WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 | 2 ||

Во второй главе была исследована разница между спектрами в разные прецессионные и орбитальные фазы. Показано, что звездный ветер вблизи оптического компаньона настолько плотный, что может ощутимо увеличивать размер затмевающей области по сравнению с радиусом оптической звезды. Появление сильного поглощения вблизи оптической звезды во время орбитального затмения на прецессионной фазе ~0 (когда диск максимально раскрыт к наблюдателю) продемонстрировано на рис. 5. В модели наилучшей аппроксимации значение колонки фотопоглощения на луче зрения равно N =(1,25±0,15)1023см 2, что существенно больше, чем значение H стандартного межзвездного поглощения в направлении на систему N =1022см 2.

H В третьей главе на основе модели адиабатического охлаждения плазмы, движущейся в коническом потоке с постоянным углом раствора, построен профиль температуры в струях: T/T =(1+ (l-l )/r ) 4/3, где T и 0 0 0 r температура вещества и радиус струи на расстояние l от 0 компактного объекта, =0,61° — угол раствора струи. Параметры модели были определены при помощи аппроксимации наблюдаемой зависимости максимальной видимой температуры струй от прецессионной фазы: l /a=0,06...0,09 (зависит от значения q), T =30±2 кэВ, r /a=(1...1,6)·10 2, где а~4·1012 см — расстояние между 0 компаньонами (рис. 6). Параметры приведены в системе отсчета струй, модель и наблюдения приведены в системе отсчета наблюдателя.

Рис. 5. Рентгеновский спектр системы SS 433 вне орбитального затмения (орбитальная фаза =0,114, крестики, сплошная линия модель наилучшей аппроксимации) и спектр внутренней области струй, полученный с помощью вычитания спектра, измеренного во время орбитального затмения (=0,021), из спектра, измеренного на орбитальной фазе =0,114 (крестики). Штриховой линией показаны модели наилучшей аппроксимации разностей спектров со значением колонки фотопоглощения на луче зрения NH=1,251023см 2, пунктирной — со стандартным значением N =1022 см 2.

H Рис. 6. Зависимость максимальной температуры излучающей плазмы от прецессионной фазы. Сплошной кривой показана модель адиабатического охлаждения плазмы, движущейся в коническом потоке с постоянным углом раствора. Штриховой линией представлена та же самая модель с учетом нутационного движения геометрически толстого аккреционного диска.

В четвертой главе впервые показано, что на прецессионных фазах ~0,33;0,66 (когда струи и ось диска лежат в картинной плоскости) наблюдаются орбитальные рентгеновские затмения. На рис. 7, слева приведена зависимость максимальной видимой температуры вещества в струях от орбитальной фазы (на прецессионную фазу при построении этого графика были наложены ограничения |-0,33|<0,07 и |-0,66| <0,07). Наблюдаемое отношение температур вне и во время орбитального затмения равно ~1,9±0,2. С помощью построенной модели профиля температуры вещества в струях были получены теоретические зависимости этого отношения температур от отношения масс компаньонов для случаев, когда размер оптической звезды равен радиусу полости Роша и когда превышает его на 10 и 20% (рис. 7, справа). Сравнение наблюдаемого отношения температур и результатов численных расчетов позволило получить верхний предел на отношение масс компаньонов: q<0,3...0,35 (в предположении, что размер затмевающей области не превышает 20% от радиуса полости Роша оптического компаньона).

Рис. 7. Слева: орбитальные рентгеновские затмения в системе SS433, наблюдаемые во время прецессионных фаз =0,33;0,66. Штриховыми линиями показаны модельные зависимости.

Справа: модельное отношение максимальной температуры плазмы в струях вне и во время орбитального затмения на прецессионных фазах =0,33;0,66 в зависимости от отношения масс компонентов q; сплошной линией показана зависимость для случая, когда размер звезды в точности равен размеру полости Роша R=R, пунктирными и штриховыми линиями — размер затмевающей Roche области на 10 и 20% больше размера полости Роша соответственно;

заштрихованный прямоугольник соответствует наблюдаемому диапазону отношений температур.

В Заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации.

Основные результаты, выносимые на защиту 1. В работе построена сферически-симметричная модель взаимодействия вещества, выбрасываемого во время вспышки классической Новой, с плотным звездным ветром оптического компонента, с помощью которой была описана яркая (поток в максимуме составил ~2 Краба в диапазоне энергий 3...20 кэВ) рентгеновская вспышка в двойной системе CI Жирафа 1998 года. Было показано, что средняя температура излучения вещества звездного ветра, прошедшего через ударную волну, отличается от температуры вещества непосредственно за фронтом ударной волны, поэтому для более точного определения параметров разлета оболочки классической Новой необходимы численные расчеты.

2. В рамках модели получены ограничения на параметры взрыва в системе CI Жирафа: выброшенное вещество уже на 0,1-0,5-й день разлета имело скорость ~2700 км/с и двигалось под действием внешней силы, например силы радиационного давления с поверхности белого карлика, с постоянной скоростью в течение первых ~1-1,5 дней, после этого движение оболочки начинало замедляться. На основе зависимости средней температуры оболочки от времени на поздних этапах разлета были получены оценки ее массы m ~10 7...10 6 M.

ej sun 3. В рамках построенной модели было также показано, что вылетевшая во время взрыва в системе CI Жирафа оболочка не имеет сильных градиентов скорости; в первые 0,7 дня после начала взрыва обратная ударная волна не способна нагреть вещество до температур выше ~0,1 кэВ, и следовательно, вклад вещества, нагретого обратной ударной волной, в наблюдаемое в диапазоне энергий 3...20 кэВ рентгеновское излучение мал.

