Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Bibliography >>

$\textstyle \parbox{0.85\textwidth}{ \raggedleft {\bf V.~V.~Orlov, A.~V.~Petrova... ...~Rubinov}\\ Sankt-Peterburgskii gosudarstvennyi universitet\\ \raggedright }$

1


KRATNYE ZVEZDY:
FORMIROVANIE I EVOLYuCIYa


Soglasno sovremennym predstavleniyam (sm., naprimer, obzor Larsona [1]), bol'shinstvo odinochnyh i dvoinyh zvezd moglo sformirovat'sya pri raspade neierarhicheskih kratnyh zvezd. Takie ob'ekty obrazuyutsya pri fragmentacii yader molekulyarnyh oblakov (sm., naprimer, Klessen i dr. [2]). Nesmotrya na ogromnoe kolichestvo rabot po teorii zvezdoobrazovaniya i po nablyudeniyam oblastei zvezdoobrazovaniya, do sih por net kakoi-libo "standartnoi" modeli zvezdoobrazovaniya [1]. Po-vidimomu, formiruyushiesya malye gruppy zvezd obladayut shirokim diapazonom harakteristik (razmerov, dispersii skorostei, spektrov mass i t. d.).

Na nachal'noi stadii evolyucii takih sistem osnovnuyu rol' igrayut gazodinamicheskie processy, kotorye mozhno opisat' v ramkah SPH-shemy (sm., naprimer, obzor Bodenheimera i dr. [3], a takzhe stat'yu Monahana [4]). Drugoi effektivnyi podhod -- reshenie gidrodinamicheskih uravnenii metodom setok s ispol'zovaniem kratnyh setok ili adaptivnogo "rafinirovaniya" yacheek (AMR) (sm. ssylki v tom zhe obzore [3]). V AMR-sheme v dinamicheskom rezhime menyayutsya polozheniya i razmery setok, po mere neobhodimosti sozdayutsya novye setki i udalyayutsya nenuzhnye.

Chislennoe modelirovanie processa formirovaniya zvezdnyh sistem pokazyvaet, chto mogut obrazovyvat'sya sistemy razlichnoi kratnosti s harakternymi razmerami $ \sim 1-100$ a. e. V konce 60-h gg. proshlogo veka van Al'bada [5] predpolozhil, chto ustoichivye dvoinye i kratnye zvezdy mogli sformirovat'sya v rezul'tate dinamicheskogo raspada malyh zvezdnyh grupp, soderzhashih ot neskol'kih do neskol'kih desyatkov zvezd.

S drugoi storony, ierarhicheskie ustoichivye kratnye zvezdy takzhe mogut formirovat'sya iz vrashayushegosya gazopylevogo oblaka v rezul'tate fragmentacii (sm., naprimer, obzor [3]).

Dal'neishaya evolyuciya sistemy mozhet byt' opisana v ramkah gravitacionnoi zadachi $ N$ tel s uchetom ryada dopolnitel'nyh effektov -- sliyanii komponentov pri tesnyh sblizheniyah, prilivnyh vzaimodeistvii zvezd, poteri massy komponentami vsledstvie zvezdnogo vetra i vspyshechnoi aktivnosti. Primer dinamicheskoi evolyucii neierarhicheskoi sistemy $ N=6$ tel pokazan v sleduyushem fil'me. Zdes' my vidim sblizheniya, vybrosy i uhody zvezd, formirovanie dvoinyh podsistem. V finale evolyucii obrazuetsya dvoinaya ili ustoichivaya ierarhicheskaya troinaya sistema.

Chislennye eksperimenty (sm., naprimer, Sterzik i Durisen [6], Rubinov, Petrova i Orlov [7]) pokazyvayut, chto neierarhicheskie sistemy maloi kratnosti raspadayutsya na dinamicheski nesvyazannye podsistemy. Eto mogut byt' odinochnye zvezdy, dvoinye, ustoichivye ierarhicheskie troinye i, vozmozhno, sistemy bol'shei kratnosti. Rassmotrim raspredelenie sostoyanii kratnyh sistem s $ N=3,6,9,12,15,18$ i nachal'nym spektrom mass Solpitera na moment vremeni 300 $ T_{cr}$, gde $ T_{cr}$ -- srednee nachal'noe vremya peresecheniya komponentom sistemy (tabl. 1). Primerno v polovine sluchaev k etomu momentu evolyuciya sistemy zakanchivaetsya formirovaniem dvoinoi sistemy. Eshe primerno v 10-15% sluchaev obrazuetsya ustoichivaya troinaya sistema. Okolo 30% sistem k etomu momentu ne zavershili svoyu evolyuciyu.


