Алексей юрьевич структура и динамика околозвездной оболочки в тесных двойных системах

На правах рукописи

УДК 524.38 Сытов Алексей Юрьевич Структура и динамика околозвездной оболочки в тесных двойных системах 01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург — 2009 2

Работа выполнена в Институте астрономии Российской Академии Наук Научный доктор физико-математических наук руководитель: Бисикало Дмитрий Валерьевич Официальные доктор физико-математических наук оппоненты: Моисеенко Сергей Григорьевич Институт космических исследований РАН доктор физико-математических наук Тамбовцева Лариса Васильевна Главная астрономическая обсерватория РАН Ведущая Институт прикладной математики им. М.В.Келдыша организация: Российской Академии Наук

Защита состоится « 23 » октября 2009 г. В 13 ч. 00 мин. на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономи ческой обсерватории РАН.

Адрес: Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, корп.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, корп.1).

Автореферат разослан « 21 » сентября 2009 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физико-математических наук Е.В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы Околозвездные оболочки двойных звезд являются достаточно распространенным явлением. Чаще всего рассматривается оболочка, представляющая собой остаток протозвездного облака, аккрецируемый двойной звездой на ранних стадиях ее эволюции. На продвинутых стадиях эволюции двойную систему также может окружать оболочка, возникшая за счет звездного ветра с одного или обоих компонентов. Кроме того, возможно возникновению третьего типа околозвездных оболочек, формируемых за счет газа, выброшенного из тесной двойной звезды (ТДС) в процессе массообмена.

В ТДС происходит обмен веществом, сопровождающийся процессами аккреции. Если аккрецирующий компонент такой системы является компакт ным объектом - белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой, ве щество, покинувшее звезду-донор, не может непосредственно упасть на звез ду-аккретор, так как имеет избыток углового момента. Это приводит к фор мированию аккреционного кольца, которое в дальнейшем расширяется по ра диусу в обоих направлениях, образуя аккреционный диск. Подобное расплы вание обусловлено перераспределением углового момента вещества, состав ляющего аккреционный диск. Часть вещества теряет угловой момент и при ближается к аккретору, падая на него, другая же часть приобретает при этом угловой момент и удаляется от аккретора, увеличивая радиус аккреционного диска.

В стационарном случае аккреционный диск в ТДС постоянно подпиты вается веществом от звезды-донора с некоторым угловым моментом, и, следо вательно, для обеспечения его стабильного состояния должны действовать механизмы, обеспечивающие постоянный отвод избыточного углового мо мента за пределы системы. С физической точки зрения, подобный отвод мо жет идти двумя путями: путем перевода кинетической энергии вещества в иную форму, например, в тепловую энергию или энергию магнитного поля, либо путем перераспределения, когда излишек момента уносится в про странство вместе с частью вещества.

Необходимость отвода углового момента вместе с веществом становит ся очевидной, если рассмотреть эволюцию аккреционного кольца. Кольцо, расширяясь, постепенно увеличивает свой внешний радиус, однако это расширение не беспредельно - для аккреционного диска существует т.н. ради ус последней устойчивой орбиты, за пределами которого вещество уже не мо жет принадлежать исключительно аккретору [1]. Неизбежно выходя за преде лы этого радиуса, вещество покидает аккреционный диск и становится ча стью околозвездной оболочки системы, унося угловой момент.

Исследование, проведенное в настоящей работе, показало, что в ре зультате потери вещества аккреционным диском вокруг ТДС формируется до статочно протяженная и плотная околозвездная оболочка. Изучение около звездных оболочек важно, прежде всего, для интерпретации наблюдений, так как оболочки могут иметь существенную оптическую толщину. Также около звездные оболочки могут оказывать заметное влияние на процессы перерас пределения момента и массы компонентов двойной звезды, что делает их изу чение важным для построения эволюционных сценариев двойных звезд.

Цель диссертации Целью диссертационной работы является исследование структуры и динамики околозвездной оболочки тесной двойной системы. Исследование проводилось при помощи трехмерного численного газодинамического моделирования. В работе решались следующие основные задачи:

1. Создание трехмерной численной модели для исследования околозвездной оболочки с высоким пространственным разрешением.

