Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Газово-пылевые оболочки звезд 8
1.1.Наблюдения газово-пылевых оболочек звезд 8
1.2. Алгоритм расчета динамики пыли и газа в окрестностях звезд высокой светимости .. 18
1.3.Методика расчета поля излучения в пылевой среде 27
Глава 2. Спектры излучения пылевых оболочек звезд, находящихся на поздней стадии эволюции 31
2.1.Пылевые оболочки звезд поздних спектральных типов 31
2.2. Численное моделирование непрерывных спектров звезд поздних спектральных типов с пылевыми оболочками 35
2.3.Расчет наблюдательных проявлений взрыва сверхновой, окруженной плотной пылевой оболочкой... 43
Глава 3. Численные модели активной фазы звезд типа R Северной Короны 57
3.1. Наблюдательные и физические характеристики звезд типа R Северной Короны 57
3.2.Физические параметры моделей 60
3.3.Динамика оболочки 63
3.4.Кривые блеска и инфракрасное излучение пыли . 75
Глава 4. Модели эволюции оболочек планетарных туманностей ..88
4.1.Общая формулировка задачи 88
4.2.Начальные модели и физические параметры 93
4.3. Динамическая эволюция оболочек планетарных туманностей 99
4.4. Спектры выходящего излучения и сравнение с наблюдениями 111
Заключение 121
Литература 123
- Алгоритм расчета динамики пыли и газа в окрестностях звезд высокой светимости
- Численное моделирование непрерывных спектров звезд поздних спектральных типов с пылевыми оболочками
- Наблюдательные и физические характеристики звезд типа R Северной Короны
- Динамическая эволюция оболочек планетарных туманностей
Введение к работе
Актуальность проблемы. Быстрое развитие техники инфракрасных (ИК) наблюдений за последние 10-15 лет привело к открытию ряда объектов, излучение которых в основном сосредоточено в ИК диапазоне спектра. Наиболее многочисленным классом источников ИК излучения являются звезды с пылевыми оболочками, существование которых связано как с самыми ранними, так и с наиболее поздними стадиями звездной эволюции. Образование пылевых оболочек на поздних стадиях эволюции звезд обусловлено процессами потери вещества и конденсации пылевых частиц из газовой фазы. Такие объекты являются основным поставщиком пылевой материи, играющей важную роль в физических процессах, происходящих в межзвездной среде. Б ряде случаев пылевая составляющая околозвездной оболочки является наиболее важным фактором, определяющим физическое состояние и динамику выброшенного из звезды вещества.
Большой и непрерывно возрастающий наблюдательный материал относительно пылевых оболочек звезд, важное значение пыли в физических процессах в межзвездной и околозвездной среде, существенная динамическая роль пыли в окрестностях звезд высокой светимости вызывают пристальный и постоянно растущий интерес к теоретическому моделированию астрофизических объектов, связанных с пылевыми оболочками.
Разнообразие физических процессов, происходящих в околозвездных оболочках, наряду с необходимостью гидродинамического описания движения вещества, существенно ограничивает возможность применения аналитических методов даже в случае достаточно простых моделей, а точность аналитических оценок обычно недостаточна при интерпретации конкретных объектов. Наиболее удобными и гибкими при решении сложных астрофизических задач оказываются численные
- 4 -методы, позволяющие принимать во внимание большое число элементарных физических процессов. Наиболее важным и информативным подходом при численном моделировании пылевых оболочек являются методы радиационной гидродинамики, позволяющие не только корректно описать движение газа и пыли в окрестностях звезды, но и получить наблюдаемые характеристики поля излучения, что дает возможность непосредственного сравнения теоретических моделей с наблюдениями. В рамках такого подхода, например, удалось достичь понимания сложных гидродинамических явлений, происходящих при образовании звезд, а наличие спектров выходящего излучения дает возможность интерпретировать ряд конкретных наблюдательных объектов. Применение численных методов радиационной гидродинамики в случае пылевых оболочек звезд, находящихся на поздних стадиях эволюции, также представляет существенный интерес как для общей теории таких объектов, так и для интерпретации наблюдательных данных.
