Малков, Олег Юрьевич Двойные звезды и начальная функция масс

	Работ в текущем разделе: [ 34 ]       Дисциплина: Астрономия       На уровень вверх Тип: Диссертация  | Цена: 950 р.  | Страниц: 157  | Формат: pdf,  | Год: 2003  |   В корзину   |   Купить   Также в разделе: Зотов Леонид Валентинович ВРАЩЕНИЕ ЗЕМЛИ: АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ И ИХ ПРОГНОЗИРОВАНИЕ Зотов Леонид Валентинович ВРАЩЕНИЕ ЗЕМЛИ: АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ И ИХ ПРОГНОЗИРОВАНИЕ Зотов Леонид Валентинович ВРАЩЕНИЕ ЗЕМЛИ: АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ И ИХ ПРОГНОЗИРОВАНИЕ Исследование характеристик изотропных границ в магнитосфере Земли Магнитные поля кимически пекулярный звезд главной последовательности Малков, Олег Юрьевич Двойные звезды и начальная функция масс МНОГОЦВЕТНАЯ ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЯ АЛЬФА СЕВЕРНОЙ КОРОНЫ, GG ОРИОНА, DI ГЕРКУЛЕСА, V541 ЛЕБЕДЯ, V577 ЗМЕЕНОСЦА - ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД СО ЗНАЧИТЕЛЬНЫМ ЭКСЦЕНТРИСИТЕТОМ МНОГОЦВЕТНАЯ ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЯ АЛЬФА СЕВЕРНОЙ КОРОНЫ, GG ОРИОНА, DI ГЕРКУЛЕСА, V541 ЛЕБЕДЯ, V577 ЗМЕЕНОСЦА - ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД СО ЗНАЧИТЕЛЬНЫМ ЭКСЦЕНТРИСИТЕТОМ Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия Нелинейные модели солнечного динамо Ослабление и поляризация света несферическими неоднородными межзвездными пылинками ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД Быстрый поиск в текущем разделе:   В названии   Содержание Содержание Список принятых сокращений 6 Введение 7 1 Двойные звезды 19 1.1 Кратность звезд... 19 1.1.1 Терминология... 19 1.1.2 Кратность звезд солнечной окрестности... 24 1.2 Статистические свойства двойных... 25 1.2.1 Распределения по периодам и эксцентриситетам . . 25 1.2.2 Распределение по отношению масс компонентов . . 26 1.3 Механизмы образования двойных... 29 1.4 Свойства молодых двойных систем... 31 1.4.1 Наблюдения двойных на стадии сжатия к главной последовательности... 31 1.4.2 Сравнительный анализ ансамблей двойных главной последовательности и двойных на стадии сжатия к главной последовательности... 32 1.5 О системах более высокой кратности... 34 1.6 Двойные звезды и соотношение масса-светимость... 35 1.7 Определение динамических масс компонентов двойных . . 38 1.7.1 Затменные спектроскопические двойные... 39 1.7.2 Визуальные двойные с известными параллаксами . 39 1.7.3 Разрешенные спектроскопические двойные... 40 1.7.4 Двойные — члены систем более высокой кратности 40 1.7.5 Сравнительный анализ типов двойных... 41 - 3 - 1.8 Выводы... 43 2 Функция светимости 44 2.1 Неполнота локальной функции светимости... 47 2.2 Фотометрически неразрешенные двойные... 48 2.2.1 Условия фотометрической неразрешенности двойных 48 2.2.2 Неразрешенные двойные и функция светимости . . 49 2.2.3 Результирующие функции светимости... 54 2.3 Неразрешенные двойные и локальная скрытая масса ... 57 2.3.1 О величине локальной скрытой массы... 57 2.3.2 Возможные резервуары скрытой массы... 58 2.3.3 Скрытая масса в неразрешенных двойных... 61 2.4 Выводы... 63 3 Соотношение масса-светимость маломассивных звезд 64 3.1 Болометрические поправки для холодных звезд... 64 3.2 Фотометрические системы для холодных звезд... 68 3.3 Соотношение масса-светимость маломассивных звезд ... 71 3.3.1 Эмпирическое соотношение масса-светимость ... 71 3.3.2 О начальной функции масс в диапазоне звезд малых масс... 76 3.4 О кратности некоторых компонентов систем... 79 3.4.1 Причины отклонения звезд от среднего соотношения масса-светимость... 79 3.4.2 Метод определения параметров компонентов ... 81 3.4.3 Применение метода к конкретным системам ... 86 3.5 Выводы... 91 4 Соотношение масса-светимость звезд умеренных масс 93 4.1 Соотношения масса-радиус и масса-светимость... 94 4.1.1 Эмпирические соотношения... 94 - 4 - 4.1.2 Определение возрастов и химических составов тесных двойных... 96 4.2 Параметры затменных двойных и изолированных звезд . . 97 4.2.1 Шкалы болометрических поправок... 97 4.2.2 Teff и потоки излучения по данным Hipparcos ... 99 4.2.3 Радиусы затменных двойных и изолированных звезд 100 4.3 О причинах различий параметров ... 102 4.3.1 Вращение компонентов двойных и изолированных звезд ... 103 4.3.2 Ориентация орбит затменных двойных... 107 4.3.3 Радиусы В звезд... 108 4.4 Затменные двойные и соотношение масса-светимость . . . 