Содержание к диссертации
ВВЕДЕНИЕ 5
I. Обзор наблюдений внешних оболочек звезд типа
Т Тельца 5
2. Исходные предпосылки для расчета строения и эво
люции звезд с нейтронным ядром 14
3. Цель работы и защищаемые результаты 17
ГЛАВА I. Физические свойства вещества звезд с нейтронным
ядром и метод построения моделей 20
I. Уравнение состояния 20
-
Область Т«Ю8 К 20
-
Область. Т>108 К и j> 3-Ю11 г/см3. I. Асимптотические формулы для уравнения состояния электронно-позитроиного газа 24
-
Область Т>Ю8К и -^ 3-Ю11 г/см3. П. Квадратурные формулы для уравнения состояния электронно-позитронного газа 32
Д) Фотодиссоциация железа и нейтронизация. I. Об
ласть р^ Ю11 г/см3, Т>Ю9К 36
Е) Фотодиссоциация железа и нейтронизация. П. Учет вырождения нейтронного газа (Ю11<5)^
3 ЮП) 39
Р) Область высоких плотностей (J > 3 10 г/см3). 45
2. Коэффициент непрозрачности, энерговыделение в
термоядерных реакциях и скорость генерации ней
трино 46
3. Релятивистские уравнения внутреннего строения
звезды, граничные условия и методика численных
расчетов 52
ГЛАВА П. Эволюционные модели звезд с нейтронным ядром 61
I. Исходная модель для эволюционных расчетов 61
2. Эволюционные расчеты и проверка чувствительности
модели к граничным условиям 67
3. Основные выводы и перспектива дальнейших иссле
дований 73
ГЛАВА Ш. Физические условия в атмосферах звезд типа
Т Тельца 76
I. Модели истекающих корон и анализ рентгеновского
излучения от звезд типа Т Tact 76
-
Модели изотермических истекающих корон 76
-
Рентгеновские наблюдения и их интерпретация... 84 2. Анализ наблюдений в ультрафиолетовом диапазоне:
качественное различие структуры верхней атмосфе
ры звезд типа Т Таи, и Солнца 87
3. Оценка физических условий в коронах звезд типа
Т Тли. по наблюдениям запрещенных корональных
линий 93
-
Расчет интенсивности свечения корональных линий 94
-
Наблюдательный материал 97
C) Анализ областей с температурой Т>2-1ЭТС .... 102
Д) Ограничения на скорость потери массы 108
4. Высокотемпературные ( Т > Теj ) области и проблема интерпретации эмиссионного спектра звезд типа
Т Тли. в оптическом диапазоне 112
5. Координированные наблюдения R U Lupi 119
-
Rl/ iupi - как объект исследований 119
-
Наблюдения RU lupi и их предварительные результаты 121
-
Перспективы дальнейших исследований 127
Заключение 132
Литература 135
Введение к работе
1« 0йзр^^а^ШМЁ^нбЩНих_о^длочек_^е^д_типа
ИІельна
В эволюции звезд любой массы есть этапы, когда основным источником энерговыделения служит гравитационное сжатие. Прежде всего, это стадия, предшествующая главной последовательности,когда протозвезда, сжимаясь, разогревается до температур, при которых становятся возможными реакции термоядерного синтеза. С точки зрения внутреннего строения звезды, этот этап эволюции исследован сравнительно подробно [і], чего, однако, нельзя сказать о физике явлений, протекающих в самых внешних слоях протозвезд. За два последних десятилетия наблюдения позволили выявить множество фактов, свидетельствующих о мощных нестационарных процессах в атмосферах звезд типа Т Тельца, а также Ае и Be звезд Хербига. Хаотическая переменность во всех спектральных диапазонах, крупномасштабные движения газа в окрестностях молодых звезд, а также наличие мощных хромосфер и корон - все это свидетельствует о значительном выделении механической энергии в атмосферах протозвезд.
