Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Синтетическая карта межзвездного поглощения в Галактике 18
1.1 Модели и карты поглощения 19
1.1.1 Закон межзвездного поглощения 19
1.1.2 Модели и карты поглощения 23
1.2 Наблюдательные данные и сравнительный анализ моделей 25
1.2.1 Наблюдательные данные 25
1.2.2 Сравнительный анализ моделей 27
1.3 Синтетическая карта межзвездного поглощения 32
1.3.1 Синтетическая карта межзвездного поглощения 32
1.3.2 Программа для вычисления межзвездного поглощения 33
1.4. Применение модели поглощения к симбиотическим звездам 37
1.5 Выводы 39
Положение, выносимое на защиту 40
ГЛАВА 2. Исследование при помощи двумерных и трехмерных моделей структуры течения вещества в разделенных двойных системах со звездным ветром. Определение условий формирования аккреционного диска 41
2.1 Модель 41
2.1.1 Параметры симбиотической системы, используемые в вычислениях 43
2.1.2 Моделирование звездного ветра 46
2.2 Результаты моделирования структуры течения вещества в системах с обменом веществом посредством звездного ветра 51
2.3 Определение параметров звездного ветра, соответствующих решению с диском 55
2.4. Выводы 62
Положение, выносимое на защиту 63
ГЛАВА 3 Механизм перехода к активному состоянию в классических симбиотических звездах 64
3.1 Вспышки в симбиотических звездах 64
3.2 Решение для значения скорости ветра Vw=20 км/с 68
3.3 Решение для значения скорости ветра Vw=30 км/с 70
3.4. Переход от решения с диском к решению с аккрецией из ветра 72
3.4.1 Развитие ситуации сразу после изменения скорости ветра от донора 72
3.4.2. Перестройка течения в области аккретора 77
3.5. Выводы 80
Положение, выносимое на защиту 84
ГЛАВА 4 Исследование процесса развития вспышки в классической симбиотической звезде Z And в рамках модели сталкивающихся ветров 85
4.1 Ветры от компонентов в симбиотической системе Z And наактивной стадии. Модель сталкивающихся ветров 85
4.2. Особенность роста кривой блеска Z And во время вспышки 88
4.3 Процесс развития вспышки с учетом вклада ветра от горячего компонента 91
4.4. Сравнение с наблюдениями. Анализ вклада ударной волны в общий блеск системы. 103
4.5 Выводы 111
Положение, выносимое на защиту 113
Заключение 114
Список литературы 119
- Применение модели поглощения к симбиотическим звездам
- Результаты моделирования структуры течения вещества в системах с обменом веществом посредством звездного ветра
- Развитие ситуации сразу после изменения скорости ветра от донора
- Ветры от компонентов в симбиотической системе Z And наактивной стадии. Модель сталкивающихся ветров
Введение к работе
Актуальность темы
Симбиотические звезды — взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных туманностью [1]. В настоящее время известно около 200 симбиотических звезд но, согласно оценкам [2], их число в Галактике может составлять от 3 000 до 30 000. Симбиотические звезды -разделенные системы и обмен веществом между компонентами в них происходит через звездный ветер. Это интереснейший класс объектов со сложным поведением. Важное наблюдаемое проявление симбиотических звезд — происходящие в них вспышки, по характеру которых их можно разделить на два типа - симбиотические новые и классические симбиотические звезды [3,4]. В рамках данной работы исследуются классические симбиотические звезды (также называемые звездами типа Z Andromedae).
Классические симбиотические звезды характеризуются новоподобными вспышками, во время которых их оптический блеск возрастает на 2-Зт. В соответствии с общепринятым сейчас сценарием выделение энергии происходит в результате увеличения темпа аккреции и выхода его за пределы интервала, соответствующего устойчивому режиму горения. Для объяснения причин, вызывающих такие изменения темпа аккреции, ранее предлагалось несколько разных механизмов но, к сожалению, ни один из них не был в состоянии описать всю картину полностью.