109 4.4.1 Данные о визуальных двойных и соотношение масса-светимость ... 109 4.4.2 О ревизии начальной функции масс ... 112 4.5 Выводы... 114 5 Влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс 116 5.1 Функции масс компонентов и систем... 117 5.1.1 Аналитический подход... 117 5.1.2 Численный анализ... 122 5.2 Моделирование начальной функции масс солнечной окрестности ... 126 5.2.1 Исходные распределения и значения... 126 5.2.2 Результаты расчетов... 127 5.3 Начальная функция масс и степень кратности звезд ... 131 5.3.1 Степень кратности G и М звезд... 131 5.3.2 Об обнаружении коричневых карликов в системах . 135 5.4 Начальная функция масс и распределение систем по отношению масс компонентов ... 138 - 5 - 5.4.1 Получение распределения по отношению масс компонентов из начальной функции масс компонентов . 138 5.4.2 Применение метода для G и М систем... 144 5.4.3 Применение метода для систем на стадии сжатия к главной последовательности... 147 5.5 Выводы... 149 Заключение 150 Литература 157 - 6 - Список принятых сокращений ГР — Герцшпрунга-Рессела (диаграмма) НФМ — начальная функция масс ОКПЗ — Общий каталог переменных звезд CMC — соотношение масса-светимость ФС — функция светимости ВС — болометрическая поправка preMS — стадия сжатия к главной последовательности Введение - 7 -Введение Актуальность темы. Фундаментальной проблемой звездообразования и звездной эволюции является вопрос о массах образующихся звезд. Поскольку эволюция звезды определяется, в основном, ее начальной массой, то распределение по массам звезд, образующихся в данном месте и в данное время (начальная функция масс, НФМ), является ключевым распределением для понимания строения и эволюции звездных систем. Несмотря на значительный прогресс, сделанный в недавние годы в понимании образования одиночных звезд, вопрос о распределении звезд по массам остается открытым. Таким образом, определение формы НФМ и границ ее применения является одной их самых актуальных проблем астрофизики. Наши знания о начальном распределении звезд по массам формируются преимущественно на основании изучения ограниченных по объему звездных ансамблей в солнечной окрестности. С помощью различных астрометрических, фотометрических и спектрометрических методов можно получить распределение звезд главной последовательности по абсолютным звездным величинам, или функцию светимости (ФС). Затем, с помощью соотношения масса-светимость (CMC) из ФС может быть получена современная функция масс. Наконец, после учета эффектов звездной эволюции может быть определена НФМ. При определении НФМ солнечной окрестности массивные звезды обычно берутся из молодых ассоциаций на расстояниях до нескольких килопарсек. Маломассивные же звезды в НФМ поставляет хорошо перемешанное население диска (до расстояний порядка нескольких десятков парсек). Таким образом, вследствие своего малого времени жизни на главной последовательности, массивные звезды в получаемой таким образом НФМ весьма молоды (106 — 108 лет), в то же время маломассивные звезды имеют возрасты в районе 108 — 1010. Следовательно, для корректного определения НФМ необходимо решить вопрос о постоянстве НФМ во времени и в пространстве (по крайней мере, в диске Галактики). Дру- - 8 - гими словами, молекулярные облака, из которых образовались наблюдаемые в настоящий момент звезды главной последовательности, должны были формировать эти звезды с той же НФМ, что и молекулярные облака в наблюдаемых сегодня областях звездообразования. Солпитер (1955), используя доступную в то время информацию о ФС звезд поля и времени жизни звезд, определил, что НФМ в диапазоне масс 0.4 — Юга© представляет собой степенную функцию (в современных обозначениях): /(m) = dN/dm = /era", а = -2.35 (1) или, учитывая что Y(lg х) = у(х)х In 10, F(lg m) = d(N)/d(lg m) = Лт~г, Г = 1.35. (2) Первым исчерпывающим определением НФМ на всем диапазоне звездных масс можно считать работу Миллера и Скало (1979), впоследствии существенно модифицированную Скало (1986). Основным результатом этих работ был тот факт, что простая степенная функция не может адекватно аппроксимировать форму НФМ на всем диапазоне звездных масс. Логнормальная функция представляла собой гораздо лучшую аппроксимацию, позволяющую, в частности, объяснить уменьшение наклона для маломассивных (т < 0.5т©) и увеличение наклона для массивных (т > 1От0) звезд. Последующие наблюдения в целом подтвердили наличие уплощения на НФМ маломассивных звезд. В дальнейшем и маломассивный (см. Малков 1987, Пискунов и Малков 1987, Кроупа 1998, Рейд 1998) и массивный (Гармани и др. 1982, Мэси 1998) участки НФМ подвергались детальному исследованию и, зачастую, значительной ревизии. В частности, большой прогресс был достигнут в последнее время в определении локальной ФС и НФМ звезд малых масс. Он стал возможен благодаря появлению глубоких фотометрических (в т.