Metody wyznaczania odległości do skupisk maserów zostały za adaptowane z astronomii optycznej, w której używano ich w podob nych celach choć w nieco innym kontekście od dziesiątków lat (np.
T r u m p l e r i W e a v e r 1953; G 1 i e s a 1982).
Przy założeniu, że obserwowane prędkości radialne detali ma serowych (wyznaczane z pomiaru przesunięć linii widmowych) są ki netyczne, poszczególne składniki źródła powinny przemieszczać się po niebie z prędkościami własnymi odpowiadającymi rozrzutowi w prędkościach radialnych. Pomiary względnych ruchów własnych tych detali można zatem użyć do rozróżnienia pomiędzy kinetyczną i nie- kinetyczną naturą obserwowanych prędkości. Zespół ruchów własnych maserów tworzy pole prędkości źródła i zawiera informację o jego trójwymiarowej strukturze. Może to być wykorzystane do niezależ nej od całej hierarchii innych indykatorów odległości, bezpośred niej estymacji odległości takiego skupiska.
Kiedy ruchy własne są losowe, to odległość skupiska maserów
można wyznaczyć ze stosunku rozrzutów prędkości radialnych (^[km/s]
do rozrzutu ruchów właściwych [rad/s]:
D = W (l3)
zakładając, że prędkości przestrzenne są rozłożone normalnie(gaus
sowsko) z jednakowymi rozrzutami we wszystkich kierunkach (sta
tistical Parallax). Dyskusję dokładności wyników uzyskanych z ta kiego podejścia przedstawili G e n z e 1 i in. (l981a).
Oeżeli ruchy sugerują pewne uporządkowanie, takie jak np. eks pansja lub kontrakcja, to możliwe jest podejście alternatywne (Ex panding Cluster Parallax). Do globalnego modelu skupiska dopasowu je się obserwowane ruchy własne i radialne oraz dwie współrzędne kątowe w celu wyznaczenia trzeciej współrzędnej przestrzennej i
Interferometria wielkobazowa 217 wartości prędkości transwersalnej. Odległości dostaje się przez przeskalowanie obserwowanych ruchów własnych do znalezionych pręd
kości transwersalnych (g e n z e 1 i in. 1981a).
Ze względu na zmienność i czas życia maserów kosmicznych po miary ruchów własnych powinny być wykonane ns przestrzeni jednego
do dwóch lat. W latach 1977-1979 wykonano serię sześciu global
nych eksperymentów VLBI z zamiarem wyznaczenia względnych ruchów własnych detali maserowych w trzech skupiskach silnych źródeł HgO
w obszarach powstawania gwiazd ( G e n z e l i in. 1981ab;
S c h n e p s i in. 1981). W celu pokrycia całego zakresu pręd kości rzędu 100 km/s (albo 7 MHz w częstości), co sekundę przełą czano częstość obserwacji pomiędzy czterema wartościami (używano systemu Mark II z pełną, 2 MHz, wstęgę). Źródła były obserwowane z przerwami od ich wschodu do zachodu. We wspomnianych przerwach obserwowano tło nieba poza źródłem w celu późniejszej kalibracji amplitudy widm i - co drugą godzinę - źródła kalibracyjne o w i d
mie ciągłym dla kalibracji zapóźnień. Względne położenia detali
maserów wyznaczano metodą wielopunktową i z analizy fazy, a w przy padku jednego ze źródeł - także metodę syntezy apertury. Osiągnię to dokładności wyznaczenia położeń ok. 0','0001, a zmierzone ruchy własne wynosiły typowo 0 ’,'001/rok lub kilka razy ta wartość. U z y
skano dobrą zgodność oceny odległości źródeł z innymi wyznacze
niami.
DODATEK: DO/VOD UOGÓLNIONEGO TWIERDZENIA 0 PR03EKC3I Wyrażenie (5) można przepisać do postaci:
v(-rsin# + wcosć?, rcosć? + wsinć?) =
=
J j
b(^cos6> - £sin#, £>sin6 + £
cos0)e J2/,^ r + ^ w )d£d£>. (l4) — OONiech teraz = ę c o s O - £ sintf i r) = £ s in B + £ cos<9, wtedy też £ = = £ cos 8 + rjsin 6 i £ = -| si n9 + r/ cos 9, zatem prawa strona (l4) redukuje się do:
B ( | f7) e ~j277'f^(-rsin0 + w c o s6) + y ( r c o s e + wsin#)] — OO
218 K . M. Borkowski
(Oakobian rotacji współrzędnych je&t jed nościg ), co jest identycz ne ( z d e fin ic j i przekształcenia Fouriera) z lewą stronę ( l 4 ) .
