МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ І НАУКИ УКРАЇНИ

ОДЕСЬКИЙ НАЦІОНАЛЬНИЙ УНІВЕРСИТЕТ

ім. І.І. МЕЧНИКОВА

Сіроткін Федір Валерійович

УДК 524.38; 524.3-52

Обмін масою у тісних подвійних зірках
на стадії утиснення до головної
послідовності

01.03.02 – астрофізика, радіоастрономія

АВТОРЕФЕРАТ

дисертації на здобуття наукового ступеня
кандидата фізико-математичних наук

Одеса - 2006

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету ім. І.І.Мечникова Міністерства освіти

і науки України.

Науковій керівник: доктор фізико-математичних наук, професор Каретніков Валентин Григорович, професор кафедри астрономії Одеського національного університету ім. І.І.Мечникова Міністерства освіти і науки України;

Офіційні опоненти: член-кореспондент Російської Академії наук доктор фізико-математичних наук, професор Маров Михайло Якович,

завідувач відділом НДІ “Інститут прикладної математики” ім. М.В. Келдиша РАН, Москва;

кандидат фізико-математичних наук Глазунова Людмила Володимирівна, старший науковий співробітник

НДІ “Інститут Фізики” Одеського національного університету ім. І.І. Мечникова МОН України.

Провідна установа: НДІ “Кримська астрофізична обсерваторія” МОН України.

Захист відбудеться 19 січня 2007 року о 14 годині на засіданні спеціалізованої вченої ради К41.051.04 в Одеському національному університеті ім. І.І. Мечникова за адресою: 65026, м. Одеса, вул. Дворянська, 2, ОНУ, Велика фізична аудиторія.

З дисертацією можна ознайомитись у науковій бібліотеці Одеського національного університету ім. І.І.Мечникова

(м. Одеса, вул. Преображенська, 24).

Автореферат розісланий “18” грудня 2006 р.

Вчений секретар

Спеціалізованої Вченої Ради

доктор фізико-математичних наук Андріївський С.М.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Сучасні уявлення про властивості зірок, а також спрямованості фізичних процесів на зірках утворились під впливом спостережного матеріалу, якість якого з кожним роком дедалі зростає, що відкриває нові подробиці життя різноманітних об’єктів навколишнього простору і, окремо, подвійних зірок.

Удосконалення спостережної бази дозволило поширити не тільки просторові, але і часові рамки, в яких подвійні зірки є доступними для нашого спостереження. Це, насамперед, стосується до найбільш ранніх етапів життя подвійних зірок.

Детальне вивчення молодих зірок віком 105 Ї 106 років на стадії утиснення до головної послідовності (далі preMS зірок ) Ї достатньо молода галузь науки, хоча дані про подвійність зірок цього віку існували і раніше. PreMS подвійні зірки виявлені в усіх найближчих ділянках зореутворення. Найбільш дослідженою з цієї точки зору є ділянка Телець Ї Візничий. В 1944 році були знайдені перші ознаки подвійності зірок в цій ділянці, через 20 років було відомо 14 пар в цій ділянці, а вже через 54 роки ця ділянка нараховувала 68 подвійних і 9 потрійних систем.

Спостереження preMs зірок свідчать про істотні відмінності їх статистичних властивостей від властивостей зірок головної послідовності. Так, наприклад, ступінь подвійності preMS зірок вдвічі перевищує ступінь подвійності MS зірок і зменшується з їх віком.

Суттєвою властивістю подвійної зірки є співвідношення мас її компонентів. Розподіл молодих подвійних зірок за співвідношенням мас їх компонентів вказує на те, що у більшості систем маси компонентів є близькими, а при розгляді більш старих подвійних зірок головної послідовності віком 109 Ї 1010 років максимум розподілу зміщується в бік малих співвідношень мас компонентів.

Тісно зв’язаними з питаннями еволюції preMS подвійних зірок є питання еволюції і походження зірок з газопиловими дисками, а також походження планетних систем. На користь цього взаємозв’язку свідчать численні спостережні факти. Наприклад, газопилові диски спостерігаються навколо молодих зірок, а час їх життя близький до часу, за який зірка сонячної маси досягає головної послідовності. Отже, газопилові диски існують у відносно короткому інтервалі часу, що збігається з інтервалом часу, у котрому подвійні зірки здобувають більшість своїх властивостей.