ч. инфракрасных) обзоров, новым высокоточным астро-метрическим данным (космическая миссия Hipparcos и наземные CCD - 9 - наблюдения), новым моделям атмосфер холодных карликов и более точным CMC слабых звезд. В настоящее время широкое признание получили кусочно-линейные аппроксимации НФМ, опубликованные Кроупой и др. (1993) а= -0.70--1.85 при т= 0.08 - О.5т0 а = —2.2 при т = 0.5 — 1га© а = —2.7 при т > 1га© и Скало (1998) Г= 0.2 ±0.3 при га = 0.1-1т© Г= 1.7 ±0.5 при га= 1 - Юга© Г= 1.3 ±0.5 при га= 10-100га©. Наиболее значительные результаты, достигнутые в определения формы НФМ, суммированы на рис. 1 и в таблице 1, некоторые популярные НФМ приведены также на рис. 2. Можно видеть, что современные значения наклона НФМ для 0.1га© группируются в районе а = —1.2, в то время как разброс значений а при га = 1га© значительно больше (в среднем для этих масс а = —1.8). Как было упомянуто выше, одной из важных проблем, связанных с НФМ, является вопрос об ее универсальности в пространстве. Кен-никут (1998) в своем обзоре, указывая на большие различия физических условий в галактиках (особенно если рассматривать весь диапазон типов галактик и звездных популяций в них), признает, тем не менее, согласованность всех наблюдательных данных, в пределах ошибок, с одной, универсальной НФМ, которая имеет примерно солпитеровский наклон для звезд с массами больше солнечной и становится более плоской (а = —1.4) для менее массивных звезд. Мэйер и др. (1999) в своем исчерпывающем обзоре сделали вывод о том, что маломассивный участок НФМ не различается существенно от одной области звездообразования к другой. Кроме того, распределение по массам образующихся в настоящее время из молекулярных облаков звезд 1 а О -3 О - 10 - 1 i i—i—i i i i i i i i i—i—i i i i—i—i—i—i—г X X хО X О X X f X X О О О i i i i I i i i i I i i i i J__I__I__I__I__L 1950 1960 1970 1980 1990 2000 Рисунок 1: Значения наклона НФМ, полученные в различных работах (по оси абсцисс отложен год публикации). Крестики - значения а для т = O.lm0, кружки - значения а для т = 1т©. о Q. ш сб ¦+-> и (ал О \ I Г I I I Г 0 -2 -4 — Salpeter ApJ 121, 161, 1955 \ i г Kroupa, Tout & Gilmore MNRAS 262, 545, 1993 — Scalo ASP Conf. Ser. 142, 201, 1998 и I i J___L J___L J__J_ 1 0 1 log m Рисунок 2: Начальные функции масс Солпитера (1955), Кроупы и др. (1993) и Скало (1998). - 11 - Таблица 1: Начальные функции масс диапазон а при а при ссылка масс m=lra0 m=O.lm0 0.4 - 10. -2.35 Солпитер (1955) 0.7 - 80. -2.70 Тафф (1974) 0.1 - 0.4 -2. Ларсон и Тинсли (1978) 0.1 - 100. -1.94 -1. Миллер и Скало (1979) 0.1 - 1.58 -2.2 -1.144 Рана (1987) 0.1 - 0.35 0. Кроупа и др. (1990) 0.08 - 100. -2.7 -1.3 Кроупа и др. (1993) 0.01 - 0.2 -0.75 Бэрроус и др. (1993) 0.12- 1. -1.7 -1.7 Хейвуд (1994) 0.08 - 1.4 -1.05 -1.05 Рейд и Гизис (1997) 0.08 - 1. -1 -1 Рейд (1998) 0.1 - 100. -2.7 -1.2 Скало (1998) 0.08 - 0.6 -1.1 Женг и др. (2001) 0.01 - 0.2 -0.8 Бежар и др. (2001) соответствует НФМ звезд поля в солнечной окрестности. Эти выводы могут быть применимы, по крайней мере, к глобальным характеристикам НФМ (таким как отношение количества массивных и маломассивных звезд); наблюдательные данные не исключают более тонких различий в НФМ разных областей. Что же касается массивных звезд, то НФМ здесь не различается сильно для скоплений и ассоциаций Галактики и Магеллановых облаков (Мэси 1998). Таким образом, современные наблюдательные данные не опровергают гипотезу о пространственной универсальности НФМ. При исследовании вопроса о форме НФМ необходимо принимать во внимание тот факт, что изрядная доля звезд входит в состав двойных - 12 - и кратных систем. Наличие компонента изменяет, вообще говоря, эволюцию звезды; а также может приводить к искажению наблюдательных характеристик. Это обстоятельство нужно учитывать при получении наблюдательной ФС и коррекции ее за различные эффекты селекции. Таким образом, функция звездообразования, определяющая рождение и дальнейшую эволюцию звезд, должна учитывать наличие двойных, т.