WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 || 3 |

Цель работы Основной задачей представленной работы является моделирование наблюдаемого рентгеновского излучения компактных объектов в двойных системах, формирующегося в результате выброса с них вещества, с целью получения параметров излучающего вещества, параметров самих двойных систем, а также более глубокого понимания физических процессов, приводящих к формированию этого излучения.

В рамках общей задачи было выделено несколько подзадач:

а) построить модель стандартного рентгеновского излучения во время вспышек классических Новых, позволяющую определить параметры взрывов: массу и скорость выброшенного вещества, динамику выброса, а также параметры околозвездной среды;

б) построить профиль температуры вещества в струях системы SSи с помощью него определить отношение масс и геометрические размеры компаньонов системы SS433.

Научная новизна Все результаты, представленные к защите, являются новыми.

Впервые показано, что рентгеновскую вспышку системы CI Жирафа 1998 г. можно описать в рамках модели взрыва классической Новой.

Такая интерпретация вспышки, во-первых, объясняет необычные свойства рентгеновского излучения системы, которые не характерны для обычных рентгеновских транзиентных систем с нейтронными звездами и черными дырами, а, во-вторых, впервые дает возможность исследовать начальную фазу взрыва Новой и фазу ускорения выброшенной оболочки при помощи уникальных рентгеновских наблюдений системы CI Жирафа, начавшихся в первые часы после взрыва и достаточно равномерно и плотно покрывших вспышку. На сегодняшний день эта система является единственным представителем двойной системы с белым карликом и горячей звездой оптическим компаньоном В класса, в которой наблюдался взрыв классической Новой.

В работе впервые измерена скорость выброшенного вещества буквально в первые часы после начала взрыва Новой, она составила ~2700 км/с, а также получена динамика разлета вещества: первые 1,5 дня вещество двигалось с этой скоростью под действием внешней силы, которая компенсировала торможение в результате взаимодействия с внешней средой и поддерживала скорость примерно постоянной, потом разлет вещества начал замедляться. Впервые с помощью рентгеновского излучения удалось исследовать структуру оболочки, выброшенной в результате взрыва Новой. В рамках построенной модели было показано, что в выброшенном веществе сильные градиенты скорости должны отсутствовать.

При исследовании системы SS433 впервые удалось зарегистрировать орбитальные рентгеновские затмения на прецессионных фазах =0,33;0,66, когда струи и ось аккреционного диска лежат в картинной плоскости. Впервые также было показано, что размер области, осуществляющей орбитальные рентгеновские затмения, больше размера оптической звезды, который определяется ее радиусом полости Роша, из-за плотного звездного ветра. Несмотря на длительное, вот уже более 30 лет исследование системы, вопрос об отношении масс компаньонов до сих пор до конца не решен. Большой разброс получаемых оценок связан с трудностями интерпретации наблюдений оптического излучения, поскольку его источником является главным образом аккреционный диск. В представленной работе использовался оригинальный способ измерения q на основе исследования переменности рентгеновского излучения, связанного с затмениями внутренних областей струй оптическим компаньоном и аккреционным диском. Верхний предел на отношение масс компаньонов, полученный данным способом, составляет q <0,3...0,35.

Научная и практическая ценность работы Построенная в работе модель рентгеновской вспышки классических Новых была использована для объяснения необычных свойств рентгеновской вспышки системы CI Жирафа. С помощью сравнения наблюдаемых и теоретических зависимостей светимости и средней температуры излучения были получены такие важные параметры взрыва классических Новых как скорость, масса и динамика разлета выброшенного вещества. Таким образом, в работе показано, что вспышка системы CI Жирафа дает уникальную возможность для исследования самого труднонаблюдаемого начального этапа взрывов классических Новых и проверки теоретических моделей термоядерного горения вещества на поверхности белого карлика. Построенная модель также может быть использована для моделирования аналогичных вспышек Новых.

Исследование систематической переменности системы SS433 в стандартном рентгеновском диапазоне позволило установить, что радиус области, осуществляющей рентгеновские орбитальные затмения, отличается от радиуса полости Роша оптического компаньона. Этот факт следует учитывать при оценке радиуса оптической звезды по орбитальным рентгеновским затмениям. Получен верхний предел на отношение масс компаньонов системы с помощью независимого метода по рентгеновской переменности системы, который можно использовать для проверки оценок, получаемых на основе данных оптических наблюдений.