Цель работы. В диссертации поставлена задача изучения га-зово-пылевых оболочек звезд, находящихся на поздних стадиях эволюции путем численного моделирования таких объектов и сравнения полученных данных с наблюдениями. На основе результатов газодинамических расчетов исследовалась роль пыли в динамической эволюции оболочек планетарных туманностей и звезд типа /2 Северной Короны. Рассмотрены также модели пылевых оболочек звезд поздних спектральных типов и изучены возможные наблюдательные проявления взрыва сверхновой, окруженной плотной пылевой оболочкой.
Научная новизна. На основе обширных расчетов в настоящей диссертации впервые:
- путем точного численного расчета переноса излучения получена серия моделей пылевых оболочек звезд поздних спектральных типов, на основе которой выявлены общие закономерности поведения непре-
- 5 -рывного. спектра выходящего излучения в зависимости от параметров оболочки и центральной звезды;
рассмотрены возможные наблюдательные проявления взрыва сверхновой, окруженной пылевой оболочкой;
изучена динамика газово-пылевых оболочек звезд типа R Северной Короны в активной фазе;
путем численного расчета поля излучения получены модели кривых блеска звезд типа R Северной Короны в интервале длин волн от 0.1 мкм до 20 мкм;
построены численные модели эволюции оболочек планетарных туманностей на основе представлений, описывающих сброс оболочки в виде интенсивного звездного ветра;
в рамках принятой модели подробно исследовано влияние начальных параметров, таких как масса и светимость центральной звезды, начальное содержание пыли, темп потери массы звездой на стадии "сверхветра", начальная скорость истечения газа и масса оболочки на динамическую эволюцию и непрерывный спектр планетарной туманности;
на основе численных расчетов исследована роль различных механизмов ускорения оболочек планетарных туманностей.
Результаты, защищаемые автором.
Исследованы модели пылевых оболочек звезд поздних спектральных типов при различных предположениях о параметрах звезды и пылевых частиц. Рассчитанные спектры излучения таких оболочек хорошо согласуются с наблюдениями.
Изучены возможные наблюдательные проявления взрыва сверхновой, окруженной плотной пылевой оболочкой. При темпе потери массы предсверхновой, превышающем Ю~3Мо/год, взрыв звезды наблюдается практически только в ИК диапазоне, что заметно снижает вероятность регистрации такого явления обычными методами.
Построены модели кривых блеска звезд типа В- Северной Короны для различных размеров пылинок, конденсирующихся в оболочке, светимостей звезды, содержания и температуры конденсации пыли. Оптические свойства пылевых частиц рассчитывались по теории Ми. Кривые блеска получены путем расчета непрерывного спектра излучения в диапазоне длин волн от 0.1 мкм до 20 мкм и показывают хорошее согласие с наблюдениями.
Динамика оболочек звезд типа R Северной Короны в значительной степени определяется размерами пылевых частиц и светимостью центральной звезды. Рост скорости относительного движения пыли и газа по мере увеличения радиуса пылинок ставит некоторые ограничения на возможные размеры частиц. При низких значениях светимости звезды ( L*~I0 L ) механизм ускорения оболочки посредством давления излучения на пыль может оказаться недостаточным для объяснения наблюдаемых скоростей разлета, что, по-видимому, говорит в пользу более высоких светимостей звезд типа Я Северной Короны.
Построен ряд эволюционных моделей для оболочек планетарных туманностей. Выявлены три основных механизма ускорения оболочки: давление излучения на пыль, прохождение фронта ионизации и изотермическое расширение газа. Рассмотрено действие каждого механизма на определенных этапах эволюции. Выявлено существенное влияние начальной скорости истечения вещества на дальнейшую эволюцию распределения плотности в оболочке планетарной туманности.
Построены непрерывные спектры выходящего излучения для всех этапов эволюции оболочек планетарных туманностей в инфракрасном и радио диапазонах. Сравнение полученных спектров с наблюдениями показывает возможность использования моделей как для изучения общих закономерностей поведения излучения планетарных ту-
- 7 -манностей, так и для интерпретации конкретных объектов.
Практическая и научная ценность. В основе диссертации лежит модифицированный и расширенный комплекс программ Йорка, предназначенный для совместного расчета сферически-симметричных моделей газодинамики пыли и газа и переноса излучения в непрерывном спектре. Программы адаптированы для выполнения расчетов при помощи ЭВМ серий Ряд I и Ряд 2.