Форма, механизмы генерации и диссипации механической энергии до сих пор не известны. Ясно лишь, что вращение и магнитное поле, практически не сказываясь на внутреннем строении протозвезд, полностью ответственны за весь комплекс нестационарных явлений в их атмосферах и околозвездных оболочках. Таким образом, на данном этапе наибольший интерес представляет исследование физики явлений, протекающих в самых внешних областях молодых звезд.
В качестве первого шага на этом пути необходимо построить феноменологическую модель оболочек протозвезд, позволяющую описать совокупность наблюдательных фактов, В качестве объекта исследования были выбраны звезды типа Т Тельца, как наиболее интересные, по нашему мнению, представители молодых звезд.
Звезды типа Т Тельца ( ТТип ) были выделены в особый класс Джоем [2J (см. также [3J )./ на основании чисто спектральных признаков:
Спектральный класс от G до М *
Бальмеровские линии водорода и СаП в эмиссии.
Наличие интенсивных эмиссионных линий Fe I 4063 и 4132 А, что является специфической особенностью класса.
Более поздние исследования показали (см., например, [4,5])\ что для звезд типа Т Тельца в той или иной мере характерны также эмиссионные линии Fe ІГ, Не І, Ті И , [о Г] и [S її) . Большинство звезд имеет избыточную эмиссию в непрерывном спектре в коротковолновом и инфракрасном диапазонах [4, 6-8J по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов. Причем по данным [б] у ~ 10$ звезд избыточная эмиссия столь велика, что абсорбционный спектр до сих пор вообще не наблюдался.
Большинство звезд рассматриваемого типа показывают колебания блеска н широком временном диапазоне: от десятков секунд [э] ( ьУ_~ 0.1) до нескольких лет [ю] ( aV * 3m). Как правило, блеск изменяется нерегулярным образом, однако, в ряде случаев наблюдаются квазипериодические изменения с характерным временем порядка нескольких суток [її] и нескольких лет [12 ] .
Уже на ранних этапах исследования звезд типа ТТаи было высказано предположение об их экстремальной молодости [із] . В настоящее время общепринято мнение о том, что звезды этого типа представляют собой протозвезды на стадии сжатия к главной последовательности. В пользу этой интерпретации можно привести следующие доводы:
Звезды типа ч наблюдаются в областях звездообразования и имеют кинематические характеристики, сходные с близлежащими газо-пылевыми комплексами [14J .
Содержание лития в атмосферах звезд типа Т Тли. значительно превышает обилие этого элемента на Солнце и близко к обилию лития в межзвездной среде [4J .
Положение этих объектов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела совпадает с предсказываемым теорией положением протозвезд с массой 3 Мф [б] .
Пекулярный спектр, сильная переменность во всех спектральных диапазонах и эволюционный статус привлекли к звездам типа ТТли пристальное внимание астрофизиков.. К настоящему времени известно почти I 000 звезд этого типа.. Имеется каталог этих объектов [іб] и однородный спектральный материал на основе сканерных наблюдений в северном [5 J и южном [I6J полушариях. На основании обширной статистики [5,I6J сделан вывод о том, что большинство звезд типа Т Таи имеет спектральный класс К и возраст "t ~ 10 лет. По степени развитости эмиссионного спектра принято согласно Хербигу [4J делить звезды типа Т Tatt на 5 классов. Наиболее интенсивной эмиссионной линией в спектрах этих звезд является линия Hjl и у звезд, относимых к пятому классу, ее эквивалентная ширина Whj, превышает в ряде случаев 200 А при полуширине по уровню половинной интенсивности порядка 200 км/с . Например, у RU lup't Whx* 200 A, FWHM * 260 км/с [l7] .