Апробация работы Результаты, полученные в диссертации, докладывались на семинарах ИКИ РАН, международных научных конференциях JENAM-2007 (Ереван, Армения, 2007), EUROWD08 (Барселона, Испания, 2008), Всероссийских конференциях «Астрофизика высоких энергий: сегодня и завтра» (Москва, 2007, 2008), международной школе NOVICOSMO 2009, Highlights in Astrophysics (Рабац, Хорватия, 2009), XIII международной конференции молодых ученых «Ломоносов» (Москва, 2006), XIII международной конференции молодых ученых (Киев, Украина, 2006), VI конференции молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования» (Москва, 2009).

Полный список трудов диссертанта включает 5 работ в реферируемых журналах и 3 в трудах конференций, из них 4 — по теме диссертации.

Структура диссертации Диссертация состоит из введения, двух частей по 6 и 4 главы, заключения и списка цитируемой литературы. Объем диссертации 119 страниц, в том числе 40 рисунков и 1 таблица. Список литературы содержит 106 ссылок.

Содержание работы Во Введении дается описание проблем, затронутых в диссертации, ставятся цели и обосновывается актуальность данной работы.

Первая часть диссертации посвящена исследованию стандартного рентгеновского излучения, формирующегося в первые часы после вспышки классической Новой.

В первой главе на основе наблюдений системы в широком диапазоне энергий приводятся аргументы, позволяющие предположить, что вспышка системы CI Жирафа 1998 г. может быть интерпретирована как классическая Новая. Во-первых, источником яркого (поток ~2 Краба в диапазоне энергий 3...20 кэВ) рентгеновского излучения является оптически тонкая тепловая плазма (Орр и др., 1998, Ревнивцев и др., 1999). В обычных транзиентных источниках с нейтронными звездами и черными дырами оптически тонкая плазма не наблюдается. Во-вторых, обсерваторией ASCA был зарегистрирован переход системы в сверхмягкое состояние на четвертый день после начала взрыва (Ишида и др., 2004) такое поведение очень типично для Новых. В-третьих, наблюдения системы через несколько десятков дней после взрыва в радиодиапазоне обнаружили разлетающуюся оболочку (Миодузевски, Рупен, 2004). В случае обычных ярких транзиентов с нейтронной звездой или черной дырой выброс оболочки был бы невозможен из-за сильного гравитационного притяжения компактного объекта.

Во второй главе приведено описание кода, который использовался для численного моделирования. При расчетах было сделано несколько допущений: сферическая симметрия задачи, пренебрежение гравитационным полем обеих звезд; считалось, что основным механизмом радиационных потерь вещества, нагреваемого ударной волной, является тормозное излучение плазмы. Скорость потерь энергии плазмы за счет излучения рассчитывалась по модели APEC (http://hea-www.harvard.edu/APEC/REF), в предположении, что ионизационное равновесие в разогретом веществе устанавливается мгновенно (сделанные оценки показывают, что такое предположение разумно).

В третьей главе представлены оценки параметров звездного ветра оптического компаньона (B[e]-звезда, предположительно гигант типа B4 III-V, Барсукова и др., 2006), который и формирует межзвездную среду, необходимую для генерации стандартного рентгеновского излучения. Для начала с помощью известных эфемерид системы было определено положение белого карлика относительно оптического компаньона в момент взрыва (рис. 1). Как видно на рисунке, звездный ветер относительно белого карлика распределен несимметрично, поэтому мы построили усредненный профиль плотности звездного ветра относительно белого карлика в предположении сферической симметрии.

В первом приближении его можно описать постоянной плотностью вблизи белого карлика, переходящей на некотором расстоянии r в c профиль звездного ветра с зависимостью ~r 2.

Разлет оболочки приводит к тому, что по веществу звездного ветра «бежит» внешняя ударная волна, а по оболочке внутрь, в зависимости от скорости оболочки для заданного отношения начальных давлений, распространяется либо ударная волна, либо сначала формируется волна разрежения, которая по мере разлета оболочки и падения давления в ней переходит в ударную волну. Схема ударных волн, которые возникают при взаимодействии выброшенного вещества с окружающей средой, показана на рис. 2.

Рис. 1. Положение звезд во время вспышки: отмеченная зигзагом область соответствует возможному положению белого карлика, черным кругом обозначен оптический компаньон.

Серыми кольцами показаны области с плотным звездным ветром, на внешней границе каждого кольца плотность ветра в 2 раза меньше, чем значение на внутренней границе. Стрелкой показано направление на наблюдателя.