Якщо розглядати планетну систему як окремий випадок подвійної зірки, то загальний розподіл подвійних зірок і планетних систем за їх періодом, масою системи і іншими параметрами виглядає безперервним. Також безперервним виглядає загальний розподіл подвійних зірок, планетних систем і ядер молекулярних хмар за кутовим моментом. При цьому кутовий момент зменшується від ядер молекулярних хмар до подвійних зірок і надалі до планетних систем. Безперервність цих розподілів може свідчити на користь того, що існування систем, які будуть “перехідними” між подвійними зірками і поодинокими зірками з газопиловими дисками, є можливим.

Ми припускаємо, що деякі властивості подвійних зірок можуть суттєво змінюватися за невеликий відрізок часу, у порівнянні з загальною тривалістю життя типової зірки, з моменту завершення акреції компонентами загальної оболонки до головної послідовності нульового віку, а, можливо, і раніше. До таких властивостей ми відносимо розподіл подвійних зірок за розміром великої осі і за співвідношенням мас компонентів.

Одним з можливих механізмів утворення вказаних властивостей подвійних зірок на цьому еволюційному етапі ми вважаємо обмін масою. Наразі збереження повної маси системи, це єдиний процес, що забезпечує зміну співвідношення мас компонентів. Процеси обміну масою йдуть протягом всього часу життя подвійної зірки на головній послідовності, а також і на більш пізніх еволюційних етапах. Тому можливо припустити, що і на попередніх до головної послідовності еволюційних етапах може відбуватися обмін масою між компонентами подвійних зірок.

Кожній еволюційній стадії життя зірок відповідає характерна шкала часу. Такі процеси, як: колапс газопилової хмари, формування в центрі хмари гідростатично рівноважного ядра, акреція цим ядром оболонки, що залишилась і т.д. відбуваються в найбільш швидкій Ї динамічній шкалі часу. Тому цілком природно припустити, що процеси обміну масою також будуть відбуватися у цій шкалі часу.

Актуальність проблеми визначається дедалі зростаючим об’ємом спостережних даних, які свідчать на користь того, що головні властивості тісних подвійних зірок здобуваються ними на найбільш ранніх етапах їх формування, ще до виходу компонентів подвійних зірок на головну послідовність. Більшість існуючих еволюційних сценаріїв припускають, що найбільш суттєві зміни у параметрах подвійної зірки відбуваються вже на головній послідовності. Таким чином, новий спостережний матеріал вимагає доопрацювання існуючих еволюційних сценаріїв.

Удосконалення спостережної бази навело на відкриття великої кількості планет, а також подвійних зірок з гранично малими масами компонентів. Спостережні параметри цих об’єктів не завжди можна пояснити в рамках класичних гіпотез їх формування. Дедалі більше спостережного матеріалу вказує на тісний взаємозв’язок подвійних зірок і планетних систем. Наприклад, за останні часи часто обговорюється вплив високої ступені подвійності зірок на формування планетних систем, і, окремо, Сонячної системи.

Зв'язок з науковими програмами, планами та темами. Надані результати отримані в рамках досліджень до відповідно наукових планів НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету Міністерства освіти та науки України Ї держбюджетної теми “Будова активних компонентів зоряних систем” №363, а також у рамках програми № 25 президії Російської Академії Наук “Проблемы зарождения биосферы Земли и ее эволюции”.

Метою цієї роботи є отримання умов, за яких в тісних подвійних зірках, що знаходяться на стадії утиснення до головної послідовності, можлива наявність обміну масою, а також вивчення впливу обміну масою на еволюцію подвійних і поодиноких зірок.

Об’єкт дослідження: тісні подвійні системи, що утворені з компонентів, які знаходяться на еволюційній стадії, попередній до головної послідовності, а також системи, що є продуктом еволюції таких подвійних зірок.

Предмет дослідження: фізичні параметри, що характеризують внутрішню будову і еволюцію молодих тісних подвійних систем, а також систем з газопиловими дисками.

Методами дослідження є аналіз спостережного матеріалу і теоретичне моделювання з використанням розроблених у процесі підготовки дисертації алгоритмів і програм.