Статистический анализ [б] показывает, что у звезд с большей интенсивностью Н* более интенсивны и линии Fe П и Не I . По-видимому, эта корреляция справедлива и для линий Са П Н и К, которые наряду с линиями бальмеровской серии являются наиболее интенсивными в спектрах звезд типа Т Таи . у той же RU Лир Wc«/]k ~ 100 А . Таким образом, есть все основания предполагать наличие у звезд этого типа мощных хромосферних областей с температурой Т~Ю К ,
Профили эмиссионных линий весьма разнообразны. Их вид меняется от линии к линии, от звезды к звезде и для каждой из линий с течением времени. Наиболее радикально меняются линии бальмеровской серии. Согласно [18] у большинства звезд линия Н* имеет либо симметричную форму, либо двухкомпонентную структуру,т.е. состоит из двух более или менее отчетливо выраженных пиков, разделенных узким провалом с фиолетовой стороны от центра линии (Л =J0)« Положение провала характеризуется лучевыми скоростями от 30 до 300 км/с . Зайцева и Колотилов [I45J отмечают, что положение провала может значительно меняться в течение ночи. Вместе с тем, бывают ночи,, когда у тех же звезд положение провала, остается неизменным. У ряда звезд наблюдается несколько таких провалов, причем они то исчезают, то появляются в новом месте. Не ясно, являются ли эти провалы абсорбционными деталями или их появление обусловлено дефицитом эмиссии в определенном интервале длин волн [19,20J .
У некоторых звезд, например, у AS 205, линия Н* имеет профиль типа Р Cggni , т.е. относительно широкую депрессию в континууме со стороны фиолетового крыла линии. Насколько нам известно, профиль обратный Р C^gni t т.е. с абсорбцией ниже уровня континуума в красном крыле, у линии Н* до сих пор не наблюдался. Однако примерно у Ъ% звезд типа Т Таи. профили обратные Р С#9 наблюдаются у других бальмеровских линий:
Нр, Ну и т.д. по этому признаку Уолкер [2IJ выделил особый подкласс звезд - звезд типа Y I г1 . Авторы [ 22 J нашли, что звезды этого типа отличаются от остальных звезд большими избытками в ультрафиолетовой области, точнее меньшими средними значениями показателя V~ В> . Необходимо отметить, что у хорошо исследованных звезд этого подкласса ( YY Ог} f $ Сі А, А А Та к ) наблюдаются сильные вариации профиля бальмеровских линий: из обратного Р C^cj он за несколько часов превращается в практически симметричный fl8J либо приобретает весьма нерегулярную структуру, причем различную в разных линиях серии (23,24J . Профили линий Са П и л/« I Ъ имеют, как правило, асимметричную форму с абсорбционными (?) провалами в красной и фиолетовой областях. Отмечены заметные вариации контуров этих линий как случайного, так и систематического характера с характерным временем порядка суток l7,25j . Напротив, линии элементов с более высоким потенциалом возбуждения (Не I, Fe П), как правило, симметричны и не имеют абсорбционных компонент [17,18J .
Различие формы профилей и несинхронность их изменения у линий с разным потенциалом возбуждения есть следствие сильной стратификации физических условий в верхней атмосфере протозвезд малой массы., Речь идет не только о наличии сложного и крайне нестационарного поля: скоростей. Есть основания полагать, что над фотосферой звезд имеются, по крайней мере,., две качественно различные области с температурой Т~Ю4 К [2б] . Одна из них -плотная и сравнительно тонкая ( Ь ^ R * ) зона непосредственно примыкает к фотосфере, и по аналогии с Солнцем может быть наз- вана нижней хромосферой. Вторая область - менее плотная, более протяженная и крайне неоднородная оболочка с развитым полем скоростей. Были рассмотрены различные модели, объясняющие ее существование: выброс из звезды холодных сгустков [l9J ; аккреция остатков протозвездного облака [20J ; активные образования типа спикул, протуберанцев и т.п., но гораздо более грандиозные по масштабу, чем на Солнце [is] . Учитывая большое разнообразие спектров и характера переменности среди отдельных представителей звезд типа Т Таи. f кажется естественным предположить, что универсальной модели в принципе не существует.