В последние годы объем наблюдательных данных существенно вырос. В частности это связано с появлением космических миссий, обеспечивающих возможности проведения наблюдений в различных спектральных диапазонах. Во время последней вспышки Z And — прототипа классических симбиотических звезд — была получена детальная кривая блеска, на которой стали видны подробности, не замеченные во время предыдущих вспышек, а именно, что рост к
максимуму блеска происходит в несколько этапов [5]. Наличие детальных сведений о развитии вспышки вводит дополнительные ограничения на существующие модели и приводит к необходимости разработки новой модели, учитывающей все факторы.
Создание модели, способной объяснить всю совокупность имеющихся наблюдательных данных - одна из наиболее актуальных задач в области исследования симбиотических звезд.
Цель диссертации
Целью работы является исследование вспышечной активности в классических симбиотических звездах при помощи двумерных и трехмерных газодинамических расчетов. Исследование проводилось на примере прототипа классических симбиотических звезд — Z And.
В работе решались следующие основные задачи:
Исследование газодинамики течения вещества в симбиотической звезде при разных параметрах ветра от донора. Определение условий формирования аккреционного диска в системе. Известно, что структура течения вещества в системе с компонентами, не заполняющими полость Роша, определяется в первую очередь принятыми параметрами звездного ветра (см. например, [6,7]). В данной работе впервые проводилось исследование зависимости структуры течения вещества от параметров ветра в рамках трехмерного моделирования. Это позволило проверить при помощи более реалистичных расчетов результаты, полученные ранее и определить физические условия формирования в системе аккреционного диска.
Исследование механизма перехода от спокойного к активному состоянию в классических симбиотических звездах. В ряде работ высказывались предположения, что вспышечная активность симбиотических звезд связана с переменностью ветра от гиганта, однако наблюдения фиксируют лишь незначительные изменения его свойств. Это обстоятельство накладывает жесткие
7 ограничения на все сценарии развития вспышечной активности вследствие изменения свойств гиганта. В соответствии с результатами моделирования, в симбиотических звездах при скоростях, близких к наблюдаемой, возможно существование двух режимов аккреции — с аккреционным диском и без него (аккреция из ветра) и для перехода от одного режима к другому достаточно небольшого (в пределах наблюдаемого) изменения параметров ветра. При увеличении скорости ветра диск разрушается и происходит переход от дисковой аккреции к аккреции из ветра. Этот процесс сопровождается ростом темпа аккреции, приводящим к превышению диапазона его значений, при которых возможно устойчивое горение на поверхности белого карлика и, как следствие, к развитию вспышки. Одна из основных целей диссертации — исследовать возможность перехода между спокойным и активным состояниями в рамках этого механизма, отталкиваясь от изменений параметров ветра гиганта, не противоречащих наблюдениям.
3. Исследование процесса развития вспышки в классической симбиотической звезде Z And в рамках модели сталкивающихся ветров. Данные наблюдений свидетельствуют о наличии ветра от горячего компонента во время вспышек Z And, а также некоторых других симбиотических звезд. Для исследования структуры течения после начала вспышки расчеты проводились с учетом существования ветра от обоих компонентов (модель сталкивающихся ветров). Возникновение ветра от горячего компонента существенно влияет на распределение вещества в системе и на кривую блеска системы. Целью этой части работы было рассмотрение изменения структуры течения вещества при возникновении ветра от горячего компонента, исследование влияния ветра от горячего компонента на блеск системы и попытка объяснить выявленные во время последней вспышки особенности кривой блеска Z And.
8 Научная новизна
В рамках диссертационной работы впервые при помощи трехмерных расчетов определены условия формирования диска в системах с массообменом посредством звездного ветра. Показано, что при скоростях ветра от донора меньших орбитальной аккреция происходит с образованием диска, в то время как при больших скоростях ветра имеет место аккреция из ветра. Определены условия образования диска для классической симбиотической звезды Z And.
Вспышки в классических симбиотических звездах связаны с изменением темпа аккреции на белый карлик и его выходом за пределы диапазона устойчивого горения [3]. До недавнего времени, несмотря на обилие предлагаемых сценариев, причины изменения темпа аккреции не были выявлены. Новый механизм, предложенный в диссертации, позволяет объяснить переход между спокойным и активным состояниями, отталкиваясь от незначительных, не противоречащих наблюдениям, изменений параметров ветра гиганта. Вызванная небольшим возрастанием скорости ветра смена режима аккреции обеспечивает изменение темпа аккреции достаточное для того, чтобы привести к вспышке. Результаты проведенных расчетов находятся в хорошем согласии с наблюдениями.