Наукова новизна отриманих результатів

В результаті обміну масою у динамічний шкалі часу на ранніх еволюційних стадіях можуть формуватися різні за своїми властивостями об’єкти: поодинокі зірки з диском і хмарами планетних мас, подвійні зірки з малим співвідношенням мас компонентів, оточені “circumbinary” диском, а також подвійні зірки з “circumprimary” диском.

На базі обчислень, зроблених для широкого діапазону співвідношення мас компонентів подвійної зірки та коефіцієнтів заповнення компонентами своїх порожнин Роша, показано, що подвійна система, яка утворена з повністю конвективних компонентів, зберігається у процесі обміну масою, якщо донором є менш масивний компонент. Якщо донором є більш масивний компонент, то подвійна зірка зливається, незалежно від властивостей менш масивного компонента.

Отримані умови, за яких можливо існування тісних подвійних систем з гранично малими кутовими моментами, характерними для планетних систем і систем з газопиловими дисками.

Результати обчислень вказують на те, що спостережуваний розподіл подвійних зірок за співвідношенням мас компонентів може бути наслідком обміну масою на дозірковій еволюційній стадії.

Показано, що деякі допланетні системи могли бути сформовані як результат злиття preMS подвійних зірок.

Запропонована гіпотеза формування допланетних систем може пояснити параметри орбіт планетЇ гігантів, а також асиметричність і нерівномірність розподілу речовини в допланетних дисках.

Практичне значення отриманих результатів. Отримані результати можуть бути застосовані у різних дослідженнях еволюції подвійних та поодиноких зірок. Наприклад, при пошуку початкової функції мас необхідно знайти початкове розподілення зірок за масою, користуючись спостережуваним розподілом. Враховуючи те, що більша частина зірок входить до складу подвійних (кратних) зірок, початкова функція мас, без урахування ймовірного обміну масою в тісних подвійних зірках до головної послідовності, може бути суттєво спотворена. Отримані залежності, що зв’язують маси компонентів до і після обміну масою, можуть бути використані для корегування початкової функції мас.

Також можливе використання результатів в різноманітних методах прямого моделювання популяцій об’єктів Ї методах популяційного синтезу. Наприклад, для популяційного синтезу тісних подвійних зірок.

Запропонована гіпотеза формування планетних систем дозволяє об’єднати різноманітні сценарії формування планетних та зіркових систем. Подальша праця в цьому напрямку дозволить пояснити багато спостережуваних фактів.

Застосована у цій роботі методика обчислювань може бути використана не тільки в подібних дослідженнях, але також і при розгляді інших задач. Наприклад, в таких задачах: взаємодія твердого керна з поверхнею; динаміка розльоту часток нагрітої сфери над холодною поверхнею; руйнування різного роду конструкцій; астероїдна небека; антиметеоритний захист космічних апаратів і т.д.

Апробація.

Результати праці доповідались на семінарах НДІ “Астрономічна обсерваторія” при Одеському національному університеті, НДІ “Институт прикладной математики” ім. М.В. Келдиша (м. Москва), а також на конференціях:

– ІІ Наукова конференція “Вибрані питання астрономії та астрофізики” пам'яті Б. Т. Бабія. Ї Львів, 1998.

– “9th Open Young Scientists Conference on Astronomy and Space Physics”. Ї Kyiv, 2002

– Interacting binary star. Ї Odessa, 2003

– Международный симпозиум “Астрономия Ї 2005: Состояние и перспективы развития”. Ї Москва, ГАИШ: МГУ, 2005.

– Iinternational Conference “Variable Stars – 2005”. Ї Odessa, 2005.

– Всеукраїнський з'їзд “Фізика в Україні”. Ї Одеса, 2005.

– “Тесные двойные звезды в современной астрофизике”. Ї Москва, ГАИШ: МГУ, 2006.

Публікації. Загальна кількість публікацій по темі дисертації:8 робіт, з них у фахових журналах 6 статей, у матеріалах конференцій 2 роботи.

Структура та об’єм дисертації

Дисертація складається з вступу, п’яти розділів, висновку та списку цитованої літератури (78 найменувань). Дисертація містить 6 таблиць, 53 малюнки та графіки, а також 90 сторінок машинописного тексту. Сумарний об’єм дисертації 132 сторінки.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У вступі зроблено стислий опис сучасного стану проблеми. Обґрунтовується актуальність роботи, формується мета дослідження. Висвітлюється наукова новизна та практична значимість дисертації. Приведені обсяг та структура дисертації.