Универсальность используемого алгоритма позволяет решать широкий класс астрофизических задач, связанных с изучением одномерных гидродинамических течений. Расчет поля излучения дает возможность корректного описания процессов взаимодействия излучения с веществом и детального сравнения теоретических моделей с наблюдениями.
Представленные в диссертации результаты могут служить как для интерпретации некоторых наблюдаемых явлений, так и для выяснения общих закономерностей развития ряда астрофизических объектов.
Анализ эволюционных моделей позволяет сделать вывод о принципиальной правильности существующих представлений об образовании и эволюции оболочек планетарных туманностей.
Модели активной фазы звезд типа R Северной Короны дают возможность ограничить произвол в выборе характеристик центрального источника и пылевой оболочки и могут служить тестом для расчетов конденсации и роста пылевых частиц.
Модели пылевых оболочек звезд поздних спектральных типов могут служить для интерпретации наблюдений отдельных ИК источников.
Алгоритм расчета динамики пыли и газа в окрестностях звезд высокой светимости
Быстрое развитие техники наблюдений в инфракрасном ( ЙК ) диапазоне спектра привело к значительному прогрессу в изучении разнообразных низкотемпературных астрофизических объектов и, в особенности, межзвездной и околозвездной пылевой материи. В настоящее время практически все наблюдательные результаты получены при помощи: наземных телескопов с диаметром зеркала от І м до 5 м в атмосферных окнах прозрачности 2.0-2.4 мкм, 8-13 мкм, 20 мкм и 34 мкм; самолетных и балонных телескопов с диаметром зеркала до І м в интервале длин волн от 40 до 350 мкм и ракетными телескопами /1,2/.
Пространственное разрешение в ИК диапазоне для- длин волн А 20 мкм ограничивается влиянием турбулентности земной атмосферы и составляет несколько секунд дуги. При увеличении длины волны быстро растет диаметр диф-ракционного изображения источника и разрешение на длине волны около 300 мкм составляет приблизительно I . В реальных условиях существенным фактором является также точность наведения телескопа, которая, например, для баллонных наблюдений не превышает 1.5-2г.
В качестве приемников излучения в диапазоне А 3.5 мкм используются фотосопротивления гор илиІПрЬ ,охлаждаемые жидким азотом, а при Л 3.5 мкм германиевые болометры, охлаждаемые жидким гелием / 3 /.
В настоящее время известно несколько тысяч ИК источников и их число постоянно возрастает. По некоторым признакам их можно разделить на следующие группы /1,2,4/: I/ молекулярные облака; 2/ компактные зоны НП ; з/ протрзвезды; 4/ звезды, погруженные в плотные пылевые облака; 5/ планетарные и протопланетарные туманности; 6/ йроэволюционировавшие звезды, теряющие вещество; ядра галактик; 8/ квазары. Дадим краткую характеристику некоторых ИК источников, излучение которых обусловлено существованием околозвездных пылевых оболочек.
Компактные зоны ни . Компактные зоны ни являются одним из наиболее мощных источников ИК излучения в интервале длин волн от 2 мкм до 100 мкм. Наиболее хорошо изученные зоны имеют размеры от 0.05 пс до 0.5 пс. Электронные плотности варьируются в интер-вале от 10 см до 10 см . Спектральный состав излучения компактных зон НИ характеризуется наличием двух компонент: ЙК эмиссии пыли с температурой от 50К до 250К и радиоизлучением электронов при свободно-свободных переходах( рис.1 ). Светимость таких источников достигает ТО6 Ь . Наблюдения показывают наличие нескольких компонент в составе пыли /5/.
Протозвезды. К протозвездам относят ряд компактных источников, свойства которых предполагают ранний эволюционный статус. Обычно у этих объектов отсутствует излучение в радиодиапазоне. Наиболее известными и хорошо изученными источниками этого типа являются объект Беклина - Нейгебауэра и . Светимости прото звезд заключаются в пределах от 10 L до 4 I04LQ / 7,8/ .
Планетарные и протопланетарные туманности. Инфракрасное излучение планетарных туманностей обусловлено тепловой эмиссией пыли с температурой в несколько сотен градусов. Наиболее мощные ЙК потоки наблюдаются у компактных, таких как /JG-C 7027 , молодых объектов. В пределах оболочки пыль может сосуществовать с ионизованным газом. Распределение энергии в ИК диапазоне обычно имеет максимум в интервале длин волн от 10 мкм до 30 мкм и существенно превосходит ожидаемый поток, обусловленный свободно-свободным излучением/Спектроскопические измерения показали, что излучение пыли в непрерывном спектре обычно имеет сложную форму с множеством эмиссионных или абсорбционных полос между 3 мкм и 15 мкм /9/.