Table: Raspredeleniya po sostoyaniyam pri $ t=300 T_{cr}$
  Dvoinye Dve Ustoich. Neustoich. Sistemy  
  sistemy odinochnyh troinye troinye s $ n \geq 4$  
$ 3$ $ 0.78$ - $ 0.01$ $ 0.21$ -  
$ 6$ $ 0.56$ $ 0.01$ $ 0.14$ $ 0.16$ $ 0.13$  
$ 9$ $ 0.55$ $ 0.03$ $ 0.16$ $ 0.14$ $ 0.12$  
$ 12$ $ 0.47$ $ 0.04$ $ 0.17$ $ 0.16$ $ 0.16$  
$ 15$ $ 0.49$ $ 0.06$ $ 0.13$ $ 0.15$ $ 0.17$  
$ 18$ $ 0.51$ $ 0.06$ $ 0.11$ $ 0.14$ $ 0.18$  

Interesno sopostavit' rezul'taty s funkciei kratnosti nablyudaemyh zvezd. Po katalogu 807 fizicheskih kratnyh sistem funkciyu kratnosti postroil Tokovinin [8]. On nashel otnosheniya chisla sistem raznoi kratnosti $ n$:

$\displaystyle f_n = {{N_n} \over {N_{n-1}}}. $


Table: Funkciya kratnosti
$ n$ 3 4 5 6
$ f_n$ 0.11 0.22 0.20 0.36
  3 2 4 14

Otmetim, chto otnoshenie $ f_n$ v predelah oshibok primerno postoyanno, nachinaya s $ n=4$, i sostavlyaet $ 0.26 \pm 0.05$. Pri perehode ot troinyh k dvoinym ono umen'shaetsya primerno vdvoe (tabl. 2).

Orlov i Titov [9] ocenili otnoshenie chisla zvezd, vhodyashih v sistemy kratnosti $ n=1,2,3, \geq 4$, dlya blizkih zvezd v predelah 25 pk ot Solnca kak $ 0.64:0.28:0.06:0.02$. Sootvetstvuyushie ocenki otnoshenii $ f_3 \approx 0.14$, $ f_4 \approx 0.25$ v predelah oshibok soglasuyutsya s dannymi Tokovinina [8]. Ocenka $ f_2 \approx 0.22$ dlya zvezd okrestnosti Solnca soglasuetsya s ocenkoi $ f_2 \approx 0.23$, poluchennoi dlya processa raspada malyh grupp zvezd.

Esli my predpolozhim, chto neustoichivye troinye sistemy v konechnom schete raspadayutsya s formirovaniem final'noi dvoinoi, to dolya final'nyh dvoinyh dostignet 70%. Sootvetstvuyushee otnoshenie $ f_3 \approx 0.2$ ne sil'no otlichaetsya ot ocenok, poluchennyh iz nablyudenii. Seichas my ne znaem, skol' chasto formiruyutsya ustoichivye sistemy s kratnost'yu $ n \geq 4$. Po-vidimomu, chast' sistem s $ n \geq 4$ neustoichivy i raspadayutsya za vremya, bol'shee 300 $ T_{cr}$, s obrazovaniem dvoinyh ili ustoichivyh troinyh sistem. Poetomu ocenka $ f_3 \approx 0.2$ nenadezhna.

Interesno opredelit' harakteristiki final'nyh ustoichivyh sistem i sravnit' ih s dannymi nablyudenii dvoinyh i troinyh zvezd.

Osnovnye harakteristiki dvoinyh zvezd -- bol'shaya poluos' i ekscentrisitet orbity. Pri nachal'nyh razmerah gruppy $ \sim 100$ a. e. bol'shie poluosi final'nyh i vybroshennyh dvoinyh sistem nahodyatsya v diapazone ot $ \sim 1$ do $ \sim 10^3$ a. e. Etot diapazon soglasuetsya s dannymi dlya shirokih dvoinyh (sm., naprimer, Dyukenua i Maior [10], Hikoks [11]). Bolee tesnye dvoinye v principe mogli sformirovat'sya pri dinamicheskom raspade bolee kompaktnyh grupp zvezd.