Более подробно эта проблема обсуждается в 4 третьей главы данной работы. В частности, рассматривается возможность формирования сравнительно холодных (Т~10 К) сгустков вследствие тепловой неустойчивости в горячей (Т~ГО К) истекающей наружу короне C27J .
По данным [5J запрещенные линии наблюдаются в спектрах примерно і/з звезд типа Т \сш . Как правило, это линии [oij и [Sn] , однако, у некоторых звезд наблюдались и линии [л/ п] и [оп] (см. [l,28j ). Факт наличия этих линий и их интенсивность указывают на существование вокруг большинства звезд протяженных оболочек низкой плотности СПе & 10 см ). Статистический анализ большой совокупности звезд показывает, что интенсивность запрещенных линий коррелирует с интенсивностью линии W* и светимостью. У 16 из 18 исследованных звезд лучевая скорость, определяемая по запрещенным линиям, имеет отрицательное значение и, по-видимому, по абсолютной величине превышает лучевую скорость, определяемую по остальным эмиссионным линиям [17,29( . Создается впечатление, что у основной массы звезд разреженная оболочка расширяется, причем по какой-то причине мы наблюдаем лишь ту ее - II - часть, что движется к наблюдателю [YJ.
Наличие в окрестностях некоторых звезд типа ' 'aw-протяженной ионизованной оболочки подтверждается радионаблюдениями в сантиметровом и миллиметровом диапазонах [30-34J . Спектры исследованных радиоисточников указывают на тепловой характер радиоизлучения и согласуются с моделью оболочки, расширяющейся с постоянной скоростью ( пг ~ с ). Однако этот вывод нельзя считать абсолютно надежным, вследствие обнаруженной переменности и неодновременности наблюдений на разных частотах. Ситуация стала еще менее определенной после того как было обнаружено ,что прототип класса - звезда Т Тельца оказалась двойным радиоисточником. Он состоит из двух компонент, удаленных друг от друга на 0"5 О** 80 а.е.) с отношением радиосветимостей 1:10 ("Л я 6; см), причем более слабым компонентом в радиодиапазоне оказалась сама
Т Тац. ~35J . Природа второго компонента, независимо обнаруженного в инфракрасном диапазоне методом спекл-интерферометрии [36,37j , пока не выяснена [38,39J .
Крупномасштабные движения вещества в окрестностях некоторых звезд типа Т Таи особенно ярко выявились при изучении собственного движения объектов Хербига-Аро /40,4Ij?H при радионаблю-дениях в линиях СО кинематики молекулярных облаков [42,43J . Исследования этих феноменов приводят к выводу о сильно анизотропном, в ряде случаев биполярном, разлете вещества от молодых звезд. В самое последнее время были открыты сильно вытянутые струи горячего (Т~Ю К) газа, движущиеся в направлении от звезд Ъ& Таи., HL Таи, и некоторых других /44-46J . Их длина порядка 3-Ю1 см и прослеживаются они вплоть до расстояний ~ 3-10 ^ см от центральных звезд. Скорости порядка 30-100 км/с и небулярный характер эмиссии свидетельствуют, по-видимому, о том, что как и в случае объектов Хербига-Аро иы наблюдаем свечение газа, возбужденного ударной волной, которая возникла вследствие взаимодействия сильно ноллимированного звездного ветра протозвезд с остатками родительской туманности (45J .
Таким образом, имеются надежные указания на наличие истечения вещества в форме звездного ветра от звезд типа / Таи, Причиной наблюдаемой анизотропии газового потока может быть как собственно анизотропия звездного ветра, так и неоднородное распределение вещества в непосредственной окрестности звезд. В последнем случае речь может идти о газо-пылевом диске, возникшем при формировании протозвезды. Указание на присутствие пылевой компоненты с Т~ 10 К дают наблюдения в инфракрасном диапазоне [i, 46-48J и наличие заметной поляризации света от ряда звезд [49-50] .
