Лев рафаилович эволюция взаимодействующих двойных звезд малых и умеренных масс

На правах рукописи

УДК 524.3 Юнгельсон Лев Рафаилович ЭВОЛЮЦИЯ ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД МАЛЫХ И УМЕРЕННЫХ МАСС Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва 2011

Работа выполнена в Институте астрономии РАН.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук, профессор, академик РАН Черепащук Анатолий Михайлович (ГАИШ МГУ, МОСКВА) доктор физико-математических наук, профессор Гнедин Юрий Николаевич (ГАО РАН, С.-Петербург) доктор физико-математических наук Утробин Виктор Павлович (ИТЭФ, Москва)

Ведущая организация: Казанский (Приволжский) Федеральный Университет

Защита состоится 13 мая 2011 г. в 11 час. на заседании Диссертационно го совета Д 002.113.02 в конференц-зале Института космических иссле дований РАН по адресу:

117997, Москва, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан 11 апреля 2011 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета Д 002.113. кандидат физико-математических наук А.Ю. Ткаченко

Общая характеристика работы

Актуальность темы Значительная (возможно, подавляющая) часть всех звезд является компонентами двойных систем (см., напр., [1, 2, 3, 4]). Взаимодействием ком понентов двойных систем обусловлены формирование и эволюция катаклиз мических переменных звезд, источников рентгеновского излучения, потен циальных предшественников сверхновых типа Ia (СН Ia) и части источников гамма-вспышек, двойных (и части одиночных) радиопульсаров, симбиотиче ских звезд, звезд Вольфа-Райе с релятивистскими спутниками и ряда других объектов. В свою очередь, например, исследование предшественников СН Ia и возможности использования СН Ia как стандартных источников излуче ния связано с решением задач космологии, в частности, проблемы ускоре ния расширения Вселенной. В OTO предсказывается, что двойные звезды являются источниками излучения гравитационных волн. Их детектирование представляется одной из важнейших задач астрофизики ближайшего деся тилетия.

Порядка 90% двойных звезд относятся к системам малых и умеренных масс, в которых эволюция хотя бы одного из компонентов оканчивается фор мированием белого карлика (БК).

Для эволюции двойных звезд наиболее существенным фактором явля ется подразделение их на “тесные” и “широкие” системы (примерно 40% и 60%). В широких системах компоненты эволюционируют независимо, по добно одиночным звездам, за исключением нескольких процентов их полно го числа, для которых определенную роль может играть аккреция одним из компонентов вещества, потерянного спутником (симбиотические звезды). В тесных двойных системах (ТДС) возможна потеря вещества компонентами при заполнении полости Роша. Перетекание вещества между компонента ми может быть как устойчивым, так и неустойчивым, сопровождаться поте рей массы и углового момента из системы. Если после первой стадии обмена веществом остаток компонента-донора или аккрецировавший компонент со храняют ядерные источники энергии и радиусы звезд способны увеличивать ся, возможен повторный обмен веществом в системе (например, на стадиях горения водорода и (или) гелия в слоевых источниках обоих компонентов). В некоторых случаях происходит до 4 стадий обмена массой.

Когда аккрецирующий компонент неспособен присоединить все выпа дающее на него вещество, образуются т. н. “общие оболочки”, охватываю щие оба компонента системы. Процессы, происходящие в общих оболочках, до конца не ясны, но из общих соображений следует, что эволюция должна приводить к рассеянию оболочки и формированию двойной системы из ядер компонентов или к их слиянию. Если после рассеяния общей оболочки об разуется пара БК с расстоянием между компонентами 1 R, звезды могут прийти в контакт в результате потери системой момента при излучении гра витационных волн. После контакта, в зависимости от отношения масс ком понентов и их химического состава, возможно слияние компонентов, при водящее к взрыву без остатка (таков один из гипотетических механизмов СН Ia) или к аккреционно-индуцированному коллапсу с образованием ней тронной звезды, образованию одиночного карлика, или формирование полу разделенной системы. Последний вариант заведомо осуществляется: полу разделенные двойные БК наблюдаются как звезды типа AM CVn.

К наблюдаемым эффектам приводит аккреция компактным компонен том системы звездного ветра спутника, например, в рентгеновских системах, симбиотических звездах, у звезд Вольфа-Райе с релятивистскими спутника ми. Звезды, в которых один из компонентов заполняет полость Роша, раз деленные системы, эволюционирующие в результате потери углового момен та, широкие системы, в эволюции или наблюдательных проявлениях которых существенную роль играет аккреция, могут быть объединены понятием “вза имодействующих двойных звезд”.