LITERATURA B r a c e w e l l R. N. , R i d d l e A . C . , 1967, Astrophys. 3., 1 50, 4 2 7 . E l m e g r e e n B. G. , G e n z e 1 R. , M o r e n 3 . M. i i n . , 1980, Astrophys., 3 . , 2 4 1 , 1007. F o u q u e t 3 . E . , R e i d M. 3 . , 1982, Astron. 3 . , 87, 691. G e n z e l R . , D o w n e s D. , M o r 8 n 3 . M. i i n . , 1978, Astron. Astroph., 6 6, 1 3 . G e n z e l R. , D o w n e s D. , S c h n e p s M. H . i i n . , 1981b, Astrophys. 3 . , 2 4 7 , 1039. G e n z e l R . , R e i d M . 3 . , M o r a n 3 . M . , D o w n ś s D., 1 9 8 1 a , Astrophys. 3 . , 2 4 4 , 884. G 1 i e s e W . , 1982, w: S c h a i f e r s i V o i g t (l982), s tr . 1 47.
G u i f f r i d a T . S . , 1977, praca doktorska, MIT.
H a r v e y P. 3 . , B o o t h R. S. , D s v i e s R. D . i i n . , 1974, MNRAS, 169, 5 45. H a s c h i c k A. D. , R e i d M. 3 . , B u r k e B . F. i i n . , 1981, Astrophys. 3 . , 2 4 4 , 7 6 . 3 o h n 8 t o n K. 3 . , K n o w l e s S. H. , S u l l i v a n I I I W. T . i i n . , 1971, Astrophys. 3 . , 1 6 6 , L21. K e n t S. R . , MNu t e 1 R. L . , 1982, Astrophys. 3 . , 2 6 3 , 145. M a r c a i d e 3. M . ( S h a p i r o I . I . , 1983, Astron. 3 . , 8 8 , 1133. M a s h e d e r M.R . W . , B o o t h R. S. , D a v i e s R. D. ,1974, MNRAS, 1 66, 561. M o r a n 3 . M ., 1973, Proc. IEEE, 6 1 , 1236. M o r a n 3 . M ., 1976, Met. Exp. P hy s., 12C, 228. M o r a n 3 . M ., B a l i 3 . A . , Y e n 3 . L . i i n . , 1977, A s trophys. 3 . , 2 1 1 , 160. M o r a n 3 . M ., B u r k e B. F. , B a r r e t A . H . i in., 1968, Astrophys. 3 . , 152, L97.
P e c k h a m R. 3 . , 1971, praca doktorska, Univ. of Manchester.
P e c k h a m R . 3 . , 1973, MNRAS, 165, 2 5 .