Для анализа причин возникновения столь мощного звездного ветра необходимы наблюдения в коротковолновом диапазоне. Впервые ультрафиолетовое излучение от звезд типа Т Таи было зарегистрировано де Боером /5I.J со спутника "Коперник" , однако, чувствительность аппаратуры не позволяла сделать каких-либо детальных выводов о физических условиях в излучающей области. Запуск спутника Jl/fc позволил обнаружить мощное излучение в УФ контину-уме вплоть до 1100 А и больше разнообразие эмиссионных линий с температурой возбуждения от 2*10 до 2-Ю5 К [52-55J .
Анализ наблюдений приводит к выводу о том, что излучение приходит от областей, аналогичных верхней хромосфере Солнца, однако, в случае звезд типа Т Таи их мера эмиссии Ещ (см~5) превосходит .солнечную на три-четыре порядка [ 53,56J .
Области с корональной температурой были обнаружены у нес -кольких десятков звезд рассматриваемого типа при наблюдениях в - ІЗ - рентгеновском диапазоне ~57-60J . Рентгеновская светимость этих звезд оказалась порядка Ю30-Ю31 эрг/с . Это существенно превышает аналогичную величину для звезд главной последовательности тех же спектральных классов, однако, заметно меньше того значения, которого можно было бы ожидать на основании светимости в УФ диапазоне и экстраполяции на основе аналогий с атмосферой Солнца. По-видимому, дело в коренном отличии структуры горячих (ТМО К) областей атмосфер звезд типа Т Таи от солнечных [56,61J . Анализ структуры верхней атмосферы звезд типа Т Таи. проводится в 2 третьей главы данной работы. Основной вывод состоит в том, что в отличие от Солнца верхняя хромосфера и переходный слой нагреваются не в результате потока тепла из короны, а вследствие диссипации магнитогидродинамических волн [56,61 ] .
Наличие вокруг протозвезд протяженных газовых оболочек должно приводить к заметному поглощению рентгеновского излучения. В принципе, это может объяснить наблюдаемый дефицит рентгеновской светимости [58,59J . Однако наличие мощных областей с ТЖг К должно привести к появлению в оптическом участке спектра сравнительно интенсивных корональних линий />еХ] em і, [Ft w] 5303 A [27,6IJ .. В последние годы были сделаны попытки обнаружить корональные линии ионов FeX, FeXIV, Si VIII t Са XIII [*58, 62-65.] .
В 3 главы Ш получены соотношения, позволяющие определять параметры звездных корон по интенсивности свечения наиболее сильных корональних линий . На основе полученных формул проанализированы результаты поиска этих линий в спектрах звезд типа Т Таи Общий вывод заключается в том, что несмотря на возможное погло- щение рентгеновского излучения в околозвездной оболочке, можно считать доказанным, что структура корон и верхней хромосферы звезд типа Т Таи качественно отличается от солнечной [6Г/.
Учитывая сильную переменность излучения исследуемых звезд во всех спектральных диапазонах, возникает необходимость синхронных наблюдений в широком диапазоне длин волн на протяжении длительного времени. В 5 третьей главы приводятся предварительные результаты и анализ координированных,наблюдений Яі/ Lupi f выполненных в 1983-84 гг. Наблюдения проводились в рентгеновском (2-20/ кэВ), ультрафиолетовом (II00-3I00 А), оптическом и инфракрасном (вплоть до 10 мк) диапазонах, с помощью орбитальных обсерваторий (AGTP0H, IUE ) и наземных телескопов "5О в Чили /66,67j .