У першому розділі розглянуті основні результати спостережень подвійних і поодиноких зірок. Надана інтерпретація цих спостережень. Вказані основні особливості розподілів ряду параметрів, що спостерігаються у подвійних і поодиноких зірок.

Розглядається проблема, пов’язана із спостережуваним розподілом різноманітних за своїми властивостями об’єктів за кутовим моментом: ядер молекулярних хмар, подвійних зірок, зірок з газопиловими дисками та планетних систем. Аналіз цих розподілів вказує на те, що найближчими за кутовими моментами до ядер молекулярних хмар, є подвійні зірки. Це дозволяє зробити припущення, що подвійні (кратні) зірки є найімовірнішим виходом зореутворення. Дуже важливим спостережуваним фактом є те, що діапазони кутових моментів планетних систем, систем з газопиловими дисками і подвійних систем перекриваються, а також те, що ядер молекулярних хмар з кутовими моментами, близькими за величиною до поодиноких зірок та планетних систем немає . Це дозволяє зробити припущення, що ці системи мають спільне походження, тобто частина систем з газопиловими дисками і планетних систем утворилась в результаті еволюції подвійних зірок.

На користь такого припущення свідчить відсутність зірок з великою піввіссю, яка задовольняє співвідношенню:

a/R<6(M/M)1/3 . (1)

Припущення, що зірки з піввіссю, що задовольняє співвідношенню (1), можуть зливатися, висувалось і раніше, але тепер це набуває нового сенсу тому, що це співвідношення можна вважати межею, за якою руйнується подвійна зірка і формуються нові за своїми властивостями об’єкти.

Ймовірність знайти контактну подвійну зірку в фіксованому діапазоні великої півосі, вочевидь, зростає для тих еволюційних стадій, де радіуси компонентів подвійної зірки найбільші. Окрім того, наявність контакту чи обміну масою не гарантує злиття подвійної зірки, тобто внутрішнє утворення компонентів подвійної зірки має бути таким, щоб ефекти, пов’язані з подвійністю, були максимальними.

Результати спостережень допланетних дисків вказують на те, що вони існують у діапазоні, що співпадає з діапазоном часу утиснення зірок до головної послідовності. Це завдає обмеження на вік об’єктів, котрі можуть формувати газопилові диски (чи навколо яких можуть формуватися диски).

Все наведене вище вказує на те, що серед подвійних зірок найімовірнішими кандидатами на роль “проміжних” серед подвійних зірок та поодиноких зірок з газопиловими дисками є preMS зірки. PreMS зірки найменш конденсовані до центра, тому в тісній подвійній зірці взаємний вплив компонентів, порівняно з випадком, коли компоненти є зірками головної послідовності, буде великим. Наприклад, preMS зірка сонячної маси буде мати біля лінії народження радіус 4.8 R, який дорівнює ефективному радіусу порожнини Роша наразі, якщо подвійна зірка має компоненти рівної маси та велику піввісь, яка дорівнює ~ 12.6 R, і, таким чином, буде задовольняти рівнянню (1). Тобто, рівняння (1) є умовою контакту компонентів подвійної зірки на момент закінчення акреції компонентами спільної оболонки.

Другий розділ присвячений результатам моделювання внутрішньої будови компонента тісної подвійної зірки. Вказані головні відмінності у внутрішній будові компонента тісної подвійної зірки і поодинокої зірки. Наведені формули, що апроксимують залежність основних параметрів які визначають внутрішню будову компонента, від коефіцієнта заповнення компонентом порожнини Роша та співвідношення мас компонентів, у широкому діапазоні їх значень. Показано, що застосування сферично симетричної моделі для опису компонента тісної подвійної системи може привести до суттєвих похибок у визначенні деяких параметрів компонентів подвійних зірок.

Наводяться отримані параметри, при яких ефекти пов’язані з взаємним впливом компонентів, є максимальними.