Четвертая глава посвящена исследованию начальной стадии разлета оболочки. Сделаны оценки скорости выброшенного вещества в предположении, что средняя температура излучения несильно отличается от температуры вещества на ударной волне. Из теории известно, что температура вещества на ударной волне определяется ее скоростью как kT=2(-1)/(+1)2··m ·D2, где =5/3 — показатель p адиабаты, =0,61 — средний молекулярный вес газа, m — масса Р протона. Для наблюдаемого значения kT~10 кэВ получаем скорость ударной волны D~2900 км/с и скорость оболочки U~D/1,1~2700 км/с.

Рис. 2. Схема ударных волн, формируемых при разлете оболочки. U скорость движения контактного разрыва или оболочки, D скорость движения прямой ударной волны, — плотность, T — температура, v скорость вещества. Индексом "0" обозначены величины в невозмущенном звездном ветре, индексом "1" после прохождения ударной волны.

Получены значения плотности звездного ветра вблизи белого 3/2 карлика n (r

В пятой главе представлены результаты исследования поздних этапов разлета вещества. Получены оценки массы выброшенного вещества m ~10 7...10 6M. Сравнение результатов численных ej sun расчетов и наблюдений позволило прийти к выводу, что первые 1-1,дня после взрыва оболочка должна была двигаться под действием внешней силы, которая компенсировала ее торможение вследствие взаимодействия с внешней средой и поддерживала скорость разлета примерно постоянной. Неопределенности в оценке плотности звездного ветра вблизи белого карлика и во времени движения оболочки под действием внешней силы привели к тому, что несколько моделей с разными массами оболочки одинаково хорошо описывают наблюдаемую зависимость средней температуры от времени (рис. 3, слева). В качестве начальных условий в расчетах задавалась плотность звездного ветра вблизи белого карлика n, масса выброшенной оболочки m и 0 ej время толкания оболочки t:

модель 1 — n =5·109 см 3, m =2,85·10 7 M, t=1,5 дня;

0 ej sun модель 2 — n =5·109 см 3, m =10 6 M, t=1 день;

0 ej sun модель 3 — n =8,6·109 см 3, m =10 6 M, t=1,5 дня.

0 ej sun Рис. 3. График зависимости средней температуры (слева) и светимости (справа) от времени для моделей с различными начальными условиями: сплошная линия модель 1, пунктирная линия модель 2, штриховая линия модель 3. Описание моделей приведено в тексте. Точками показаны наблюдательные данные.

Зависимости светимости для моделей 1, 2, 3 показаны на рис. справа. Расхождение светимости в фазе роста непринципиально, так как имеется неопределенность в оценке плотности звездного ветра вблизи белого карлика из-за неопределенности в расстоянии до системы.

Расхождение в фазе спада скорее всего связано с особенностями реального распределения плотности звездного ветра, которые на данный момент не известны и их невозможно учесть в сферическисимметричном расчете. Например, можно ожидать, что распределение плотности звездного ветра вокруг B[e]-звезды несферическисимметрично и более похоже на диск. В таком случае разогретое вещество дисковой составляющей звездного ветра будет давать основной вклад в наблюдаемое рентгеновское излучение, и, если диск имеет постоянную толщину, тогда спад светимости будет происходить быстрее.

В шестой главе показано, что вещество оболочки, нагреваемое обратной ударной волной, не давало значительного вклада в наблюдаемое во время вспышки рентгеновское излучение системы CI Жирафа. Для этого было исследовано влияние температуры, профилей плотности и скорости в выброшенном веществе на наблюдаемую среднюю температуру излучения.

В рамках построенной модели было показано, что при гомологическом расширении выброшенного вещества (v~r) средняя температура излучения падает намного быстрее, чем следует из наблюдений (рис. 4). При отсутствии градиентов скорости в выброшенной оболочке температура вещества за обратной ударной волной на 0,5-0,7-й день после начала разлета вещества не превышает значения 0,1 кэВ (значение температуры, при которой в модели включается радиационное охлаждение).

Рис. 4. Зависимость средней температуры вещества за прямой ударной волной от времени при гомологическом расширении вещества в оболочке.

Сплошная линия масса вещества в оболочке, имеющего скорость разлета больше 2000 км/с, 210 5Msun, показатель степени в распределении плотности выброшенного вещества p=3, штрихо- вая — 10 6Msun, p=3, пунктирная линия 210 5Msun, p=15.

Вторая часть диссертации посвящена определению параметров системы SS433 с помощью исследования систематической переменности ее рентгеновского излучения.

В первой главе описываются наблюдаемые особенности излучения системы SS433 в стандартном рентгеновском диапазоне.

Pages:     | 1 || 3 |






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»