В настоящее время считается общепринятой гипотеза, согласно которой непосредственными предшественниками планетарных туманностей являются красные сверхгиганты. В связи с этим большой интерес представляет обнаружение объектов, находящихся на промежуточной между планетарной туманностью и красным сверхгигантом стадии развития. Теоретический анализ показывает, что подобные объекты должны интенсивно терять массу с темпом М 10 Мф/год и проявляться как ИК источники со светимостью 10 - 10 L Q /10/. К настоящему времени известно более 20 объектов с подобными свойствами .(наиболее изученные CRL 2688, IRC- 10216) . Проэволюционировавшие звезды, теряющие вещество.
Звезды_позлних__спектальных типов. Значительная часть звезд поздних спектральных типов, таких как сверхгиганты спектрального класса М2. и позднее, переменные типа Миры Кита классов М и S и углеродные звезды являются источниками ИК излучения. Спектрофото-метрия таких звезд показала, что распределение энергии в спектре может быть хорошо объяснено суммой излучения холодной фотосферы и некоторым избытком, обусловленным тепловой эмиссией пылевой оболочки / 12/ . Большинство М сверхгигантов имеет избыток только при А 5 мкм ( например, d 0ti ъм Сер) , причем, ИК излучение возникает в оптически тонкой оболочке и обычно составляет менее 10% общей светимости звезды / 13 / . В некоторых случаях наблюдаются большие ИК избытки при 5 мкм 71 8 мкм обусловленные излучением оптически толстой пылевой оболочки- с температурой около 600 К, а ИК поток достигает до 40% общей светимости звезды (например, л/ML Суд и УУСМа).
Численное моделирование непрерывных спектров звезд поздних спектральных типов с пылевыми оболочками
Красные гиганты и сверхгиганты являются одним из основных источников межзвездной пыли /42/, которая оказывает значительное влияние на физическое и химическое состояние межзвездной среды. В связи с этим большое значение имеет определение размеров, формы, химического состава и других характеристик частиц, выбрасываемых звездами в окружающее пространство. Знание физических свойств пылинок необходимо и при построении теории пылевых оболочек звезд. Все это указывает на необходимость изучения процессов образования твердых частиц из газовой фазы, их роста и взаимодействия с окружающей средой.
ИК наблюдения спектров звезд с пылевыми оболочками выявили наличие двух основных видов пылинок, а именно: частиц, состоящих, в основном, из атомов углерода (графит), и так называемых силикатов, легко отождествляемых по полосе 9.8 мкм, в состав которых входят атомы кремния, кислорода и, возможно, магния и алюминия. Точный состав ; .околозвездных пылинок неизвестен и в значительной степени определяется обилием химических элементов в атмосфере звезды. В каждом конкретном случае наблюдаются либо углеродные гранулы (возможно, также некоторые соединения углерода, например, кабрид кремния), либо силикаты. Это вызвано тем, что при охлаждении газа происходит интенсивное образование молекул окиси углерода, в которых полностью связывается элемент (углерод или кислород), менее распространенный в атмосфере. При дальнейшем охлаждении газа, в твердую фазу переходят только оставшиеся свободными атомы, что ведет к конденсации частиц графита или карбида кремния при О/С - I, или кислородосодержащих соединений при OfC \ /17/ .
Теоретические расчеты процессов образования и роста пылевых частиц (см., например, /43/) показывают сильную зависимость конечных размеров, состава, числа и других характеристик пылинок от конкретных физических условий, в частности, от температуры и плотности газа и пыли. В связи с этим можно ожидать заметной вариации характеристик твердых частиц как для различных звезд, так и для одной и той же звезда в разные моменты времени . Все это существенно усложняет построение теоретических моделей пылевых оболочек для конкретных ИК источников.