У третьому розділі розглянутий метод гладких часток (SPH smoothed particle hydrodynamics method), що застосовується для трьохвимірного гідродинамічного моделювання обміну масою в подвійних зірках. Метод SPH є обчислювальним методом, в якому опис фізичних явищ виконується зі застосуванням часток, що взаємодіють і зіставляються з фізичними об’єктами. При цьому кожна з цих часток має набір властивостей, таких як: маса, імпульс і т.д. Стан системи обумовлюється властивостями кінцевого за чисельністю ансамблю часток, а еволюція системи обумовлюється законами взаємодії цих часток. Особливістю, що робить моделі з використанням метода часток привабливим з обчислювальної точки зору, є те, що деякі властивості часток є незмінними у часі.

Наведена методика виконання обчислювань з використанням цього метода. Обґрунтовується вибір параметрів моделі. Наведені обчислювальні експерименти, що дозволяють у найкращий спосіб підібрати параметри моделі, а також оцінити точність обчислювань.

У четвертому розділі наведені результати дослідження обміну масою методами аналізу та трьохвимірного гідродинамічного моделювання. Надані результати, що вказують на направленість фізичних процесів в тісних подвійних системах на стадії утиснення до головної послідовності.

В якості параметрів подвійної системи, що змінюються, були обрані співвідношення мас компонентів і ступені заповнення ними своїх порожнин Роша. Для всіх моделей відстань між центрами мас компонентів була обрана рівною 12R, а ступені заповнення компонентами своїх порожнин Роша приймали значення 0.95 і 0.995. Всього було побудовано 46 моделей.

Отримана сітка моделей дозволила зв’язати властивості подвійної системи до і після обміну масою. Наслідок обміну масою визначається початковим співвідношенням мас компонентів та початковим ступенем заповнення компонентами своїх порожнин Роша. Результати моделювання дозволяють виділити декілька основних напрямків розвитку процесу:

1. моделі, в яких відбувається злиття подвійної зірки;

2. моделі, в яких відбувається обмін масою;

a) моделі з диском та протяжним рукавом;

b) моделі з диском без руйнування донора;

c) моделі без диска.

До моделей першої групи належать всі моделі, у яких донор є більш масивним компонентом. Для моделей цієї групи подвійна система зливається незалежно від властивостей акретора. Внаслідок втрати донором частини речовини через зовнішню точку Лагранжа може формуватися рукав, що має вигляд спіралі. Подальша фрагментація рукава призводить до формування декількох (кількість та маси хмар залежать від початкових параметрів системи) хмар з масами котрі, дорівнюють декільком масам Юпітера.

До моделей групи 2а належать моделі для яких початкова приведена маса донора належить до інтервалу . Для моделей характерна велика маса рукава, що формується в результаті обміну масою, як наслідок утворюються хмари великих мас. Серед хмар виділяється одна наймасивніша хмара, що має масу декілька мас Юпітера. Суттєва частина речовини донора формує навколо акретора масивний акреційний диск. Приведена маса диска зменшується, а маса рукава зростає при зменшенні початкової маси донора. Орбіти хмар, сформованих в результаті поділення рукава, мають великі ексцентриситети і занурюються у речовину диска в момент проходження ними періастру, або повністю занурені у речовину диска. Таким чином, формується подвійна зірка з малим співвідношенням мас компонентів оточена диском (“circumbinary” диском).

До моделей групи 2б належать моделі, для яких початкова приведена маса донора лежить в інтервалі . Для моделей цієї групи більша частина речовини донора формує диск, або залишає систему через зовнішню точку Лагранжа. На відміну від попередньої групи моделей, темп збільшення порожнини Роша донора за рахунок збільшення великої півосі в процесі обміну масою значно більше, тому донор “встигає” зменшити свої розміри до розмірів порожнини Роша і не руйнується остаточно. Маса донора на момент закінчення обміну масою для цієї групи моделей становить 0.1Ї 0.2 M. Результатом обміну масою для цієї групи моделей є подвійна зірка з “circumprimary” диском.

Радіус донора моделей групи 2с швидко стає значно меншим радіуса його порожнини Роша, і обмін масою припиняється. В моделях цієї групи всю речовину, що втрачена донором, захоплює акретор. Акреційний диск не утворюється. До цієї групи належать моделі з приведеною масою донора .

Наведені залежності, отримані на підставі виконаних обчислювань, що зв’язують деякі параметри подвійної зірки до і після обміну масою. Наприклад, отримана залежність (дивись мал. 2) маси донора на момент закінчення обміну масою від маси донора на початку обміну масою дозволяє використовувати отримані результати для задач популяційного синтезу. Залежність маси диска від маси донора може бути використана для задач моделювання формування допланетної системи.