Raspredeleniya ekscentrisitetov dvoinyh, formiruyushihsya pri raspade sistem s kratnost'yu $ N=6$ i nachal'nym spektrom mass Solpitera, privedeny na ris. 1. Pryamaya sootvetstvuet zakonu  $ f(e) = 2e$, poluchennomu Ambarcumyanom [12] dlya ravnovesnogo raspredeleniya dvoinyh v zvezdnom pole. Takoe zhe raspredelenie polucheno v statisticheskoi teorii raspada troinyh sistem (sm. Monahan [13]).

Figure: Raspredeleniya ekscentrisitetov dvoinyh, sformirovavshihsya pri raspade sistem s $ N=6$. Belye stolbcy sootvetstvuyut final'nym dvoinym, serye -- uhodyashim dvoinym. Pryamaya sootvetstvuet zakonu $ f(e) = 2e$

Iz risunka vidno, chto rezul'taty chislennogo modelirovaniya soglasuyutsya s teoriei. Raspredeleniya ekscentrisitetov shirokih dvoinyh zvezd posle ucheta nablyudatel'noi selekcii takzhe soglasuyutsya s zakonom $ f(e) = 2e$ (sm., naprimer, Valtonen [14], Tokovinin [15]). Eto soglasovanie yavlyaetsya dopolnitel'nym argumentom v pol'zu dinamicheskogo proishozhdeniya shirokih dvoinyh.

Pereidem k rassmotreniyu ustoichivyh troinyh sistem. Ustoichivye troinye, obrazuyushiesya pri raspade malyh grupp, obladayut znachitel'noi ierarhiei -- srednee otnoshenie bol'shih poluosei orbit vneshnei i vnutrennei dvoinyh sostavlyaet primerno $ 20:1$, a srednee otnoshenie periodov -- priblizitel'no $ 70:1$.

Na ris. 2 predstavleny raspredeleniya ekscentrisitetov vnutrennih i vneshnih dvoinyh.

Figure: Raspredeleniya ekscentrisitetov vnutrennih (belye stolbiki) i vneshnih (serye stolbiki) dvoinyh v ustoichivyh troinyh. Sploshnaya liniya sootvetstvuet zakonu $ f(e) = 2e$

Iz risunka vidno, chto kak dlya vnutrennih, tak i dlya vneshnih par raspredeleniya ekscentrisitetov otlichayutsya ot zakona $ f(e) = 2e$. Nablyudaetsya deficit sil'no vytyanutyh orbit s $ e > 0.9$. Osobenno etot deficit zameten dlya vneshnih dvoinyh. Srednie znacheniya ekscentrisitetov sostavlyayut $ \overline {e_{in}} \approx 0.7$, $ \overline {e_{ex}} \approx 0.5$. Nami byla rassmotrena vyborka 38 ierarhicheskih troinyh zvezd s izvestnymi elementami orbit vnutrennei i vneshnei dvoinyh. Po etoi vyborke srednie znacheniya ekscentrisitetov $ \overline {e_{in}} \approx 0.37 \pm 0.04$, $ \overline {e_{ex}} \approx 0.38 \pm 0.04$. Eti znacheniya neskol'ko men'she velichin, poluchennyh dlya model'nyh sistem. Osobenno zametno razlichie dlya vnutrennih dvoinyh. Eto razlichie mozhet byt' svyazano s chastichnoi cirkulyarizaciei orbit vnutrennih dvoinyh iz-za prilivnogo vzaimodeistviya komponentov, kotoroe ne uchityvalos' pri chislennom modelirovanii. Krome togo, na rezul'tate mozhet skazat'sya selekciya -- trudnost' obnaruzheniya sil'no vytyanutyh sistem.

Eshe odna vazhnaya harakteristika struktury ierarhicheskih troinyh sistem -- otnositel'naya orientaciya orbit vnutrennei i vneshnei dvoinyh. V nashih modelyah s pervonachal'no izotropnym raspredeleniem skorostei v final'nyh ustoichivyh troinyh neskol'ko preobladayut sistemy s pryamymi dvizheniyami (ris. 3).

Figure: Raspredelenie uglov vzaimnogo naklona orbit vnutrennei i vneshnei dvoinyh (belye stolbiki). Serye stolbiki sootvetstvuyut sluchainoi orientacii orbit: $ f(i) = {1 \over 2} \sin i$

Analiz raspredeleniya $ f(i)$ dlya ustoichivyh troinyh, obrazuyushihsya pri raspade sistem s