это явление как возникновение центробежного барьера, препятствующего аккреции вещества на поверхность компактного объекта, т.е. как переход нейтронной звезды из режима аккретора в режим пропеллера в системе с е> есг (см.

Вы всегда можете написать нам и мы предоставим оригиналы страниц диссертации для ознакомления

Рекомендуемые диссертации данного раздела