Численное моделирование газодинамики околозвездной оболочки является технически достаточно сложной задачей. Трудности моделирования, обу словлены, прежде всего, большими размерами расчетной области, в которой необходимо проводить моделирование. Поскольку пространственное разре шение должно быть достаточно высоким, для моделирования требуется большое количество узлов разностной сетки и задача становится чрезвычай но ресурсоемкой. Решение подобной задачи стало возможным только в по следние годы с появлением массивно-параллельных супер-компьютеров.

2. Исследование механизма образования околозвездной оболочки в тесных двойных звездах.

Одной из основных целей диссертационной работы является изучение пере распределения углового момента в аккреционном диске и процесса формиро вания оболочки из вещества, покидающего систему.

3. Исследование структуры околозвездной оболочки.

Наличие сложной картины течения в ТДС в процессе обмена веществом при водит к формированию нестационарной оболочки с неравномерным распре делением вещества. Целью этой части работы было исследование структуры оболочки с последующим определением ее основных параметров.

4. Оценка влияния околозвездной оболочки на наблюдательные прояв ления компонентов тесной двойной системы.

Для исследования влияния оболочки на наблюдательные проявления необхо димы расчеты оптических свойств оболочки, учитывающие неравномерность распределения вещества.

Научная новизна В диссертационной работе впервые при помощи трехмерного числен ного моделирования газодинамики с высокой степенью детализации исследо вана картина течения вещества в околозвездной оболочке тесной двойной си стемы.

Обнаружено, что взаимодействие эллиптичного аккреционного диска с отошедшей ударной волной, формирующейся перед аккреционным диском вследствие орбитального движения системы, приводит к периодическому от току вещества из аккреционного диска и околодискового гало через окрестность точки Лагранжа L3. Как следствие, пополнение оболочки двой ной звезды происходит не в результате стационарного истечения, а посред ством выбросов вещества из окрестности точки Лагранжа L3.

По результатам трехмерных расчетов определена структура и парамет ры околозвездной оболочки. Показано, что для типичных ТДС оболочка мо жет оказывать существенное влияние на наблюдательные проявления систе мы.

Практическая значимость Основные результаты диссертационной работы, определяющие ее практическую и научную значимость, опубликованы в авторитетных науч ных изданиях. Проведенные исследования структуры и динамики течения позволили не только исследовать механизм формирования оболочки, но и провести оценку ее оптических свойств. Результаты численного моделирова ния уже используются при интерпретации наблюдательных данных как у нас в стране, так и за рубежом.

Апробация результатов Результаты диссертации докладывались и обсуждались на семинарах Института астрономии РАН, а также были представлены на российских и международных конференциях «Параллельные вычислительные технологии — 2007» (ЮУрГУ, г. Челябинск, 2007), «Всероссийская астрономическая кон-ференция — 2007» (Казанский ГУ, г. Казань, 2007), «JENAM-2007» (г. Ереван, Армения, 2007), «Ультрафиолетовая вселенная — 2008» (ГАИШ, г. Москва, 2008), «Interacting Binaries: Accretion and Syncronization» (КрАО, Украина, 2008), «Space plasma physics» (г. Созополь, Болгария, 2008). Также результаты работы докладывались на ежегодной конференции молодых ученых ИНАСАН (2006, 2007 и 2008 гг.).

Объем и структура диссертации Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Число страниц - 121, рисунков - 36, наименований в списке литературы - 81.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обсуждается актуальность темы диссертационной рабо ты, описываются цели, поставленные при ее написании, формулируется по становка задачи, предмет и метод исследования. Также приводится краткий обзор содержания работы, обсуждается новизна и научная значимость полу ченных результатов.

В Главе 1 «Трехмерная газодинамическая численная модель около звездной оболочки в тесных двойных системах (ТДС)» описываются фи зическая, математическая и численная модели ТДС;

обсуждаются процессы массообмена и аккреции в ТДС, их эффективность и влияние на формирова ние околозвездной оболочки;

обосновывается применимость методов газовой динамики для расчета течения вещества в окрестности компонентов тесной двойной системе и околозвездной оболочке;

обсуждается выбор параметров численной модели, рассматриваются различные подходы к ее реализации, преимущества и недостатки подходов, описывается численный метод и тех нология его адаптации к компьютерам с параллельной архитектурой.