В настоящее время существует большой наблюдательный материал относительно пылевых оболочек звезд поздних спектральных типов, который требует теоретической интерпретации таких объектов. Теоретические модели ИК спектров строятся на основе изучения переноса излучения в сферически-симметричной оболочке с заданным распределением плотности пыли и известной зависимости коэффициента поглощения от частоты. Большая часть исследований проводилась с целью подбора моделей конкретных объектов /43-47/. Все эти работы выполнялись на основе приближенных методов решения уравнения переноса излучения. Следует отметить расчеты Рован-Робинсона и Харриса /48-50/. Авторы, на основе приближенного численного расчета переноса излучения, подобрали спектры ИК излучения всех хорошо изученных гигантов и сверхгигантов поздних спектральных типов с пылевыми оболочками. При расчетах для всех звезд одного типа (по отношению содержания Ю использовалась одна и та же модель пылинок. Размеры частиц и коэффициенты поглощения не варьировались, в то время как следует ожидать различных оптических свойств пыли для разных источников. К недостаткам модели следует отнести также произвол в выборе радиуса внутренней границы распределения пыли. Все это привело авторов к необходимости произвольного изменения коэффициента поглощения пылинок.
Другим направлением в теоретическом изучении газово-пылевых околозвездных оболочек является изучение общих закономерностей поведения ИК спектров при изменении параметров оболочки и звезды. Джонс и Меррил /18/, на основе численных расчетов, получили около 200 моделей оболочек и ИК спектров излучения. Авторам удалось выявить ряд общих закономерностей, проявляющихся при варьировании параметров оболочки. К сожалению, при решении уравнения переноса допускался ряд упрощений, что может вызвать ошибку в определении температуры пыли до 10% и более. Точные методы решения переноса используются обычно для расчета единичных моделей /51-53/ и применялись для случая протозвездных облаков. В случае оболочек прото-звезд Йорком и Шустовым /54/ рассчитан ряд ИК спектров для широкого диапазона параметров. Аналогичная работа была проведена для оболочек звезд поздних спектральных типов /55/, отличающихся видом распределения плотности от оболочек протозвезд. Это позволило провести сравнение результатов расчетов и выявить некоторые различия в поведении ИК спектров звезд различных типов.
Непрерывные спектры звезд с пылевыми оболочками строились на основе решения уравнения переноса излучения в 64 частотах, охватывающих интервал длин волн от 0.01 мкм до 4000 мкм.
Принятая модель включала звездный источник излучения, радиусом Я с температурой поверхности 2500 К. Источник излучения окружала сферическая полость, свободная от поглощающей материи с радиусом Я І , который определялся из условия, что температура пыли Т(Л в точке Я і равна температуре испарения пылинки, принимавшейся равной 2000 К. В отличие от всех предшествующих расчетов значение Я і не фиксировались, а определялись в процессе расчетов. Начальное значение Я і вычислялось в предположении отсутствия нагрева со стороны других пылинок и затем уточнялось в результате итераций. В связи с сильной зависимостью оптической толщи оболочки от значения Я і сходимость итерационного процесса была слабой ( обычно требовалось более 10 итераций для определения распределения температурі с относительной погрешностью лучше 1%).
Наблюдательные и физические характеристики звезд типа R Северной Короны
Более строгий подход к определению наблюдательных проявлений взрывов сверхновых, окруженных пылевой материей, требует изучения переноса излучения в околозвездной среде. Поле излучения в молекулярном облаке должно рассматриваться как нестационарное, поскольку время существенного изменения светимости сверхновой много меньше времени прохождения света в поглощающем веществе, которое составляет несколько десятков лет. Необходимость решения нестационарного уравнения переноса делает почти невозможным подробное исследование таких процессов.
В случае оболочки, образовавшейся в результате потери массы предсверхновой, распределение плотности поглощающей материи имеет вид $ Ъ и, как отмечалось в /63/, излучение перерабатывается, в основном, в относительно компактной области, для которой время распространения света оказывается сравнимым или меньше времени заметного изменения светимости звезды; В связи с этим в первом приближении поле излучения в пределах оболочки можно считать стационарным и для изучения возможных наблюдательных проявлений вспышки сверхновой, окруженной пылевой оболочкой, использовать алгоритм, описанный ранее.
Модель пылевой оболочки, применявшаяся при расчете спектров выходящего излучения, полностью тождественна оболочкам красных сверхгигантов, описанным в предшествующем параграфе, а оптические свойства пыли приняты по данным Йорка для тугоплавкой компоненты /27/.