В рамках диссертационной работы впервые рассматривались
изменения картины течения по мере развития вспышки, что
позволило оценить характерные времена формирования системы
ударных волн и провести полномасштабное сравнение с
наблюдаемой кривой блеска. Результаты проведенного
моделирования позволили предложить непротиворечивое объяснение сложного поведения кривой блеска во время вспышки, а именно поэтапного характера роста к максимуму, обнаруженного во время последней вспышки Z And. Проведенные расчеты показали, что наблюдаемая форма кривой блеска хорошо объясняется влиянием возникшего во время вспышки ветра от горячего компонента.
9 Кроме того, в рамках диссертации исследовался ряд моделей межзвездного поглощения с целью определить, какие из них и в каких случаях лучше использовать. По результатам проведенного исследования разработана программа для оценки величины межзвездного поглощения. Программа включает в себя ряд моделей межзвездного поглощения и позволяет сделать выбор наиболее подходящей в данном конкретном случае. Определены модели, наиболее пригодные для анализа наблюдений симбиотических звезд.
Практическая значимость
Основные результаты данной диссертации, определяющие ее практическую и научную значимость, опубликованы в авторитетных научных изданиях и применяются как у нас в стране, так и за рубежом. Предложенные в данной работе механизмы возникновения и развития вспышки используются при интерпретации наблюдений вспышек классических симбиотических звезд. Созданная программа для вычисления величины межзвездного поглощения по разным моделям поглощения является удобным инструментом, который может найти применение при решении широкого круга астрономических задач.
Апробация результатов
Основные результаты работы докладывались и обсуждались на семинарах Института астрономии РАН и семинаре ГАИПІ. Результаты работы были представлены на следующих между народных и российских конференциях:
Коллоквиум MAC (Комиссия 5), «International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data», Санкт-Петербург, Пулково, июль 1996 г.
Международная конференция «Modern Problems of Stellar Evolution», Россия, Звенигород, 13-15 октября 1998 г.
Международная конференция «Variable Stars-2001», Украина, Одесса, август 2001 г.
Международная конференция «Symbiotic Stars Probing Stellar Evolution», Ла Пальма, Испания, Май 2002 г.
Российско-японский симпозиум «Актуальные проблемы вычислительной механики», Санкт-Петербург, август 2002 г.
Международная конференция «Interacting Binary Stars-2003», Одесса, Украина, август 2003 г.
Международная конференция «Progress in Study of Astrophysical Disks: Collective and Stochastic Phenomena and Computational Tools», Волгоград, Россия, сентябрь 2003 г.
Международная конференция «Interacting Binaries: Accretion, Evolution and Outcomes», Чефалу, Италия, 4-10 июля 2004 г
Международная конференция «The Astrophysics of Cataclysmic variables and related objects» Страсбург, Франция, 11-16 июля 2004 г.
Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004, Москва, июнь 2004 г.
Международная конференция «Физика небесных тел», Украина, КрАО, 11-18 сентября 2005 г.
Международная конференция «Тесные двойные звезды в современной астрофизике», Москва, 22-24 мая 2006 г.
Кроме того, результаты работы регулярно докладывались на ежегодной конференции молодых ученых ИНАСАН (2001, 2002, 2003 и 2005 гг)
Объем и структура диссертации
Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Число страниц диссертации — 127, рисунков — 33, таблиц — 12, наименований в списке литературы — 98.
Применение модели поглощения к симбиотическим звездам
Для каждого объекта поглощение вычислялось по всем моделям, а затем сравнивалось с наблюдаемым. При оценке границ применимости модели мы обращали внимание на следующие параметры: наклон прямой, проведенной из начала координат и наилучшим образом аппроксимирующей нанесенные на график Ао-Ато \. точки (тенденция модели к недо- или переоценке поглощения); среднее и среднеквадратичное отклонения моделированного поглощения от наблюдаемого; отношение числа объектов, для которых вычисленное поглощение меньше/больше наблюдаемого. Эти параметры для разных ансамблей объектов приведены в таблицах 1.2.2-1.2.4.