В Параграфе 1.1 «Физическая модель околозвездной оболочки в ТДС» приводится описание и параметры тесной двойной системы, используемой для численного моделирования. Параметры системы задавались в соответ ствии с характеристиками катаклизмической переменной TV Col [2]: первич ный компонент системы - белый карлик с массой Ma=0.6MСолн и радиусом Ra=0.02RСолн, вторичный компонент - красный субкарлик с массой Md=0.56M и поверхностной температурой Td=3200K, заполняющий свою полость Солн Роша. Предполагалось, что компоненты системы обращаются по круговой орбите с периодом Porb=5.4ч, межкомпонентное расстояние A=1.56RСолн. Темп массообмена был принят равным 10-8MСолн/год.

В Параграфе 1.2 «Методы исследования течения вещества в около звездной оболочке» приводится система уравнений, используемая для моде лирования течения вещества, обосновывается применимость приближения, описывается численная схема. Для расчетов используется стандартная систе ма уравнений газовой динамики Эйлера с модифицированным уравнением энергии. В правой части уравнения энергии введен дополнительный источ ник для приближенного учета процессов радиационного нагрева и охлажде ния газа [3]. Система уравнений замыкается адиабатическим уравнением со стояния идеального газа. При расчетах показатель адиабаты принимался равным 5/3.

Система уравнений решается численно с помощью конечно-разностной схемы Роу-Ошера-Эйнфельдта [4]. Данная численная схема имеет третий по рядок аппроксимации по пространственным переменным и первый порядок по временной переменной, обладает малой численной диффузией, позволяет с высокой эффективностью получать хорошо детализованное решение, до статочно проста в реализации и хорошо масштабируется для использования на ЭВМ с параллельной архитектурой [5].

В Параграфе 1.3 «Особенности газодинамической численной модели» приводится описание численной модели, ее отличительные особенности, ме тод адаптации к компьютерам с параллельной архитектурой. Численное мо делирование проводилось в расчетной области размером 21A21A0.5A, включающей достаточно протяженную часть околозвездной оболочки. Моде лирование проводилось во вращающейся системе отсчета, связанной с двой ной звездой. На внешних границах расчетной области было задано условие свободного истекания. Звезда-аккретор была задана в виде сферы соответ ствующего радиуса, на поверхности которой также было задано условие сво бодного втекания. В окрестности внутренней точки Лагранжа L1 макроскопи ческая скорость истечения газа в полость Роша звезды-аккретора была при нята равной локальной скорости звука на поверхности звезды-донора. По скольку задача симметрична относительно экваториальной плоскости систе мы, моделирование проводилось в полупространстве, а на соответствующую границу было наложено симметричное граничное условие. Области, занятые донором и аккретором были исключены из расчета.

Для проведения расчета на параллельной ЭВМ, было использовано двумерное разбиение расчетной области вдоль осей X,Y в экваториальной плоскости системы. Разностная сетка состояла из 63063040 ячеек, исполь зовалось сгущение ячеек к экваториальной плоскости в направлении Z и во внутренней области вблизи компонентов системы в направлениях X,Y. Мо делирование проводилось в течение достаточно длительного времени (~ орбитальных периодов системы) до получения квазистационарной картины течения.

В Главе 2 «Механизм формирования околозвездной оболочки в ТДС» рассматривается структура и динамика течения в межкомпонентной оболочке - области течения, включающей компоненты системы и простираю щейся до точки Лагранжа L3, анализируются элементы течения и физические процессы, приводящие к их формированию. По результатам численного мо делировании показывается, что спиральная прецессионная волна и значи тельная часть диска стационарны в лабораторной системе отсчета. Установ лено, что периодическое изменение взаимного положения аккреционного диска и отошедшей ударной волны приводит к вариациям темпа передачи уг лового момента веществу диска и гало, а также к изменению структуры тече ния вблизи точки L3.. Как следствие, пополнение оболочки двойной звезды происходит не в результате стационарного истечения, а посредством перио дических выбросов вещества из окрестности точки Лагранжа L3.