Во время вспышки.сверхновой, особенно вблизи максимума блеска, давление излучения звезды может приводить к значительному ускорению пыли и уменьшению ее содержания в оболочке. Оценки скорости дрейфа пылинок (см. таблицу 3) показывают, что скорость пыли быстро падает со временем и, как легко убедиться,движение с такими скоростями не приводит к существенному перераспределению поглощающей материи за рассматриваемый промежуток времени. В связи с этим отношение плотностей пыли и газа в пределах оболочки считалось постоянным. Внутренняя граница распределения пыли находилась из предположения Td(Ri) = 2000 К в момент максимума блеска.
Расчеты проводились при двух значениях темпа потери массы М = 10"4 М 0 /год и М = I0"5 М0 /год. Модель центрального источника строилась на основе кривой блеска типичной сверхновой П типа 1969 . Исходные данные приняты по наблюдениям Чиатти и др.. /64/. По известным величинам В и V , используя соотношения, приведенные Алленом /65/, получены радиус, эффективная температура и светимость звезды в зависимости от времени. Начиная с фазы 2.440.591 JD эффективная температура принималась равной 6000 К /66/.
Для изучения возможных наблюдательных проявлений вспышки сверхновой, окруженной пылевой оболочкой, рассчитаны две серии моделей, основные характеристики которых приведены в таблице 3. В серии I (М = 10 MQ /ГОД ) после взрыва звезды оптическая толща оставшейся пылевой оболочки составляет а5 = 4.87, а радиус внутренней границы распределения пыли увеличивается почти на два порядка и достигает 3.8#І0І6см. В этом случае коротковолновое излучение сверхновой заметно ослаблено и главную роль в формировании спектра играет тепловая эмиссия пыли (рис. 10) . Для внешнего наблюдателя звезда выглядит как мощный ИК источник с эффективной температурой 1500 К. По мере падения светимости и эффективной температуры центрального источника пылевая оболочка постепенно охлаждается и приблизительно через год после момента максимума наблюдается как ИК источник с эффективной температурой около 600 К. Общее поведение спектра выходящего излучения характеризуется быстрым спадом оптического излучения и постепенным смещением макоимуна в область больших длин волн.
В серии 2 ( М = КГ4М#/год) пыль в оболочке испаряется практически полностью. Спектр излучения состоит из двух хорошо различимых компонент (рис. II). В коротковолновой области доминирует прямое излучение звезды, а при А 0.8 мкм тепловая эмиссия пыли, изменение которой с течением времени в общих чертах сходно с серией I.
Эффективный размер источника, определяемый как радиус диска в пределах которого излучается половина потока, существенно зависит от длины волны. В серии I (рис. 12) приЛ 2 мкм размеры источника обусловлены в основном тепловой эмиссией протяженной пылевой оболочки, а при 71 0.3 мкм - слабым рассеянным излучением звезды. Глубокий минимум вблизи I мкм возникает в связи с тем, что в этой области доминирует прямое излучение звезды. Аналогичный, но более ярко выраженный минимум эффективного размера наблюдается и в случае И = 10 Мо/год, В этой серии оптическая толща оболочки почти на порядок меньше, чем в серии I, и прямое излучение звезды оказывает большое влияние как на формирование спектра, так и на зависимость эффективного размера источника от длины волны (рис.13).
Сравнение рассчитанных кривых блеска с исходной (рис. 14) по-казывает значительное ослабление звезды только при М =10" /%,/год. Просветление пылевой оболочки за счет взаимодействия с выброшенным сверхновой веществом начинается примерно через год после максимума блеска и в течение этого времени регистрация вспышки в оптическом диапазоне затруднена.
Предполагая, что вероятность регистрации вспышки пропорциональная объему пространства, в котором звезда создает освещенность в данной длине волны, достаточную для наблюдения этого явления, легко получить, что для галактических сверхновых р л, а для внегалактических.