Результаты исследования оказались следующими. Поглощение для подсистемы шаровых скоплений неплохо описывают различные вариации закона косеканса - SH, DV, SD - с небольшим преимуществом последнего. Для далеких ОВ-звезд лишь модель AR дает неплохие результаты. Столь же низкоширотный, но более близкий ансамбль рассеянных скоплений позволяет говорить о применимости для этих объектов только кусочно-линейных и квадратичной зависимостей поглощения от расстояния - FG, NK, РМ, AR - преимущественно двух последних, особенно AR. «Успех» модели РМ здесь не случаен: она создавалась на основе данных именно о рассеянных скоплениях. Немногочисленность объектов в наборе BS (В-звезды) не позволяет делать для них уверенные выводы, однако и для этого ансамбля очевидно преимущество кусочно-линейных зависимостей (в особенности NK). Поглощение для низкоширотных близких звезд набора KR удовлетворительно описывается всеми моделями с переменными коэффициентами для различных участков неба, в особенности NK и SH. Наконец, для описания поглощения до близких и, преимущественно, высокоширотных В- и А-звезд вполне достаточно формулы SD.
Таким образом, можно предложить следующую схему вычисления значения межзвездного поглощения. Для оценки поглощения до (даже далеких) объектов, расположенных вдали от галактического экватора, можно (и предпочтительнее) использовать закон косеканса в редакции SD. Низкоширотные объекты требуют применения кусочно-линейных зависимостей, с которыми на небольших расстояниях (пока не начинают играть заметную роль облака поглощающей материи) успешно конкурирует закон косеканса с переменными коэффициентами (SH). Формула косеканса с постоянными коэффициентами (DV и, в особенности, SD) завышает значение поглощения для этих объектов. Тот же эффект (завышение поглощения) проявляется и у модели SH на больших расстояниях. Поглощение до еще более далеких низкоширотных объектов может быть удовлетворительно описано лишь кусочно-линейными зависимостями или (а когда расстояния превышают предельные для этих зависимостей, то только) квадратичной моделыо AR. Другие зависимости, как было отмечено выше, переоценивают (иногда существенно) значение поглощения. Что касается выбора из кусочно-линейных зависимостей, то преимущество модели NK очевидно, во всяком случае, до расстояний порядка одного килопарсека, после чего рекомендуется использовать модель AR.
Предпринимались также попытки найти зависимость степени адекватности моделей от других параметров (галактической долготы, расстояния до объектов одного ансамбля), но имеющиеся данные не позволяют установить какой-либо зависимости от указанных параметров.
Результаты проведенной работы позволяют дать некоторые рекомендации по применению опубликованных моделей поглощения. Предлагаемая синтетическая карта межзвездного поглощения построена с помощью схемы, приведенной на Рисунке 1.3.1. Здесь намеренно допущена некоторая «перестраховка» (применение моделей SD или SH в областях с ничтожно малым поглощением) для того, чтобы предлагаемая карта имела силу и в УФ диапазоне спектра, где поглощение существенно выше.
По результатам проведенного исследования был создан программный код, вычисляющий величину межзвездного поглощения. Программа выполнена на языке IDL (Interactive Data Language). Программа позволяет получать величину межзвездного поглощения разными способами, по всем исследованным моделям, а также в соответствии с предложенной синтетической моделью.