Зроблені оцінки впливу обміну масою на дозірковій стадії на спостережувані особливості подвійних зірок.

Результати чисельного моделювання процесів, що розглядаються, залежать від початкових параметрів системи, а також точності математичної моделі, якою вона описується. При розгляді обміну масою в подвійній зірці з конкретними параметрами доцільно виконувати точні обчислювання. Результати даної роботи є, насамперед, важливими з точки зору розгляду можливих сценаріїв еволюції подвійних зірок. Отримані результати вказують на те, що подвійні зірки можуть продукувати різні за властивостями системи. Підвищення точності обчислювань та вдосконалення математичної моделі в кожному окремому випадку дозволить отримати більш детальні результати. Окремо для планетних систем це зроблено в п’ятому розділі цієї праці.

У п’ятому розділі надані результати моделювання допланетної системи, що формується як результат злиття подвійної зірки на прикладі однієї системи. Параметри обраної для моделювання подвійної зірки отримані на підставі обчислювань, виконаних у четвертому розділі.

Приводяться отримані параметри газового диска, центральної зірки та хмар, що утворились як результат такого процесу. Приведені різноманітні розподіли параметрів моделі. Наведені результати порівняння спостережуваних параметрів допланетних систем і результати обчислювань.

У висновках узагальнені результати праці.

Висновки

Основним підсумком роботи є висновок, що внаслідок обміну масою в тісних подвійних зірках у динамічний шкалі часу на ранніх еволюційних стадіях можуть формуватися різні за своїми властивостями об’єкти: поодинокі зірки з диском та хмарами планетних мас, подвійні зірки з малим співвідношенням мас компонентів, оточені “circumbinary” диском, а також подвійні зірки з “circumprimary” диском. Таким чином, обмін масою в подвійних зірках на ранніх еволюційних стадіях дозволяє зв’язати еволюцію цих різних за властивостями об’єктів.

Можливим розв’язанням проблеми кутових моментів поодиноких зірок і планетних систем може бути припущення, що ці системи раніше були подвійними зірками, котрі злились у результаті втрати кутового моменту. Частина планетних систем могла сформуватися минаючи послідовно наступні стадії: ядро молекулярної хмари поділ ядра формування подвійної зірки

втрата частини кутового моменту злиття подвійної зірки поодинока зірка з газопиловим диском втрата кутового моменту планетна система.

Еволюція подвійних та поодиноких зірок тісно зв’язана, однак зручно виділити результати роботи, які важливі у кожному випадку.

При розгляді еволюції подвійних зірок найбільш істотні наступні результати роботи:

– в тісних подвійних зірках, що побудовані з маломасивних preMS компонентів, можливий обмін масою;

– подвійні зірки з питомими кутовими моментами ~51018 см2/с можуть існувати;

– рreMs подвійні зірки з великою піввіссю, що задовольняє співвідношенню a/R<6(M/M)1/3, зливаються наразі, якщо донором є більш масивний компонент;

– в результаті обміну масою на preMS еволюційній стадії формується дефіцит систем з близькими масами і надлишок систем з великим співвідношенням мас компонентів;

– обмін масою на preMS еволюційній стадії дозволяє пояснити спостережуваний розподіл подвійних зірок головної послідовності нульового віку за співвідношенням мас;

При розгляді еволюції планетних систем і поодиноких зірок істотні наступні результати праці:

– можлива наявність подвійних зірок, що є “проміжними” за величиною питомого кутового моменту проміж подвійних зірок та планетних систем;

– на разі, якщо при обміні масою у preMS тісній подвійній зірці донором є більш масивний компонент, то подвійна зірка зливається протягом обміну масою з формуванням швидко обертової центральної зірки, оточеної газовим диском;

– тісні preMS подвійні зірки з компонентами близької маси є несталими і зливаються у разі наявності обміну масою. Система, що формується в результаті такого процесу, містить в собі маломасивний супутник масою декілька мас Юпітера, що обертається по витягнутій орбіті, а також диск, що оточує центральну зірку. Напрямок обертання центральної зірки, супутника і диска є однаковим;

– в процесі злиття preMS подвійної зірки формуються основні компоненти протопланетної системи: газовий диск і хмари планетних мас;

– сформований у результаті злиття подвійної зірки диск має асиметричну структуру.