2. Исходн^_педпо^ыжи_л^я^асч^та_ст^о^ния_и эволюции„звезд с нейтронным .ядром
Следующий этап звездной эволюции, когда выделение гравитационной энергии становится существенным, связан с переходом звезды от главной последовательности в область красных гигантов. На ранних стадиях этого этапа происходит сжатие изотермического гелиевого ядра звезды и одновременное расширение внешней оболочки. При этом выделение гравитационной энергии может конкурировать с энерговыделением в слоевом источнике. У звезд умеренных масс (М ^ 2.5 Mq) сжатие центральных областей приводит к формированию вырожденного ядра. Вплоть до загорания гелия такие звезды, по сути дела, представляют собой белый карлик, : окруженный массивной конвективной оболочкой. Внутренняя область богатой водородом оболочки медленно оседает на ловерхность белого карлика. При этом происходит квазистационарное выгорание водорода и выделение гравитационной энергии, которое, однако, малосущественно, т.к. т -4 2 гравитационный потенциал белого карлика f~ 10 с заметно меньше, чем дефект массы на грамм аккрецируемого вещества, рав- —2 2 ный примерно 10 с .
Ситуация существенно изменится, если представить, что вместо белого карлика в центре находится нейтронная звезда. В этом слу- чае гравитационный потенциал компактного ядра ^н.зГ7 0#2 с и следует ожидать, что выделение гравитационной энергии будет преобладающим.
Расчет эволюции тесных двойных систем [68/ дает основание предположить, что возможна ситуация, когда нейтронная звезда может быть поглощена более массивным компаньоном и оказаться в его центре [69,70 J . Поскольку детальные расчеты, описывающие процесс проникновения нейтронной звезды (НЗ) вглубь нормальной, крайне сложны, представляет самостоятельный интерес выяснить, как будет выглядеть конечное состояние - звезда с нейтронным ядром после релаксации переходных процессов.
Первая попытка построить модель, в которой НЗ окружена оптически толстой и относительно массивной оболочкой, была сделана в работе [7Ij . Постановка задачи выглядела следующим образом. Предполагалось, что в момент і = 0, холодная НЗ окружена облаком с произвольно задаваемым распределением плотности, а затем в рамках одномерной гидродинамики рассматривалась эволюция системы. Расчеты показывают, что сразу после начала аккреции возникает ударная волна, движущаяся от поверхности НЗ к внешней! границе облака.. Вещество за фронтом ударной волны тормозится и нагревается до Т~Ю^ К, в результате чего возникает мощное нейтринное излуче- ниє. В одном из вариантов расчета, при котором исходная масса и размер облака были максимально велики (М0 = 2 10Г М0 , R0 = 5-I03/?u - ), к моменту t « 33 с ударная волна достигает внешней границы облака, в результате чего облако практически приходит в состояние гидростатического равновесия. Дальнейшая эволюция газовой оболочки есть квазистатическое (кельвиновское) сжатие с характерным временем т~ Ю с, определяемым объемными нейтринными потерями, намного превышающими фотонную светимость облака: /,*»4 К)44 эрг/с, Ly » 3 IO^L0 ** ТО38 эрг/с . В 1975 г. появилась работа Торна и Житков /72J (подробное изложение см. [73 J ), в которой построены модели звезд с холодным (Т^Ю К) нейтронным ядром, окруженным массивной оболочкой <моб>мн.з. = IV-
Согласно [73J , у звезд с полной массой ^ut^ 9 М0 ядерное горение происходит в лучистой зоне, а у звезд более массивных в конвективной зоне. В первом случае светимость звезды на 96$ обусловлена энерговыделением вследствие аккреции вещества оболочки на поверхность ГО и на 4$ - реакциями термоядерного синтеза. Во втором случае ситуация обратная. Однако в работе f 74J было показано, что сделанные Торном и Житков предположения о кинетике ядерного горения в конвективной зоне нереальны, а корректный учет всех факторов приводит к выводу о невозможности построения моделей звезд с холодным (T4I0j К) нейтронным ядром и полной массой свыше примерно 9 М0 .