Учитывая возможность повторного заполнения полости Роша, в зави симости от масс компонентов и расстояния между ними на начальной глав ной последовательности, ТДС может пройти более 10 стадий с различны ми комбинациями компонентов, прежде чем система прекратит существова ние как двойная звезда (например, превратится в одиночную звезду или рас падется) или придет в состояние, в котором за хабловское время в ней не будут происходить дальнейшие эволюционные изменения. Последователь ность трансформаций двойной системы, которую она может пройти, получи ла название эволюционного сценария [5]. Предполагается, что на каждом из этапов эволюции двойная звезда может быть отождествлена с определенным классом наблюдаемых объектов.

Анализ эволюционных сценариев стал фундаментом метода популяци онного синтеза, примененного в данной работе для исследования двойных звезд. Сущность метода, кратко, состоит в следующем. Рассматривается ко нечный ансамбль двойных систем, распределенных определенным образом на начальной главной последовательности по массам первичных компонен тов, отношениям масс компонентов и расстояниям между ними. Эти данные получаются путем статистических исследований звезд. Задаются история звездообразования и ее нормализация (например, на современную частоту относительно хорошо исследованных событий). Для каждой пары звезд про слеживается сценарий на протяжении хабловского времени и определяются параметры системы и время жизни на каждой эволюционной стадии. Затем, исходя из исходных распределений систем по параметрам и истории звездо образования, определяется “вес” системы в полном ансамбле звезд. Таким путем можно построить модель совокупности двойных звезд Галактики или другой звездной системы, проследить ее эволюцию. С учетом эффектов се лекции, характерных для различных звезд, далее можно построить модель “наблюдаемой” совокупности объектов, В итоге удается получить представ ление о численности и характеристиках звезд, подавляющая часть которых (например, двойных белых карликов или субкарликов) недоступна наблю дениям современными методами, проследить взаимосвязи между отдельны ми группами звезд. Анализ эволюции звезд методом популяционного синтеза может указывать на существование объектов, которые пока не наблюдают ся, их характеристики и служить руководством к их поиску. Сценарный под ход используется для исследования происхождения и эволюции уникальных двойных систем. Анализ сценариев может также продемонстрировать про белы в теории эволюции звезд.

Суммируя, важное место, которое занимают взаимодействующие двой ные звезды среди астрофизических объектов и возможность их исследования методом популяционного синтеза, определяют актуальность диссертационой работы.

Цель работы Анализ основных сценариев эволюции взаимодействующих звезд ма лых и умеренных масс, построение модели совокупности двойных звезд в диске Галактике и исследование зависимости модели от от скорости звездо образования и параметра эффективности рассеяния общей оболочки.

Исследование галактической популяции разделенных двойных БК.

Определение частоты слияния пар БК с полной массой, превосходящей чандрасекаровскую — кандидатов в предшественники СН Ia. Наблюдатель ный поиск потенциальных предшественников СН Ia (осуществление проекта “The ESO Supernovae type Ia Progenitors surveY”=SPY).

Построение детальной модели галактической популяции полуразде ленных двойных БК (звезд AM CVn). Проведение первых систематических расчетов эволюции ТДС с маломассивными [(0.35-0.65) M ] гелиевыми до норами и БК — аккреторами и разработка с учетом результатов расчетов системы диагностики сценариев формирования звезд AM CVn и ультраком пактных источников рентгеновского излучения по химическому составу ве щества аккреционных дисков. Определение численности систем AM CVn, которые могут наблюдаться одновременно в оптическом и рентгеновском диапазонах спектра и в гравитационных волнах.

Расчет гравитационно-волнового фона, создаваемого двойными звез дами Галактики в полосе чувствительности детектора LISA. Уточнение пре дела частот, выше которого будут различимы сигналы от отдельных звезд, численности разрешаемых систем.

Построение модели галактической популяции горячих гелиевых суб карликов (sdB/O) и определение параметров составляющих ее одиночных звезд и двойных систем.

Самосогласованнный анализ эволюции частоты СН Ia с различными потенциальными предшественниками и численности аккрецирующих белых карликов с ядерным горением на поверхности для модели звездообразования с постоянной скоростью на протяжении 1010 лет и модели, в которой такая же масса звезд формируется за 109 лет.