4. С помощью большого массива наблюдений, полученного обсерваторией RXTE, проведены исследования систематической переменности рентгеновского излучения системы SS433, связанной с прецессионным и орбитальным движением компонентов этой двойной системы. Построена модель профиля температуры плазмы в струях (узких конических выбросах вещества, разлетающихся с субрелятивистскими скоростями порядка 0,26c, где с — скорость света).

5. Показано, что плотный звездный ветер оптического компаньона в системе SS433 может существенно увеличивать размер области, осуществляющей рентгеновские орбитальные затмения, по сравнению с радиусом полости Роша оптического компаньона.

6. Впервые удалось зарегистрировать орбитальные рентгеновские затмения на прецессионных фазах =0,33;0,66, когда струи и ось аккреционного диска лежат в картинной плоскости. Наблюдаемая глубина затмений и введенные ограничения на размер аккреционного диска позволяют получить ограничение на размер затмевающей области R/a>0,5, что в свою очередь дает ограничение на отношение масс компаньонов в системе SS433 q <0,3...0,35, в предположении, что радиус затмевающей области (звезда плюс ветер) не может превышать радиус полости Роша оптического компаньона больше чем на 20%.

Список публикаций по теме диссертации 1. Filippova E., Revnivtsev M., Fabrika S., Postnov K., Seifina E.

Diagnostics of SS 433 with the RXTE // Astronomy and Astrophysics.

2006. V. 460. P. 125.

2. Филиппова Е.В., Ревнивцев М.Г., Лутовинов А.А. Диагностика ранней стадии взрыва классической Новой при помощи ее рентгеновского излучения: модель рентгеновской вспышки CI Жирафа 1998 г. // Письма в Астрономический журнал. 2008. Т.

34. С. 883.

3. Filippova E., Revnivtsev M., Lutovinov A. Diagnostics of very early stages of the classical nova explosion by the modeling of its X-ray emission // Journal of Physics Conference Proceedings. 2009. N.

012045.

4. Филиппова Е.В., Ревнивцев М.Г., Лутовинов А.А. Влияние обратной ударной волны на параметры наблюдаемого рентгеновского излучения во время вспышки системы CI Жирафа 1998 г.// Письма в Астрономический журнал. 2009. Т. 35. С. 764.

Литература Антохина и др. (Antokhina E., Seifina E., Cherepashchuk A.) // Soviet Astronomy.

1992. V. 36. P. 143.

Барсукова и др. (Barsukova E., Borisov N., Burenkov V. et al.) // Astron. Rep. 2006.

V. 50. P. 664.

Боде и др. (Bode M., O'Brien T., Osborne J. et al.) // Astrophysical Journal. 2006.

V. 652. P. 629.

Гис и др. (Gies D., Huang W., McSwain M.) // Astrophysical Journal. 2002. V. 578.

P. 67.

Гласнер и др. (Glasner S., Livne E., Truran J.) // Astrophysical Journal. 2005. V. 625.

P. 347.

Гласнер и др. (Glasner S., Livne E., Truran J.) // Astrophysical Journal. 2007. V. 665.

P. 1321.

Ишида и др. (Ishida M., Morio K., Ueda Y.) // Astrophysical Journal. 2004. V. 601.

P. 1088.

Керсек и др. (Kercek A., Hillebrandt W., Truran J.) // Astronomy & Astrophysics. 1998.

V. 337. P. 379.

Керсек и др. (Kercek A., Hillebrandt W., Truran J.) // Astronomy & Astrophysics. 1999.

V. 345. P. 831.

Миодузевски, Рупен (Mioduzewski A., Rupen M.) // Astrophysical Journal. 2004.

V. 615. P. 432.

Орр и др. (Orr A., Parmar A., Orlandini M. et al.) // Astronomy & Astrophysics. 1998.

V. 340. P. 19.

Приальник, Коветц (Prialnik D., Kovetz A.) // AIP Conf. Proc. 2005. V. 797. P. 319.

Ревнивцев и др. (Revnivtsev M., Emelyanov A., Borozdin K.) // Astronomical Letters.

1999. V. 25. P. 294.

Спаркс (Sparks W.) // Astrophysical Journal. 1969. V. 156. P. 569.

Хилвиг и др. (Hillwig T., Gies D., Huang W. et al.) // Astrophysical Journal. 2004. V. 615.

P. 422.

Черепащук и др. (Cherepashchuk A., Sunyaev R., Fabrika S. et al.) // Astronomy and Astrophysics. 2005. V. 437. P. 561.

Шафтер (Shafter A.) // AIP Conf. Proc. 2002. V. 637. P. 462.

Шварц и др. (Schwarz G., Shore S., S. Starrfield, et al.) // Mon. Not. Royal Astron. Soc.

2001. V. 320. P. 103.

055/02/2 Ротапринт ИКИ РАН Москва, 117997, Профсоюзная, 84/Подписано к печати 16.11.Заказ 2191 Формат 70х 108/32 Тираж 100 0,9 уч.-изд.л.

Pages:     | 1 | 2 ||






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