В Параграфе 2.1 «Межкомпонентная оболочка» приводятся результа ты численного моделирования газодинамики вещества в непосредственной близости от компонентов двойной системы в области размером 3.4A3.4A0.5A. Расчетная область целиком включает в себя эквипотенциа ли, проходящие через точки Лагранжа L2, L3, ограничивающие пространство, в котором вещество достаточно сильно гравитационно связано с компонента ми системы. В полученном решении присутствуют все ранее известные эле менты течения, такие как струя вещества из точки L1, аккреционный диск, околодисковое гало, отошедшая ударная волна перед аккреционным диском, присоединенная ударная волна за звездой-донором (см., напр. [5]). Кроме того, за счет достаточно высокого пространственного разрешения и размера расчетной области, в решении удалось выделить новые элементы течения:

вихревую «дорожку Кармана» за аккреционным диском и вихри с центрами в точках Лагранжа L4, L5. Одним из важных результатов моделирования стало подтверждение теоретического предположения о переходе аккреционного диска в аккреционно-декреционный после достижения стационарного тече ния внутри диска: после ~30Porb в течении сформировался поток вещества из аккреционного диска в околозвездную оболочку системы через окрестность точки Лагранжа L3.

В Параграфе 2.2 «Аккреционный диск и прецессионная спиральная вол на» описывается структура аккреционного диска, более детально рассматри вается система волн в диске. Результаты моделирования показали, что в ак креционном диске формируются «горячая линия» - ударная волна, вызванная взаимодействием вещества диска и околодискового гало со струей из L1, дву рукавная приливная ударная волна и прецессионная спиральная волна.

Спиральная прецессионная волна формируется во внутренней области аккреционного диска, свободной от газодинамических возмущений. В этой области, силы, связанные с градиентом газового давления, становятся доста точно малыми по сравнению с силами гравитации, которые фактически и определяют структуру течения вещества в данной части диска. Формируемые под действием этих сил линии тока в диске имеют форму эллипсов, содержа щих в одном из фокусов звезду-аккретор. Несферичность гравитационного поля из-за наличия звезды-донора приводит к смещению линии апсид каждой линии тока, заставляя ее ретроградно прецессировать в системе координат наблюдателя. Так как пересекающихся линий тока в газовом диске быть не может, в результате их взаимодействия устанавливается некоторая равновес ная скорость прецессии всех линий тока, а их большие полуоси выстраивают ся таким образом, что апоастры линий тока образуют спиральную структуру.

Как показывает численное моделирование, внешний конец прецессионной волны доходит практически до края аккреционного диска и его ориентация существенным образом определяется спиральной прецессионной волной. В системе координат наблюдателя волна (а следовательно и значительная часть диска) практически неподвижна на временах порядка одного орбитального периода, в то время как остальные элементы течения меняют свое положение из-за орбитального вращения системы.

В Параграфе 2.3 «Образование околозвездной оболочки» описывается механизм формирования околозвездной оболочки посредством периодиче ского истечения вещества из аккреционного диска и околодискового гало че рез окрестность точки Лагранжа L3. Возникновение истечений и их перио дичность обуславливаются взаимодействием эллиптичного аккреционного диска с потоком газа межкомпонентной оболочки, обтекающим его при орбитальном движении. Сверхзвуковое обтекание диска достаточно разре женным потоком вещества приводит к образованию отошедшей ударной вол ны. Численное моделирование показывает, что большая полуось диска прак тически неподвижна в лабораторной системе координат, в то время как остальные элементы течения испытывают периодические смещения во время орбитального движения. Таким образом, апоастр аккреционного диска пери одически смещает отошедшую ударную волну, что приводит к изменению темпа передачи углового момента веществу диска, к накоплению и последу ющему выбросу вещества через окрестность точки L3. Проведенные расчеты показали, что подобные выбросы имеют бимодальный характер – за один орбитальный период происходит два выброса, отстоящих друг от друга на ~0.3Porb. Общая продолжительность обоих пиков составляет ~0.5Porb, остальную половину орбитального периода поток вещества во внешние слои общей оболочки практически равен нулю.