– в газовому диску і хмарах міститься більше половини кутового моменту системи;

– орбіти хмар мають значні ексцентриситети, які, в процесі подальшої еволюції системи, можуть спричинити значні ексцентриситети орбіт;

Отримані результати можуть бути використані при різноманітних дослідженнях еволюції подвійних та поодиноких зірок.

СПИСОК ПУБЛІКАЦІЙ ПО ТЕМІ ДИСЕРТАЦІЇ:

1. Sirotkin F. V. Polytropic model of the component of close binary system // Odessa Astronomical Publications. Ї1997. ЇV. 10. ЇP. 41 Ї 45.

2. Sirotkin F. V. 3D hydrodynamical modeling of circularization in binary system. // Odessa Astronomical Publications. Ї2003. ЇV. 16. ЇP. 58 Ї 65.

3. Sirotkin F. V. Two scenarios of mass exchange in close binary system consisting of the low mass preЇmain sequence stars.// Odessa Astronomical publications. Ї2004. ЇV. 17. ЇP. 84 Ї 90.

4. Sirotkin F. V., Karetnikov V. G. The protoplanetary system formation as a result of the merging of close binary star consisting of the low mass preMS stars. // Odessa Astronomical publications. Ї2005. ЇV. 18. Ї P.101 – 107.

5. Каретников В. Г., Сироткин Ф. В. Гидродинамическое моделирование эффекта циркуляризации в тесных двойных системах на ранних этапах эволюции в динамической шкале времени.// Астрономический журнал. Ї2005. ЇТ. 82. Ї№. 11. C. 999Ї1012.

6. Сироткин Ф. В. Моделирование формирования планетной системы в результате слияния двойной системы. //Труды Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга. ЇТ.78, ЇМ. Ї2005. Ї С. 115

7. Каретников В. Г., Назаренко В. В., Сироткин Ф. В. Еволюція тісних подвійних зірок //Всеукраїнський з'їзд “Фізика в Україні”. Тези доповідей. Ї2005. Одеса. Астропрiнт. Ї С. 231

8. Cироткин Ф. В., Каретников В. Г. Образование протопланетной системы в результате слияния двойной звезды, состоящей из компонентов, которые находятся на стадии сжатия к главной последовательности.// Астрономический журнал. Ї2006. ЇТ. 83. ЇN. 8. ЇС. 735 Ї 744.

АНОТАЦІЯ

Сіроткін Ф.В. Обмін масою у тісних подвійних зірках на стадії утиснення до головної послідовності. – Рукопис. Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізикоЇматематичних наук за спеціальністю 01.03.02. – Астрофізика, радіоастрономія. Одеський національний університет

ім. І. І. Мечникова, Одеса, 2006.

У дисертації наведені результати дослідження обміну масою в тісних подвійних системах на стадії утиснення до головної послідовності. Дослідження виконувалось зі застосуванням методів трьохвимірного гідродинамічного моделювання. Отримана сітка моделей дозволила зв’язати властивості системи до і після обміну масою.

Результати моделювання вказують на те, що продуктом обміну масою в тісних подвійних зірках на стадії утиснення до головної послідовності є різні за властивостями об’єкти: поодинокі зірки з газовими дисками і хмарами планетних мас, подвійні системи з малим співвідношенням мас компонентів, що занурені в загальний газовий диск, подвійні зірки, в яких більш масивний компонент оточений газовим диском.

Отримані результати вказують на те, що обмін масою на стадії утиснення до головної послідовності може суттєво впливати на розподіл подвійних зірок за співвідношенням мас компонентів. У разі рівномірного початкового розподілу систем за цим параметром, наявність обміну масою на цій еволюційній стадій може призвести до дефіциту систем з близькими масами компонентів, а максимум цього розподілу має бути в області значень співвідношення мас 0.2Ї0.3.

Запропонована гіпотеза формування протопланетної системи у результаті злиття подвійної зірки на стадії утиснення до головної послідовності дозволяє пояснити багато спостережуваних фактів, що є важкими для пояснення в рамках класичних гіпотез формування таких систем. Виконано порівняння результатів чисельного моделювання цього процесу зі спостережуваним матеріалом. Добрий збіг параметрів систем, утворених як результат такого процесу, і спостережуваних систем вказує на те, що ця гіпотеза може пояснити походження частини планетних систем.