Построенная в [72,73J модель звезды с М^± = 5 М внешне представляет собой красный сверхгигант с L « 4 10 L0, 7е$ « 2600 К и R ~ Ю Rq . Существенной особенностью модели является низкая,по сравнению с фотонной,нейтринная свети- мость: їм/by ~ 10 . Ниже будет показано, что это является следствием выбора определенных граничных условий авторами модели. Дело в том, что в отличие от [7lJ , где гидростатически равновесная модель получалась как результат эволюции исходного облака, Торн и Житков, сделав ряд специфических предположений, смогли построить самосогласованную модель без рассмотрения процессов, приведших к ее формированию.
Законность сделанных предположений и выбранных граничных условий требует специальной проверки. Башей задачей была такого рода проверка на основе эволюционной программы. Одновременно прослеживалась и временная эволюция модели. Было показано, что модель звезды с холодным нейтронным ядром не может быть реализована в природе. Даже искусственно созданная модель такого типа, видимо, превращается в горячую модель типа /71J . Прогрев слоев нейтронной звезды с 9 > 2-10 г/см приведет к росту нейтринной светимости. Это увеличит энерговыделение, возрастет скорость аккреции М , что приведет к еще большему росту температуры. В свою очередь это еще больше увеличит нейтринную светимость и т.д., пока не будет достигнуто устойчивое стационарное состояние с 1>у>^Ьх t аналогичное найденному в [7IJ.
3* Цель работы и защищаемые результаты
Цель данной работы - расчет внутренней структуры и эволюции звезд с нейтронным ядром ж оценка1 физических условий в верхней атмосфере звезд типа Т Т&и на основе анализа наблюдений в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. И в том и в другом случае мы имеем дело со звездами, у которых преобладающим источником энерговыделения служит гравитационное сжатие.
Автор выносит на защиту
Совокупность аппроксимационных формул, описывающих.физические условия в звездах с нейтронным ядром (уравнение состояния,, непрозрачность, скорость выделения ядерной энергии и генерации нейтринного излучения).
Результаты расчетов внутреннего строения и эволюции звезды с холодным (Т ICr К) нейтронным ядром, на основании которых сделан вывод о невозможности реализации в природе такой конфигурации. .
Качественный сценарий эволюции звезд с нейтронным ядром, состоящий в прогреве центральных областей до температурную % и переходу к режиму, при котором нейтринная светимость на много порядков превышает фотонную.
Результаты расчетов изотермических моделей истекающих корон и их применение к анализу, наблюдений звезд типа Т Таи..
Заключение о том, что верхняя хромосфера и переходный слой звезд типа /Тли нагреваются в результате диссипации механической энергии, а не потоком тепла из короны вследствие теплопроводности, как это имеет место на Солнце.
Вывод о том, что наблюдавшееся до сих пор рентгеновское излучение от звезд типа 7" Таи обусловлено процессами вспышечной активности.
7 . Методику и результаты определения параметров корон звезд типа Т Таи. по наблюдениям запрещенных корональних линий.
Возможность формирования холодных (Т~104 К) сгустков вслед-ствие тепловой неустойчивости в горячей (Т^Ю К) истекающей короне как один из вариантов объяснения большой ширины эмиссионных линий в спектрах звезд типа Т Таи,.
Вывод о неприменимости моделей, объясняющих форму профилей бальмеровских линий у звезд типа Т Тсси с чисто геометрической точки зрения.
Ю:, Предварительный анализ результатов координированных наблюдений l> *-upi (звезды типа 7~ Таи, ) в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах.
Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения. В первой главе приводятся аппроксимационные формулы для расчета уравнения состояния, непрозрачности, нейтринных потерь и скорости выделения ядерной энергии, а также релятивистские уравнения внутреннего строения звезд и методика их решения. Во второй главе описаны результаты расчетов внутреннего строения и эволюции звезды с нейтронным ядром для объекта с массой 5 М . Третья глава посвящена анализу физических условий в атмосферах звезд типа Т Тельца. Заключение содержит основные выводы и результаты приведенных исследований.