В Главе 3 «Структура околозвездной оболочки в ТДС» приводится описание течения вещества в околозвездной оболочке, формируемой в ре зультате периодических выбросов вещества диска и околодискового гало че рез окрестность точки Лагранжа L3. Путем трехмерного численного модели рования газодинамики исследована структура и динамика оболочки, опреде лены ее основные параметры. Прослежена эволюция оболочки на временах порядка нескольких орбитальных периодов. Показано, что выбрасываемый через окрестность L3 поток вещества имеет форму спирали. Максимальный размер формирующейся спиральной структуры ограничен точкой самопере сечения и составляет порядка 4–5 расстояний между компонентами системы.

Рассмотрена динамика непосредственно прилегающей к спиральной структу ре внешней, фрагментированной области, переходящей далее в расширяю щийся диффузионный диск.

В Параграфе 3.1 «Распределение макропараметров в околозвездной оболочке» рассматривается общая структура околозвездной оболочки. В структуре околозвездной оболочки выделяются четыре части, отличающиеся морфологически и по удаленности центра масс ТДС: (i) межкомпонентная оболочка (R1.5A) — разреженная область пространства вблизи компонен тов ТДС со сложной системой ударных волн и вихрей;

(ii) спиральное ис течение (1.5R7.5A) — плотный газовый шлейф из вещества, покидающего ТДС через окрестность точки L3, движущийся по спиральной траектории, близкой к баллистической. Шлейф содержит до 1.5 витков после чего разру шается в результате самопересечения, а также под действием ряда других процессов;

(iii) фрагментированное кольцо (7.5AR10A) — область про странства заполненная веществом разрушенного шлейфа. Это кольцо имеет клочковатую структуру, причем по мере удаления от центра системы относи тельно плотные фрагменты размываются дифференциальным вращением и формируют (iv) диффузный диск (R10A).

В Параграфе 3.2 «Образование спиральной структуры в околозвездной оболочке» описываются газодинамические особенности течения в окрестно сти аккреционного диска, приводящие к формированию спирального шлей фа. Бимодальный выброс вещества из аккреционного диска формируется двумя потоками, разнесенными по времени на ~0.3Porb и имеющих разные направления. Первый поток формируется под отошедшей ударной волной в направлении точки L3 и затем сносится набегающим потоком вещества меж компонентной оболочки, второй поток формируется за аккреционным дис ком в направлении обратном вращению системы. Два потока сливаются за аккреционным диском, образуя плотный, хорошо коллимированный шлейф.

Локальные макроскопические скорости газа в шлейфе во время формирова ния истечения таковы, что кинетической энергии достаточно для движения по спирали в течение полутора витков, после которых спиральная траектория самопересекается и переходит в кольцо.

В межкомпонентной оболочке, на границе со спиральным истечением, регулярно возникают возмущения, приводящие к перетеканию вещества в межкомпонентную оболочку и образованию узких и относительно плотных радиальных «перемычек» на фазах 0.7-0.9, перемещающихся по фазе в направлении обратном вращению компонентов системы. Особенности поля скоростей указывают на сверхзвуковой характер течения газа в области пере мычек, а также на то, что на фазах 0.2-0.5 эти неоднородности становятся ударными волнами. Дальнейший выход ударных волн в область между пер вым и началом второго витка спирального шлейфа на фазах 0.5-0.7 приводит к разрушению последнего до точки самопересечения с образованием множе ства фрагментов и интенсивным перемешиванием.

В Параграфе 3.3 «Морфологические особенности внешних частей око лозвездной оболочки» рассматривается структура и динамика внешних частей околозвездной оболочки — фрагментированного кольца и диффузного диска, описываются их свойства. Внешние части околозвездной оболочки представ ляют собой диск с увеличивающейся по мере удаления от системы высотой с углом раствора 7 между орбитальной плоскостью системы и кромкой диска.

Во фрагментированном кольце распределение вещества неоднородно: фраг менты имеют размеры от 0.5A до 3A и существенно (до 5 раз) превосходят по плотности окружающий газ. На расстояниях, больших 10A, фрагменты раз мываются дифференциальным вращением и распределение вещества стано вится однородным, формируется диффузный диск.