I n t e r f e r o m e t r i a w ie l k o b a z o w a 2 1 9 R e i d M. 3 . , H a s c h i c k A . D . , B u r k e B . F . i i n . , 1 9 8 0 , A s t r o p h y s . O . , 2 3 9 , 8 9 . R e i d M. 0 . , M u h l e m a n D . O . , 1 9 7 8 , A s t r o p h y a . 3 . , 2 2 0 , 2 2 9 . R e i d M. 3 . , M u h l e m a n D . O . , M o r a n 3 . M. i i n . , 1 9 7 7 , A s t r o p h y s . 3 . , 2 1 4 , 60 » R o g e r s A . E . E . , M o r a n 3 . M. , C r o w t h e r P . R . i i n . , 1 9 6 7 , A s t r o p h y s . 3 . , 1 4 7 , L 3 6 9 . ( p o r . t e ż P h y s . R e v . L e t . , 17 ( 1 9 6 6 ) , 4 5 0 ) . R o w l a n d S . W ., 1 9 7 9 , T o p i c s A p p l i e d P h y s . , 3 2 , 9 . S c h a i f e r s K . , V o i g t H . H . ( w y d . ) , 1 9 8 2 , " L a n d o l t - - B o r n s t e i n N u m e r i c a l D a t a and F u n c t i o n a l R e l a t i o n s h i p s i n S c i e n ce and T e c h n o l o g y " , New S e r i e s V I / 2 c , S p r i n g e r , B e r l i n . S c h n e p s M . , L a n e A. P. , D o w n e s D . i i n . , 1 9 8 1 , A s t r o p h y s . 3 . , 2 4 9 , 1 2 4 . S h a p i r o I . I . , W i t t e l s 3 . 3 . , C o u n s e l m a n I I I C . C . i i n . , 1 9 7 9 , A s t r o n . 3 . , 84^ 1 4 5 9 . S p e e d B . , 1 9 7 6 , MNRAS, 1 7 7 , 1 3 7 . T r u m p l e r R. 3 . , W e a v e r H . F . , 1 9 5 3 , S t a t i s t i c a l A s t r o n o m y , D o v e r , New Y o r k ( o d s t r . 3 3 6 ) . W e l k e r R . C . , 1 9 8 1 , A s t r o n . 3 . , 8 6 , 1 3 2 3 . W a l k e r R. C . , B u r k e B . F . , H a s c h i c k A . D . i i n . , 1 9 7 8 , A s t r o p h y s . 3 . , 2 2 6 , 9 5 . I
Postępy Astronomii Tom XXXII (1984). Zeszyt 3/4
EFEKT SZYBKIEJ AKREC31 NA GWIAZDY CIĄGU GŁÓWNEGO
M A R E K S A R N A
Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika PAN Warszawa
3M-EKT ByPHOtt AKKPEUHH HA 3BE3AU TJIABHOM IlOCJIEflOBATEJIbHOCTH
M. C a p h a C o # e p x a H H e
Bo BpeMH sbojhohhh TecHHX 3Be3flHHX CHCT6M HaciynaeT oOiaeH Macca-
MK K O M n O H e H T a M H . B DTOlł CTaTbH MbI 6 y A e M HCCJieflOBaTb H 3 M e n e H H H BO BHyTpeHHbIM C T p O e H H H 3B e 3fl TJiaBHOfi IlOCJieflOBaTeJIbHOCTH B n O C Jie^C T -BHK SypHOń aKKpeqHH.
EFFECT OF RAPID MASS ACCRETION ONTO THE MAIN SEQUENCE STARS
S u m m a r y
During the evolution of a close binary system there is a phase of rspid mass exchange between its componsnts. Effect of rapid mass inflow on the internal structure of the main sequence stars is studied in this paper.
1. WSTĘP
W cięgu ostatnich lat naatępił bardzo szybki rozwój teorii bu dowy wewnętrznej i ewolucji gwiazd. Prawie równocześnie z obli czeniami modelowymi ewolucji gwiazd pojedynczych powstawały prace o układach podwójnych (patrz referencje P a c z y ń s k i 1971; T h o m a s 1977; S h u i L u b o w 1981
),
lecz prawdziwy222 M. Sarna
przełom w tej dziedzinie dokonał się w momencie uwzględnienia trans feru masy pomiędzy składnikami. Oak wiadomo, wymiana masy ma ba r dzo istotny wpływ na ewolucję całego systemu. W wielu obliczeniach modelowych koncentrowano się głównie na znaczeniu i następstwach przepływu masy dla gwiazdy tracącej materię, traktując towarzysza jedynie jako gwiazdę o zwiększającej się masie, bez zastanawiania aię nad zmianami w jego strukturze wewnętrznej. Ostatnio ukazało się wiele prac, w których problem zmian w strukturze składnika wtór nego na skutek akrecji materii zoetał podjęty z różną skuteczno ścią.
Pierwszą z szeregu prac są obliczenia B e n s o n a (l970), które dotyczyły wpływu akrecji na promień składnika wtórnego w
układzie podwójnym typu A (f^ = 5 M 0 , ■ 2,5 Me , P = ld ).