Программа имеет несколько режимов работы. 1) Простой пересчет поглощения из Av в требуемую длину волны в соответствии с законом, описанным в 1.1.1 2) Вычисление значения поглощения на заданной длине волны по известным координатам и расстоянию. В этом режиме на выходе даются значения поглощения по разным моделям и значение по синтетической модели. 3) В данном режиме поглощение вычисляется из фотометрии без использования моделей по спектру звезды, звездной величине V и цвету B-V по формуле где EB_V=(B-V)-(B-V)0 — избыток цвета, величина (B-V)0 определяется из спектра в соответствии с таблицами [30]. 4) В этом случае расстояние до объекта неизвестно и необходимо привлечение других параметров (фотометрических). В данном режиме работы запрашиваются следующие величины: галактические координаты объекта; звездная величина в полосе V; спектральный класс звезды; длина волны, для которой требуется получить поглощение. Начальное значение поглощения принимается равным 0, из V и Mv {My берется из спектра в соответствии с таблицами [19]), вычисляется расстояние: полученное расстояние подставляется в модель (см. пункт 2.1.4),затем с полученным значением поглощения опять вычисляется расстояние, которое затем вновь подставляется в модель. Эта процедура повторяется пока решение не сойдется.
Результаты моделирования структуры течения вещества в системах с обменом веществом посредством звездного ветра
Проводя двумерное моделирование, мы предполагали, что решение, полученное для экваториальной плоскости системы, отражает общие особенности структуры течения. В двумерном случае в системе уравнений (2.1.4) обнуляются все члены уравнений, зависящие от координаты z, за исключением соответствующего члена в уравнении неразрывности, относительно которого делается стандартное предположение об его малости.
Для решения системы двумерных газодинамических уравнений использовалась схема Роу [53] с ограничениями потоков в форме Ошера [54]. Эта схема квазимонотонна и имеет третий порядок точности по пространству и первый порядок точности по времени.
Счетная область представляла собой квадрат [-А...2А]х[-3/2А...З/2А], из которого вырезана окружность радиуса, равного радиусу звезды-донора и ячейка, содержащая аккретор (радиус аккретора существенно меньше размера ячейки).
В расчетах использовались пространственно-равномерные разностные сетки, состоящие из 301x301 и 601x601 узлов. Кроме того, ряд расчетов был проведен с использованием пространственно-неравномерной сетки, состоящей из 679x589 узлов, со сгущением около аккретора.
На границе счетной области принимались условия свободного вытекания вещества. Граничные условия на компактном объекте задавались в виде и=0, Р=0, что соответствует случаю, когда все вещество, попавшее на этот компонент аккрецируется. Следует отметить, что граничное значение плотности на поверхности звезды-донора не влияет на решение, поскольку используемая система уравнений допускает масштабирование по р (с одновременным масштабированием по Р). Граничные условия на поверхности звезды-донора: значение плотности р=1, значение Т=3200 К, газ вбрасывался в систему по нормали к поверхности со скоростью ветра V.
В качестве начальных условий в счетной области принимался покоящийся газ с низкой плотностью, который в дальнейшем вытеснялся из системы газом, истекающим с первичного компонента. Решение системы уравнений проводилось методом установления, начиная от выбранных начальных условий p0=10"5p(Ri); Р0=10"4р (Ri)c2(Ri)/y, u0=0 (p(Ri), c(Ri) -значения на поверхности донора), до выхода решения на стационарный режим.
Для трехмерных расчетов использовалась другая модель. Эта часть работы проводилась в сотрудничестве с японскими коллегами. Используемый метод численной газодинамики описан в работе [55], подробности приведены в [56, 57]. Для дискретизации уравнений Эйлера использовалась упрощенная схема расщепления потоков - SFS-схема (описание схемы приведено в приложении к [56]).
Предполагая симметрию относительно орбитальной плоскости, мы проводили все расчеты только для верхнего полупространства счетной области, а именно [-А...2А]х[-3/2А...З/2А]х[0...А]. Счетная область была разбита на 253x253x85 ячеек. Внутренняя численная граница, окружающая донор, представлена эквипотенциальной поверхностью, имеющей средний радиус R2n (внутренняя граница устанавливалась немного большего радиуса, чем R2, а именно R2ri=101R ). Радиус аккретора существенно меньше размеров ячейки сетки, поэтому аккретор представлен одной ячейкой. Ячейки, примыкающие к внутренней численной границе изнутри, заполнены газом, характеризуемым безразмерной плотностью P2=U безразмерной скоростью звука с,=0.178 (соответствующей температуре Г2=3200К), и безразмерной, перпендикулярной к поверхности скоростью V. Истинная величина нормальной составляющей скорости на внутренней границе определяется путем решения задач Римана между ячейками, примыкающими к поверхности, соответствующей внутренней границе. Ячейка, обозначающая аккретор и ячейки, примыкающие извне к внешней численной границе заполнены газом с плотностью р0=Ю 9, давлением Ро=№ /у, и тремя компонентами скорости Uo-v0=Wo=Q. Это допущение не означает, что аккреция на компактный компонент, или вылет вещества за пределы счетной области не происходит. Граничные значения скорости газа вычисляются путем решения задачи Римана. В начальный момент времени t=0, счетная область за исключением областей, заключенных внутри внутренних границ заполнена газом с ро=10", ро=10 /у, и uo=vo=wo=0, который постепенно замещается газом, поступающим от донора.