В Главе 4 «Наблюдательные проявления околозвездной оболочки» рассматриваются оптические свойства оболочки и степень ее влияния на на блюдательные проявления компонентов системы, приводятся синтетические кривые блеска, анализируются наблюдательные данные.

В Параграфе 4.1 «Оптические толщины околозвездной оболочки» при водятся результаты расчета оптических толщин в непрерывном спектре и в линиях H,H,H, анализируется поведение оптических толщин в зависимости от положения наблюдателя по фазе, от выбора момента наблюдений по отно шению к моменту выброса вещества в оболочку и от наклонения системы.

Показано, что оптическая толщина существенно зависит от фазы, и для ха рактерного темпа массообмена порядка 10-8МСолн/год (и тем более для больших темпов) на некоторых направлениях (преимущественно в области формирования выброса) становится более единицы. Также показано, что в силу нестационарности течения в околозвездной оболочке, оптическая тол щина одной и той же фазе может изменяться со временем более чем на два порядка величины. Структура околозвездной оболочки, а именно концентра ция наиболее плотных частей течения вблизи экваториальной плоскости, вы ражается в сильной зависимости оптической толщины от наклонения. Пока зано, что поглощение околозвездной оболочкой излучения в непрерывном спектре эффективно лишь в узком интервале углов наклонения: ±5 вблизи экваториальной плоскости системы.

В Параграфе 4.2 «Влияние околозвездной оболочки на кривые блеска» приведены результаты расчетов синтетических кривых блеска ТДС (учиты вался вклад обоих компонентов и аккреционного диска) с учетом поглоще ния излучения в околозвездной оболочке. Результаты моделирования показы вают, что наличие у двойной системы околозвездной оболочки вызывает по явление провалов на кривой блеска на фазах ~0.5-0.8, соответствующих обла стям выброса вещества в оболочку и начала спирального шлейфа. В зависи мости от параметров системы, влияние околозвездной оболочки может быть значительным — при темпе массообмена 10-8МСолн/год падение светимости составляет всего ~5%, но для больших темпов массообмена падение светимо сти в непрерывном спектре уже достигает нескольких десятков процентов (для 10-7МСолн/год – 25%;

для 10-6МСолн/год – 65%).

В Параграфе 4.3 «Наблюдательные данные» приводятся результаты наблюдений, свидетельствующие о наличии околозвездных оболочек с неравномерным распределением вещества в ТДС. Обсуждаются перспективы использования полученных в диссертационной работе результатов для интерпретации наблюдательных данных.

В Заключении перечисляются основные положения, выносимые на защиту, обсуждается новизна и практическая значимость полученных результатов, приводится список опубликованных по теме диссертации статей, а также конференций, где были представлены основные результаты.

Отмечается личный вклад автора в совместных работах.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ На защиту выносятся следующие положения:

1. Разработана трехмерная численная модель, позволяющая исследо вать структуру и динамику околозвездной оболочки тесных двойных систем с высоким пространственным разрешением. Модель реализована на компью терах с параллельной архитектурой, что позволило получить квазистационар ное решение на временах в десятки орбитальных периодов.

2. Предложен механизм образования околозвездной оболочки в тесных двойных звездах. Показано, что пополнение оболочки двойной звезды проис ходит не в результате стационарного истечения, а посредством выбросов ве щества из окрестности точки Лагранжа L3. По результатам расчетов установ лено, что хорошо коллимированные выбросы возникают в результате взаимо действия эллиптичного аккреционного диска с отошедшей ударной волной, формирующейся перед аккреционным диском вследствие орбитального дви жения системы. Ориентация эллиптичного аккреционного диска определяет ся положением находящейся в нем прецессионной спиральной волны — в ла бораторной системе координат волна (как и большая полуось аккреционного диска) практически неподвижна, в то время как остальные элементы течения смещаются из-за орбитального вращения системы. Периодическое изменение взаимного положения аккреционного диска и отошедшей ударной волны приводит к вариациям темпа передачи углового момента веществу диска и гало, а также к изменению структуры течения вблизи точки L3, что и служит причиной периодических выбросов вещества.