Y o u n g e l s o n (l973) śledzi ewolucję układu o parametrach
początkowych = 1,5 M Q , = 1 M @ , A a 4,25 Re do momentu uzys
kania układu kontaktowego. Najszerzej zagadnienie ewolucji mało-
masywnych ciasnych układów podwójnych opracował W e b b i n k
w szeregu prac
(w
e b b i n k 1975, 1976a,b,
1977a,b,
c). Policzył on bardzo dokładnie, jak przebiega ewolucja i jak następu
je kontakt dla następujących zestawień mas: * 1,5 M 0 , M2 =
- 0,75 M 0 ; = 1,5 M 0 , Mg = 0,5 M 0 ; i M1 = 0,8 M 0 . Mg - 0,4 M 0
oraz różnych wartości parametru A.
Po trzech powyższych pracach ukazało się wiele artykułów za j mujących się akrecją na gwiazdy bardziej masywne ( l l l r i c h i B u r g e r 1976; F l a n n e r y i l i r l i c h 1977; K i p- p e n h a h n i M e y e r - H o f m e i s t e r 1977; N e o i in. 1977; P a c k e t i de G r e v e 1979), przy czym w przed ostatnim z artykułów modelowano m. in. reak«Ję gwiazdy o M =» 0,75 M @ , lecz przy założeniu, że jest ona promienista (zaniedbywano w a r stwę konwektywną na powierzchni). Przeprowadzone obliczenia wyka zały, że w efekcie szybkiej akrecji na wtórne składniki ciasnych układów podwójnych, będących gwiazdami ciągu głównego, następuje: - dla gwiazd z otoczkami promienistymi szybki wielokrotny wzrost
promienia i j a sn oś ci;
- dla gwiazd z cienką konwektywną otoczką (w e b b i n k 1976b) wzrost jasności i promienia z jednoczesnym zanikiem tejże oto czki ;
- dla gwiazd z głębokimi konwektywnymi otoczkami, bądź prawie ca ł
kowicie konwektywnymi
(w
e b b i n k 1977a, b), wykazano, żepromień zachowuje w przybliżeniu stałą wartość, zaś jasność bądź jest stała, bądź nieznacznie maleje.
Szybka akrecja 223
O ile z dwoma pierwszymi wnioskami można się zgodzić z więk szymi lub mniejszymi uściśleniami, o tyle trzeci poddany zostanie gruntownej dyskusji.
W pracy tej przedstawimy, co obecnie wiadomo na temat reakcji gwiazd cięgu głównego na akrecję materii i jakie ma to implikacje dla teorii ewolucji układów podwójnych. W rozdz. 2 zaprezentujemy, przy jakich założeniach wstępnych i jak konstruujemy model zerowy i cięgi ewolucyjne; przyniesie on wyniki obliczeń numerycznych dla trzech powyższych przypadków. Wreszcie w rozdz. 4, ostatnim, po damy, na których etapach ewolucji układów podwójnych może mieć znaczenie reakcja wtórnego składnika takiego układu.
W pracy tej będziemy zajmować się reakcję gwiazd cięgu głów nego o masach 0.3, 0.5, 1.5, 3, 5 M0 i składzie chemicznym X = 0.7, Z = 0.03 na sferycznie symetryczną akrecję materii. Reakcję gwiazd masywniejazych (np.: 7, 10, 17, 20 M0) dyskutuję K i p p e n- h a h n i M e y e r - H o f m e i s t e r (l977) i N e o i in. (1977) dochodząc do wniosku, że wszystkie gwiazdy o jądrach kon- wektywnych i promienistych otoczkach reaguję podobnie (występuję Jedynie różnice ilościowe). Za uzasadnioną uważamy więc prezenta cję wyników jedynie dla 3 1 5 M@ , Jako przedstawicieli tej grupy. W prezentowanych obliczeniach dokonano korekty szeregu wcześniej
szych założeń poczynionych w wymienionych we wstępie pracach. Tek więc:
- powierzchniowa warstwa konwektywna nie jest pomijana;
- stan fizyczny materii osiadajęcej na powierzchni nie Jest ta ki sam jak warstw powierzchniowych; opadająca materia w miarę upływu czasu zmienia „zastane" warunki powierzchniowe;
- część energii wypromieniowywanej w procesie akrecji ogrzewa po wierzchnię gwiazdy i podnosi jsj temperaturę efektywną;
LAKR “ jasność akrecyjnę