Было проведено подробное исследование структуры течения вещества при разных скоростных режимах звездного ветра для системы с параметрами ZAnd.
Результаты многочисленных двумерных и трехмерных расчетов для разных значений скорости звездного ветра от донора показали, что при больших скоростях ветра формируется коническая ударная волна, обусловленная прямым потоком вещества от звезды-донора (т.н. аккреция из ветра). На Рисунке 2.2.1 представлены результаты трехмерных расчетов для случаев v=35 км/с (на рисунке 2.2.1а) и v=75 км/с (рис. 2.2.16) на момент времени около 5 орбитальных периодов от начала вычислений, когда стационарный режим уже установился. Видно, что в обоих случаях аккреционный диск отсутствует, но в случае (а), который соответствует меньшей скорости, раствор конуса больше. К тому же во втором случае существенно меньше угол наклона оси конуса к оси, соединяющей центры компонентов двойной системы и структура течения существенно более проста. Этот результат не является неожиданным так как при уменьшении скорости ветра наряду с прямым потоком вещества от звезды-донора, существенную роль начинает играть поток, обусловленный орбитальным движением звезды-аккретора в газе звездного ветра.
Развитие ситуации сразу после изменения скорости ветра от донора
Если темп аккреции ниже допустимого диапазона, то термоядерное горение исчерпывает аккрецированное вещество быстрее, чем оно поступает, и на каком-то этапе горение прекращается. После этого водород накапливается на поверхности белого карлика и, когда давление у основания водородного слоя достигает критического значения, происходит слоевая водородная вспышка. При этом болометрическая светимость возрастает в 10-100 раз в течение 1 года и удерживается на повышенном уровне -10 лет, а всего вспышка длится несколько десятков лет, что соответствует ядерной шкале времени. Это соответствует проявлениям симбиотических новых.
Если Массг по каким-то причинам становится больше Msmdymax, аккрецируемое вещество накапливается над горящим слоевым источником и расширяется до размеров гиганта. Подобное поведение демонстрируют классические симбиотические звезды. Хотя болометрическая светимость остается постоянной, видимая яркость возрастает на 1-2ш, а эффективная температура уменьшается. Оптическая вспышка развивается в тепловой шкале времени. В соответствии с существующими моделями термоядерного горения на поверхности белого карлика [67, 72], небольшие вариации темпа аккреции могут вызывать значительные изменения эффективной температуры при практически постоянной болометрической светимости. Так, в работе [3] показано, что для белого карлика массой 1.2 М изменение массы оболочки на 4хЮ 7М может привести к изменению светимости на Зш. ZAnd принадлежит к классическим симбиотическим звездам и, следовательно, в соответствии с принятой моделью, в спокойном состоянии системы темп аккреции должен лежать в пределах диапазона устойчивого горения. Для развития вспышки необходимо увеличение скорости аккреции, достаточное для вывода системы за пределы диапазона устойчивого горения. Следует отметить, что время, в течение которого происходит аккреция с повышенной скоростью, должно совпадать с характерным временем развития вспышки ( 100 сут).