Ключові слова: подвійна зірка, протопланетна система, поодинока зірка, обмін масою, динамічна шкала часу, моделювання, чисельні методи.

АНОТАЦИЯ

Сироткин Ф.В. Обмен массой в тесных двойных системах на стадии сжатия до главной последовательности. – Рукопись. Диссертация на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.02. – Астрофизика, радиоастрономия. Одесский национальный университет им. И.И.Мечникова, Одесса, 2006.

В диссертации представлены результаты исследования обмена массой в тесных двойных системах на стадии сжатия до главной последовательности. Исследование выполнялось с использованием методов трёхмерного гидродинамического моделирования. Полученная сетка моделей позволила связать свойства системы до и после обмена массой.

Результаты моделирования указывают на то, что продуктами обмена массой в тесных двойных звездах на стадии сжатия до главной последовательности могут быть разные по свойствам объекты:

одиночные звезды с газовыми дисками и облаками планетных масс;

двойные системы с малым отношением масс компонентов;

двойные звезды, в которых более массивный компонент окружен газовым диском.

Полученные результаты указывают на то, что обмен массой на стадии сжатия до главной последовательности может существенно влиять на распределение двойных звезд по отношению масс компонентов. В случае равномерного начального распределения систем по отношению масс, наличие обмена массой на этой эволюционной стадии может привести к дефициту систем с близкими массами компонентов. Максимум полученного распределения будет лежать в области значений отношения масс 0.2Ї0.3.

Предложенная гипотеза формирования протопланетной системы в результате слияния двойной звезды на стадии сжатия до главной последовательности позволяет объяснить множество наблюдательных фактов, которые труднообъяснимы в рамках классических гипотез формирования таких систем. Выполненные вычисления показали, что при определённых условиях в результате разрушения более массивного компонента может образовываться центральная звезда, аккреционный диск и спиралевидный рукав. В результате фрагментации протяжённого рукава образуются облака планетных (<5MJ) масс. Направление вращения образованного диска и облаков совпадает с направлением вращения центральной звезды. Образовавшиеся облака находятся на вытянутых орбитах, лежащих в плоскости орбиты исходной двойной системы. Выполнено сравнение результатов численного моделирования с наблюдательным материалом. Хорошее совпадение параметров моделируемых систем и параметров наблюдаемых систем указывает на то, что предложенная гипотеза может объяснить происхождение части планетных систем.

Ключевые слова: двойная звезда, протопланетная система, одиночная звезда, обмен массой, динамическая шкала времени, моделирование, численные методы.

ABSTRACT

Sirotkin F.V. The mass transfer in the close binary systems on the contracting towards the main sequence. – Manuscript. Candidate of Science (Physics and Mathematics) Thesis in 01.03.02. – Astrophysics, Radioastronomy, Odessa National University. Odessa, 2006.

The results of the mass transfer research in the close binary systems contracting towards the main sequence are present. The research was made with the use of the 3Їd hydrodynamic modeling methods. The obtained grid of the models allowed us to relate the properties of the system before and after the mass transfer. The results of calculation show that the products of the mass transfer in such binary stars can be the objects with various properties. Such as: single stars with the circumstellar disk and with the clouds of the planetary masses; binary star with the low mass ratio of the components and with the circumbinary disk; and the binary star with the circumprimary disk. The derived results show that the mass transfer in such binary systems can seriously change the binary stars distribution on the mass ratio. In case, if the initial mass ratio distribution is flat, the mass transfer on this evolutionary stage can produce the deficiency of the systems with similar masses of the components. The maximum of the final distribution will be in the range of the mass ratio 0.2Ї0.3.

The proposed hypothesis of the protoplanetary system formation as the result of the binary star merging allowed to explain many observed facts which is difficult for the explanation in the classical hypothesis's of its formation. The comparison of the results of the numerical modeling of this process with observed data was made. Nice coincidence of the models parameters and observed protoplanetary systems parameters is the advantage of the proposed hypothesis.

Keywords: binary system, protoplanetary system, single star, mass transfer, dynamical time scale, simulation, numerical methods.