Отчет сао 2006 sao report




старонка1/3
Дата канвертавання24.04.2016
Памер263.48 Kb.
  1   2   3

ОТЧЕТ САО 2006 SAO REPORT



ФИЗИКА ЗВЕЗД






STELLAR PHYSICS

ДИНАМИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ ОБОЛОЧКИ УГЛЕРОДНОЙ ЗВЕЗДЫ IRC+10216
Ближайшая к нам углеродная звезда IRC+10216 является долгопериодической переменной, эволюционирующей вдоль асимптотической ветви гигантов (AGB). Мощный звездный ветер стал причиной того, что звезда почти полностью скрыта пылевой оболочкой. Темпы потери массы с поверхности достигают 2-5 10-5 солнечной массы в год. Детальное 2-мерное моделирование переноса излучения показывает, что объем истечения достигает периодически 10-4 масс Солнца в год.

Интерферометрия IRC+10216 на 6-м телескопе БТА с угловым разрешением лучше 100 угл. миллисекунд подтвердила клочковатую и биполярную структуру оболочки в ближнем ИК-диапазоне. Мониторинг в течение 1999-2005 годов, перекрывающих 5 пульсационных периодов звезды, позволил проследить за динамической эволюцией внутренней части туманности. Скорость видимого перемещения пиков яркости в изображении IRC+10216 достигает 25 км/с, что в 1.5-2 раза выше предельной скорости истечения пыли и газа. Причиной таких быстрых изменений может быть испарение пыли в более плотной и горячей среде. Прямые наблюдения эволюции оболочки дают идеальную возможность для изучения потери массы на поздних стадиях жизни звезды на AGB. Некоторые из восстановленных в ближнем ИК-диапазоне изображений IRC+10216 представлены на рис. 26, а геометрия оболочки показана на рис. 27.



Ю.Ю. Балега совместно с Г. Вайгельт, Л.-Х. Хофманн, Д. Шертл (Боннский институт радиоастрономии, Германия) и А. Меньшиковым (Центр Saclay/DSM/DAPNIA, Франция)





DYNAMICAL EVOLUTION OF THE ENVELOPE OF THE CARBONIC STAR IRC+10216
Our nearest carbonic star IRC+10216 is a long-period variable star evolving along the asymptotic giant branch (AGB). Because of a powerful stellar wind, the star is almost totally hided behind a dust envelope. The rate of mass loss from surface achieves 2-5 10-5 solar masses per year. A detailed 2-dimensional modeling of radiation transfer shows that the outflow volume periodically achieves 10-4 masses of the Sun per year.

The 6 meter BTA telescope interferometry of IRC+10216 with an angular resolution better than 100 angular milliseconds confirmed a ragged and bipolar structure of the envelope in the near IR range. The monitoring during 1999-2005 covering five pulsation periods of the star allowed us to trace dynamical evolution of the inner part of the nebula. The velocity of visible displacement of brightness peaks in the image of IRC+10216 achieves 25 km per sec which is 1.5-2 time higher than the limit velocity of dust and gas release. Such fast changes can be caused by evaporation of dust in a denser and hotter medium. Direct observations of the envelope evolution give an ideal possibility for studying the mass loss at late stages of the star’s life in AGB. Some of INC+10216 images restored in the near IR are presented in Fig. 26, and geometry of the envelope is shown in Fig. 27.



Yu.Yu. Balega in collaboration with G. Weigelt, L.-H. Hoffmann, D. Schertl (The Bonn Institute of Radio Astronomy, Germany) and A. Men’shikov (Saclay/DSM/DAPNIA Center, France)






Рис. 26. Восстановленные изображения IRC+10216 по наблюдениям в три разные эпохи 1995-1998 гг. в К-полосе инфракрасного спектра. Поле каждого изображения равно 1 угл. секунде. Север вверху, восток слева.

Fig. 26. Restored images of IRC+10216 by observations in three different epochs of 1995-1998 in the K band of infrared spectrum. The field of each image is 1 arc. sec. North is at the top, east is at the left.




Рис. 27. Геометрия IRC+10216 по итогам спекл-интерферометрии на БТА. Углеродная звезда В находится в центре оболочки. В К-диапазоне она не видна. Самой яркой деталью изображения является направленная на нас южная полость конуса истечения А. Размер плотной центральной части оболочки достигает 100 пк.

Fig. 27. Geometry of IRC+10216 by results of the BTA speckle-interferometry. The carbon star B is in the center of the envelope. It is not seen in the K range. The brightest detail of the image is the southern cavity of the outflow cone directed toward us. The size of the central dense part of the envelope achieves 100 pc.





БЛИЗКИЕ МАЛОМАССИВНЫЕ ТРОЙНЫЕ СИСТЕМЫ GJ 795 (KUI 99) И GJ 900
Звезды с кратностью три и более составляют менее 20% населения Галактики. На сегодняшний день до конца не понятны начальные условия и механизмы кратного звездообразования, а также не решены вопросы сохранения момента при формировании звезд, их динамической устойчивости, влияния приливных взаимодействий на динамическую эволюцию кратных систем, распределения орбитальных периодов, эксцентриситетов, отношения масс компонентов и т. д. Особый интерес для проверки теории формирования, эволюции и динамической стабильности двойных и кратных звезд представляет изучение кратных систем с низкой степенью иерархии.





NEARBY LOW-MASSIVE TRIPLE SYSTEMS GJ 795 (KUI 99) AND GJ 900
Stars of multiplicity 3 and more make less than 20% of the Galaxy population. Currently, initial conditions and mechanisms of multiple star forming are not clear yet, and there is no solution of questions of the momentum conservation at the star forming, their dynamical stability, influence of tidal interaction on dynamical evolution of multiple systems, distribution of orbit periods, eccentricities, ratio of component masses, etc. The study of multiple systems with a low level of hierarchy is of special interest for testing the theory of formation, evolution and dynamical stability of binary and multiple stars.


GJ 795

MV Aa

7.310.08 (~K5)

MV Ab

8.660.10 (~K9)

MV B

8.420.10 (~K8)

M Aab

1.280.15 MO


M AB

1.690.27 MO


GJ 900




MV A

7.2 (~K4)




MV B

8.1 (~K7)




MV C

8.3 (~K8)




MI A

10.5 (K7)





MI B

12.9 (M5)





MI C

14.2 (M7)




  1   2   3


База данных защищена авторским правом ©shkola.of.by 2016
звярнуцца да адміністрацыі

    Галоўная старонка