Результаты проведенного нами двумерного моделирования [75] позволили нам предложить такой механизм. Суть данного механизма состоит в том, что даже незначительного увеличения скорости ветра от донора достаточно для того, чтобы вызвать смену режима аккреции, а именно переход от дисковой аккреции к аккреции из ветра. При этом в момент перехода между этими режимами, а именно в процессе разрушения диска темп аккреции скачкообразно возрастает и выходит за верхний предел диапазона устойчивого горения. Для проверки возможности реализации этого механизма и уточнения получаемых характеристик была также проведена серия трехмерных расчетов, результаты которых приведены в этой главе.
Как уже было упомянуто в Главе 2, в классической симбиотической системе Z And величина скорости ветра от донора составляет около 25 км/с [44]. В рамках рассматриваемого механизма предполагается, что при скоростях ветра, чуть меньших наблюдаемой, в системе будет формироваться аккреционный диск, а при чуть больших диск будет разрушен и будет реализован режим аккреции из ветра. Для проверки применимости предложенного механизма мы выполнили расчеты для скоростей 25±5 км/с (Небольшие изменения скорости ветра в интервале ±5 км/с легко объясняются проявлениями активности гиганта [4]).
Расчет со скоростью ветра Vw=20 км/с необходим для исследования возможности формирования диска в системе, определения величины темпа аккреции и ответа на вопрос о соответствии этого значения диапазону устойчивого горения.
Расчет со скоростью ветра Vw=30 км/с выполнен для определения параметров картины течения в системе без диска. Для ответа на вопросы о том, что происходит при увеличении скорости ветра - как разрушается диск, как происходит рост темпа аккреции, обеспечивает ли этот рост выход за границу диапазона устойчивого горения, - был проведен расчет, с изменением скорости ветра от 20 до 30 км/с. В Главе 2 было показано, что при небольших значениях скорости ветра от донора в системе формируется устойчивый аккреционный диск. Скорость ветра VW=20KM/C соответствует такому случаю. На рисунке 3.2.1 представлены результаты расчетов для Vw=20 км/с, а именно показана структура течения вещества для случая Vw=20 км/с. Изображены изолинии плотности и векторы скорости в экваториальной плоскости системы для всей счетной области (а) и для окрестности аккретора [-0.5А...А]х[-А...0.5А] (б).
Результаты расчетов показаны на момент времени 5Р0Гь, когда в системе уже установился стационарный режим течения. Из представленных результатов видно, что при такой скорости ветра в системе образуется отошедшая ударная волна и формируется аккреционный диск с характерным размером порядка 50-60 радиусов Солнца (отмечен пунктирной линией на Рисунке 3.2.16).
Ветры от компонентов в симбиотической системе Z And наактивной стадии. Модель сталкивающихся ветров
Можно видеть, что для белого карлика с массой 0.55 М@ (это значение для аккретора в Z And приводится в [4]) выход за пределы диапазона происходит при изменении темпа аккреции всего на 10%. Таким образом, полученного в расчетах увеличения скорости аккреции в 2 раза должно хватить для перевода системы из спокойного в активное состояние.
Анализ данных, представленных на рис. 3.4.5, показывает, что время полного разрушения диска составляет около 180 суток. Время, в течение которого темп аккреции превышает верхний предел диапазона устойчивого горения, должно соответствовать времени развития вспышки. Если предположить, что выход за пределы интервала устойчивого горения происходит при возрастании темпа аккреции в 1.5 раза, то время, в течение которого темп аккреции находится за пределами интервала устойчивого горения, составляет как раз около 100 суток и за это время аккрецируется -2x10 8 М0 вещества.
Вспышки классических симбиотических звезд происходят, когда темп аккреции превышает верхнюю границу интервала устойчивого горения. Для реализации перехода от спокойного к активному состоянию системы, необходимо обеспечить достаточное увеличение скорости аккреции на длительном интервале времени, соответствующем характерному временем развития вспышки (около 100 сут). Результаты проведенных двумерных расчетов позволили предложить механизм, обеспечивающий требуемое изменение скорости аккреции в системе во время вспышки. В соответствии с этим механизмом даже незначительного увеличения скорости ветра от звезды-донора достаточно для того, чтобы произошла смена режима аккреции. В момент перехода от дисковой аккреции к аккреции из потока происходит разрушение диска и ветер с увеличенной скоростью заставляет вещество диска выпадать на поверхность аккретора. Анализ результатов двумерных расчетов показал, что связанное с этим процессом возрастание темпа аккреции оказывается достаточным для вывода системы за пределы диапазона устойчивого горения и, следовательно, для развития вспышки.