Динамическая эволюция оболочек планетарных туманностей
Первая модель в настоящее время может, по-видимому, не рас-матриваться, поскольку ист и др. /91/ на основе продолжительных наблюдений RYSgr убедительно показали, что ЙК и оптическое излучение объекта тесно связаны и поэтому ИК поток не может приписываться холодному компаньону. Вторая сталкивается с рядом трудностей при интерпретации наблюдений / 84 /. Третья хорошо объясняет большую часть наблюдательных фактов, однако, механизм выброса облака остается неизвестен. Предположение, объясняющее ускорение газа давлением излучения на пыль, конденсирующуюся вблизи поверхности звезды, сталкивается с рядом трудностей, вызванных большой эффективной температурой некоторых звезд этого типа. В связи с этим необходимо привлечение других механизмов, объясняющих ускорение вещества. Одна возможность связана с пульсациями, наблюдающимися у ряда звезд типа RCB /94, 95/, которые, как показывают теоретические расчеты, носят иррегулярный характер и могут приводить к сбросу части оболочки звезды /96, 97/. При этом, в выброшенном веществе возникают условия, благоприятные для конденсации графитовой пыли / 98 /. Следует отметить, что в случае действия такого механизма форма газово-пылевой оболочки должна быть близка к сферически-симметричной. Окончательный ответ на вопрос о форме газово-пылевых оболочек звезд типа R. Северной Короны могут дать только последующие подробные ИК и оптические наблюдения.
При теоретическом исследовании активной фазы звезд типа R Северной Короны основное внимание должно обращаться на объяснение таких наблюдательных данных, как кривые блеска и изменения цвета звезд в течение минимума, а также инфракрасное излучение ішлевой оболочки. Детальный расчет кривой блеска и других наблюдаемых характеристик невозможен без изучения динамики газово-пылевой оболочки. В настоящее время существует единственный пример расчетов такого рода. На основе предположения о сферической симметрии Креловский /99/ рассчитал движение пыли в окрестностях звезды и построил модели кривых блеска. Главным недостатком расчетов является отсутствие взаимодействия пылевой и газовой компонент, что приводит к сильно завышенным значениям скорости разлета. Кроме того, разрушение частиц в результате столкновений с атомами газа, наблюдающегося в выброшенном веществе, должно заметно ограничивать размеры пылинок /100/. На основе численного интегрирования уравнений динамики и роста твердых частиц Квок /101/ получил, что уже при скоростях относительного движения, превышающих 20 км/с, темп разрушения пылинок в результате столкновений становится доминирующим фактором при определении их размеров.
Отсутствие детальных теоретических расчетов моделей активной фазы звезд типа RCB не позволяет сделать определенные заключения о механизмах переменности таких объектов. В связи с этим, на основе метода, описанного ранее, нами были построены численные модели активной фазы этих звезд на основе предположения, что изменение их блеска вызывается выбросом сферически-симметричной газовой оболочки с последующей конденсацией графитовых частиц в выброшенном веществе /102/.
Эволюция распределения скорости и плотности газа и пыли моделировалась путем включения звездного ветра различной интенсивности, что осуществлялось изменением граничных условий на внутреннем крае счетной области. Начальная скорость ветра на всех фазах счищалась равной параболической. Значение темпа потери массы до начала и после конца фазы сброса оболочки принималось равным М =10 1%/год. В связи с тем, что использовавшийся алгоритм не позволяет изменять параметры пылинок в процессе вычислений, а условия конденсации частиц в значительной степени зависят от плотности газового потока, отношение масс пыли и газа при М = 10"М /год выбирались таким образом, чтобы динамическое действие давления излучения на пыль и вклад разреженных слоев в обіцую оптическую толщу оболочки были незначительны.
Сброс плотной газовой оболочки моделировался включением более интенсивного ветра с темпом потери массы М =10 /Чр/год.
Такие значения М , по-видимому, обычны для RC6 звезд /103, 104/. Фаза интенсивного истечения газа продолжалась 5 10 с (около 58 суток). Конденсация пылинок моделировалась путем увеличения плотности пылевой компоненты по мере роста плотности газа в зоне, где температура частиц падает до значений Тт , указанных в таблице 4. Для изучения влияния различных параметров звезды и пылинок на динамику оболочки и фотометрическое поведение звезды в течение активной фазы рассчитано 7 моделей, основные характеристики которых даны в таблице 4. Под начальным содержанием пыли б о подразумевается доля углерода (по массе), сконденсировавшегося в твердую фазу по отношению к общей массе газа. Пылевые частицы считались сферическими с плотностью 2.2 г/см .
Во всех моделях предполагалось, что центральная звезда имеет массу М = I Мф и температуру 7 = 5300 К.