е., зависеть не только от возраста и массы звезды, но и от массы компонента, а также большой полуоси и эксцентриситета орбиты. Двойственность звезд главной последовательности составляет, по разным оценкам, от ~ 35% для М-звезд до ~ 70% для В-звезд. Очевидно, эти значения являются нижней границей: развитие методов наблюдений и интерпретаций наблюдательных данных приводит к открытию новых компонентов. Так, о недооценке степени двойственности солнечной окрестности свидетельствуют результаты, полученные Виленом и др. (1999) и Дельфоссом и др. (1999а). В последнее время, благодаря увеличению наблюдательного материала, полученного на современных наземных и космических обсерваториях, появились свидетельства того, что и наблюдаемые ФС, и результирующие НФМ подвержены (зачастую значительно) искажениям, связанным с недоучетом влияния двойных звезд. Кроме того, двойные системы некоторых типов являются единственным источником независимо определенных эмпирических масс и све-тимостей звезд. Построенное на основе этих данных соотношение масса-светимость звезд главной последовательности является фундаментальной калибровочной шкалой для определения звездных масс, а также для восстановления из наблюдательных данных начальной функции масс и истории звездообразования. Задача определения НФМ представляется актуальной еще и потому, что обсуждаемые в данной работе различия в механизмах образования и значениях наблюдательных параметров широких и тесных систем ставит под сомнение правомерность применения калибровок и соотноше- - 13 - ний, полученных по данным о тесных двойных (например, соотношения масса-светимость звезд умеренных масс), к одиночным звездам и компонентам широких пар. Цель диссертации. В работе преследовались следующие основные цели. 1. Создание исчерпывающих списков визуальных двойных и за-тменных спектроскопических двойных систем с высокоточными динамическими массами компонентов и построение на их основе современного эмпирического соотношения масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности. 2. Исследование вопроса о различиях в образовании, эволюции и наблюдательных проявлениях между широкими и тесными двойными звездами. Изучение и моделирование наблюдаемых значений кратности звезд и распределения систем по отношению масс компонентов. 3. Определение начальной функции масс по результатам аналитического и численного моделирования наблюдательных распределений. Оценка нижнего предела масс образующихся звезд и исследование вопроса о постоянстве значения наклона начальной функции масс для разных диапазонов масс. Краткое содержание диссертации. В первой главе обсуждаются степень кратности звезд и основные статистические свойства двойных систем. Здесь же рассматриваются возможные механизмы образования и наблюдаемые свойства молодых двойных систем. Исследуется вопрос о степени влияния на результаты и интерпретацию наблюдений систем более высокой кратности. Описан процесс получения динамических масс и других параметров компонентов систем различных типов. Во второй главе обсуждается ряд проблем, связанных с получением функции светимости. Это — неполнота наших знаний о звездах ближайшей солнечной окрестности, а также искажение формы функции светимости из-за наличия в статистике фотометрически неразрешенных двойных систем. Здесь же оценивается вклад таких систем в локальную - 14 - скрытую массу. В третьей главе описывается CMC маломассивных звезд. Помимо вопросов о болометрических поправках и фотометрических системах для холодных звезд в данной главе обсуждаются причины отклонения индивидуальных объектов от CMC. Исследуется также вопрос об ограничении на точность наклона начальной функции масс, накладываемым современным уровнем знаний о CMC маломассивных звезд. В этой же главе описан метод и результаты определения параметров компонентов ряда звезд, входящих в двойные системы. В четвертой главе рассматриваются затменные двойные звезды с линиями обоих компонентов в спектре и приводится соотношение масса-светимость, полученное по данным о таких двойных. Затем обсуждаются различия между компонентами разделенных затменных двойных систем главной последовательности и изолированными звездами главной последовательности. Описаны наблюдательные проявления этих различий, даны возможные объяснения и исследование влияние этих различий на соотношение масса-светимость и начальную функцию масс. В пятой