Для исследования вопроса о возможности реализации этого механизма в наблюдаемых астрофизических объектах было проведено моделирование газодинамики течения вещества в классической симбиотической системе ZAnd при помощи более реалистичной трехмерной модели. Полученные результаты расчетов позволили сделать следующие основные выводы: 1. Установлено, что при значении скорости ветра 20 км/с в системе формируется аккреционный диск. Темп аккреции для решения с диском соответствует -22.5-25% вещества, вылетевшего с поверхности донора. 2. При скорости ветра 30 км/с образуется коническая ударная волна и темп аккреции соответствует -11-13% вещества, вылетевшего с поверхности донора. 3. Полученные решения показывают, что даже небольшое изменение значения скорости ветра от донора (в пределах ±5 км/с от наблюдаемого значения 25 км/с [44]) приводит к изменению картины течения и смене режима аккреции - переходу от дисковой аккреции к аккреции из ветра. 4. В соответствии с рассматриваемым механизмом, в спокойном состоянии системы должно реализовываться решение с диском. Для такого решения темп аккреции соответствует -22.5-25% вещества, вылетевшего с поверхности донора. Таким образом, для ZAnd, где темп потери массы донором оценивается год, темп аккреции составляет -4.5-5x10" М /год, что находится в хорошем согласии с интервалом устойчивого горения для принятого диапазона массы белого карлика. 5. В решении, где скорость ветра возрастает от 20 до 30 км/с, происходит разрушение диска и высыпание содержавшегося в нем вещества на поверхность аккретора. 6. Детальное исследование процесса смены режима аккреции при увеличении скорости ветра показало, что процесс разрушения диска сопровождается скачком в темпе аккреции. В максимуме темп аккреции превышает начальный в -2.0-2.2 раза. Как уже отмечалось ранее, диапазон устойчивого горения довольно узок и при массе аккретора 0.6 М0 скачка темпа аккреции всего в 2.2 раза гарантированно хватает для того, чтобы выйти за пределы этого диапазона. Таким образом, полученное в расчетах увеличение скорости аккреции оказывается достаточным для вывода системы за пределы диапазона устойчивого горения и перевода системы в активное состояние. 7. Время, в течение которого темп аккреции повышен, должно соответствовать времени развития вспышки, которое для Z And составляет приблизительно 100 дней. По результатам наших расчетов время полного разрушения диска -180 дней. Если считать, что выход за пределы диапазона стационарного горения начинается после того, как темп аккреции вырос в 1.5 раза, то соответствующее время составит -100 дней, что находится в хорошем согласии с наблюдениями.
Типичная вспышка Z And составляет Зт. Для белого карлика с массой 1.2 М такое увеличение яркости обеспечивает оболочка с массой -4x10"7 М0 [3]. В наших расчетах масса оболочки была значительно меньше и составила только -10" М0 (следует отметить, что в полученном решении масса аккрецируемой оболочки зависит от параметров задачи (скорость ветра, температура и плотность диска и т.д.) и, следовательно, не является фиксированной величиной). Очевидно, что для корректного сопоставления масс оболочек необходимо использовать результаты расчетов термоядерного горения на поверхности белого карлика с массой, соответствующей массе аккретора в ZAnd, и, кроме того, нужно учитывать существенно несимметричный характер аккреции в рассматриваемом решении. К сожалению, нам не известны работы с подобными расчетами, поэтому вопрос об оценке массы оболочки остается открытым. Отметим также, что для скорости аккреции, соответствующей верхнему пределу устойчивого горения, и для типичного времени развития вспышки в года, масса оболочки не должна существенно превышать что находится в хорошем согласии с результатами расчетов. Анализ представленных результатов позволяет сделать вывод о том, что переход между спокойным и активным состояниями в классических симбиотических звездах может быть связан со сменой режима аккреции (переход от дисковой аккреции к аккреции из ветра) при незначительных вариациях скорости ветра от донора.