3. Изучена структура околозвездной оболочки тесной двойной систе мы. По результатам трехмерного численного моделирования газодинамики показано, что выбрасываемый через окрестность L3 поток имеет форму плот ного спирального шлейфа, насчитывающего до полутора витков. Максималь ный размер формирующейся спиральной структуры ограничен точкой само пересечения и составляет порядка 4-5 расстояний между компонентами си стемы (А). После разрушения спиральной структуры, вещество движется во внешние части оболочки в виде множества фрагментов, имеющих размеры от 0.5А до 3А. Фрагментированная оболочка продолжает расширяться и плот ные сгустки вещества диссипируют, размываясь дифференциальным враще нием. С расстояния порядка 10А фрагментированная оболочка переходит во внешний диск, расширяющийся в результате диффузного переноса углового момента от внутренних частей оболочки наружу.

4. Получены оценки возможных наблюдательных проявлений около звездних оболочек тесных двойных систем. Показано, что для значения пара метра Шакуры-Сюняева ~0.01 и соответствующей эффективности аккреции (~50%) оболочка становится оптически толстой в экваториальной плоскости при темпе массообмена 10-8Мсолн/год и ее наличие должно быть учтено при интерпретации наблюдений. Выявленные неравномерность распределения вещества по фазе и вариации плотности, вызванные периодическими выбро сами вещества в оболочку, важны для интерпретации наблюдений тесных двойных звезд. Сильная зависимость колонковой плотности от наклонения позволяет сделать вывод о том, что околозвездная оболочка будет влиять на светимость системы только при углах наклонения 90±5.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ В совместных работах участие автора в постановке задачи, проведении расчетов и анализе результатов равное. Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Сытов А.Ю. Трехмерное моделирование газодинамики оболочки в тесных двойных звездах на компьютерах с параллельной архитектурой.

- труды конференции «Параллельные вычислительные технологии 2007» г.Челябинск.

2. Сытов А.Ю., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Кузнецов О.А., Боярчук А.А. Механизм образования общей оболочки в тесных двойных системах - труды «Всероссийской Астрономической Конференции 2007» г.Казань.

3. Сытов А.Ю., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Кузнецов О.А., Боярчук А.А. Механизм образования общей оболочки в тесных двойных системах // Астрономический Журнал.-2007.-Т. 84-С. 926-936.

4. Сытов А.Ю. Наблюдательные проявления общей оболочки тесной двойной системы — труды конференции «Ультрафиолетовая Вселенная 2008» г.Москва.

5. Сытов А.Ю., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Боярчук А.А. Структура общей оболочки тесной двойной системы // Астрономический Журнал.-2008.-Т.86-С. 250-259.

6. Сытов А.Ю., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Боярчук А.А.

Наблюдательные проявления общей оболочки тесной двойной системы // Астрономический Журнал.-2008.-Т. 86-С. 468-474.

7. Кононов Д.А., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Боярчук А.А., Агафонов М.И., Шарова О.И., Сытов А.Ю., Бонева Д. Спектральные наблюдения и доплеровское картирование системы SS Cyg во время вспышки // Астрономический Журнал.-2008.-Т. 85-С. 927-939.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 1. Paczynski B. / Close Binaries // Comments on Astrophysics., 1976. - Vol. 6.

- P. 95.

2. Retter et al. / A 6.3-h superhump in the cataclysmic variable TV Columbae:

the longest yet seen / MNRAS., 2003. - Vol. 340. - Pp. 679-686.

3. Бисикало Д. В., Боярчук А. А., Кайгородов П. В., Кузнецов О. А. / Мор фология взаимодействия струи и холодного аккреционного диска в по луразделенных двойных системах // Астрономический Журнал. - 2003.

- Том 80. - №8. - сс. 588-599.

4. Roe P. L. / Characteristic-based schemes for the euler equations // Annual Review of fluid mechanics. - Eds. Annual Reviews Inc., 1986. - Vol. 18. Pp. 337-365.

5. Mass Transfer in Close Binary Stars / A. A. Boyarchuk, D. V. Bisikalo, O. A. Kuznetsov, V. M. Chechetkin. - London: Taylor & Francis, 2002.