главе исследовано влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс. Для этого в качестве сценария образования двойных были приняты случайные попарные объединения звезд, массы которых распределены в согласии с некоторой "фундаментальной" начальной функцией масс. Проведено моделирование и сравнение с наблюдениями начальной функции масс солнечной окрестности. В этой же главе обсуждается связь начальной функции масс, с одной стороны, с наблюдаемыми степенью кратности звезд и распределением систем по отношению масс и отношению светимостей компонентов, с другой стороны. Здесь же исследуется проблема обнаружения пар, содержащих коричневый карлик. В заключении суммированы основные результаты и выводы диссертации. Научная новизна. В работе впервые сделано следующее. - 15 - 1. Скомпилированы исчерпывающие списки двойных и кратных систем, содержащие высокоточные данные о светимостях и динамических массах компонентов (с характерной точностью масс 3-5% для затменных спектроскопических двойных и 30-40% для визуальных двойных). 2. Разработана методика определения параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы. Надежность методики подтверждена последующими независимыми наблюдениями. 3. Разработан метод определения возрастов и химических составов компонентов спектроскопических двойных. 4. Обнаружены различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд одного и того же спектрального типа. Предложены причины такого различия: вращение звезд, эволюция и эффекты селекции. Показано, что традиционное соотношение масса-светимость (базирующееся на данных о компонентах затменных спектроскопических двойных) не может применяться для определения начальной функции масс одиночных звезд; таким образом, начальная функция масс для звезд с массами от 1.5 до 7ш0 должна быть пересмотрена. 5. Показано, что наблюдаемое уплощение начальной функции масс на диапазоне малых масс и убывание начальной функции масс к самым маломассивным звездам (менее O.lm0) связано с недоучетом вклада компонентов некоторых типов двойных систем. Проведено (и показало хорошее согласие с эмпирическими данными) численное моделирование наблюдаемой начальной функции масс солнечной окрестности в предположении случайного попарного объединения звезд, распределенных по массам согласно степенной начальной функции масс с постоянным коэффициентом наклона. 6. Исследована эволюция отношения светимостей компонентов в паре "красный карлик — коричневый карлик". Вычислен возраст такой системы, являющийся оптимальным для обнаружения коричневого - 16 - карлика. 7. Разработана методика определения начальной функции масс по функции распределения систем по отношению масс компонентов и (для молодых маломассивных звезд) функции распределения по отношению светимостей. Практическая и научная ценность. Результаты, изложенные в данной диссертации, важны для получения начальной функции масс, знание которой необходимо для решения целого ряда астрофизических задач. Среди них такие, как построение теории образования звезд, исследование эволюции Галактики, звездных ансамблей, скоплений, галактик, и пр. Результаты исследования имеют большое значение для теории химической эволюции Галактики, динамики Галактики (проблема локальной скрытой массы) и теории образования звезд. Основные результаты опубликованы в авторитетных научных журналах и используются как в нашей стране, так и за рубежом. Многие работы получили широкую известность, независимое подтверждение и международное признание. Апробация результатов. Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на астрофизическом семинаре Института астрономии РАН, а также семинарах отделов "Центр астрономических данных" и "Физика и эволюция звезд"; на Общемосковском семинаре астрофизиков Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга; на семинарах Страсбургского центра звездных данных, Обсерватории Безансона и Астрономической обсерватории Триеста; на зимних астрономических школах (Свердловск, 1986 и 2003 г.г.); на X европейской региональной конференции MAC "Эволюция галактик" (Прага, 1987 г.); на совещании "Ошибки и неопределенности в астрономии" (Страсбург, 1989 г.); на конференции "Нижний край главной последовательности — и за ним" (Гархинг, 1994 г.); на симпозиуме MAC 164 "Звездные популяции" (Гаага, 1994 г.); на международном симпозиуме "Происхождение, эволюция и будущее двойных звезд в скоплениях" Список литературы Комментрии