Исследование формирования и характеристик популяции двойных си стем из гелиевых звезд с компактными спутниками — черными дырами и ней тронными звездами. Оценка возможной численности и параметров галакти ческих систем, подобных уникальной рентгеновской системе Сyg X-3.

Исследование сценариев формирования и эволюции симбиотических звезд с учетом новейших данных о звездном ветре гигантов и условиях ядер ного горения на поверхности аккрецирующих белых карликов. Определение численности и характеристик галактических симбиотических звезд и частоты симбиотических Новых.

Интерпретация наблюдений уникальной планетарной туманности TS 01, объяснение ионизационной структуры которой требует наличия неви димого в оптике горячего спутника у “обычного” ядра туманности.

Научная новизна диссертации Проведено наиболее полное к настоящему времени исследование эво люционных сценариев для тесных и широких двойных систем и проанализи рована зависимость современной частоты образования и численности двой ных звезд с различными сочетаниями компонентов в диске Галактики от ско рости звездообразования и параметра рассеяния общих оболочек.

Впервые рассчитана модель галактической популяции тесных двойных БК, в которой адекватно описывается изменение расстояния между компо нентами при неустойчивом обмене веществом между гигантами и звездами главной последовательности сравнимой массы. Впервые построены модели совокупности наблюдаемых тесных двойных БК с учетом эффектов селек ции, связанных с зависимостью скорости охлаждения карликов от массы и химического состава и с орбитальными периодами звезд. Обоснован и осу ществлен обзор 1000 БК, в результате которого обнаружены около ранее неизвестных тесных двойных БК, в том числе несколько систем с пол ными массами близкими к MCh.

Впервые численно исследовано формирование популяции звезд типа AM CVn с донорами — БК и гелиевыми звездами. Проанализированы ха рактеристики популяции в зависимости от эффективности приливного взаи модействия и возможности разрушения систем в результате детонации слоя He на поверхности аккретора. Проведены первые систематические расчеты эволюции ТДС с донорами — маломассивными гелиевыми звездами и ак креторами — БК. Предложена система диагностики каналов формирования звезд AM CVn и ультракомпактных источников рентгеновского излучения по отношениям содержаний H, He, N, C, O в аккреционных дисках.

Впервые рассчитан гравитационно-волновой фон, создаваемый в по лосе приема космического детектора LISA совместно разделенными и по луразделенными БК. Уточнен предел частот, выше которого возможна ре гистрация отдельных разделенных двойных БК и оценена численность по следних ( 10000). Впервые показано, что 10000 систем типа AM CVn с V 20m 0 и Porb 1500 сек. могут одновременно наблюдаться в электромаг.

нитном спектре и в гравитационных волнах.

Построена модель галактической популяции горячих гелиевых субкар ликов (sdB/O), полной и ограниченной не учитывавшимися ранее эффек тами наблюдательной селекции. Воспроизведены степень двойственности и пространственная плотность объектов в согласии с наблюдениями. Найдены распределения по параметрам компонентов и соотношения между ними.

Для двух моделей звездообразования — непрерывного и вспышки — проведен самосогласованный расчет эволюции частоты формирования по тенциальных предшественников СН Ia — полуразделенных систем (SD) и сливающихся карликов (DD). Расчеты проведены для параметров популяци онного синтеза, наилучшим образом объясняющих наблюдения БК, найден ных в диссертации. Подтвержден ранний результат автора — доминирование сценария DD. Отслежена эволюция численности БК с ядерным горением на поверхности и показано, что с учетом эффектов селекции численность источ ников сверхмягкого рентгеновского излучения, наблюдаемых в ближайших галактиках, согласуется с наблюдениями.

Построена модель галактической популяции гелиевых звезд с спутни ками нейтронными звездами и черными дырами. Впервые одновременно рас смотрены звезды-доноры умеренных и больших масс Исследованы соотно шения между параметрами компонентов в подобных системах и их орбиталь ными периодами. Оценена численность систем с аккреционными дисками и показано, что в Галактике в настоящее время действительно может суще ствовать лишь 1 звезды, близкой по параметрам к Cyg X-3. Результаты расчетов использованы для успешного определения орбитального периода системы NGC300 X-1, внегалактического аналога Cyg X-3.

Проведен анализ характеристик симбиотических звезд с учетом новей ших данных о звездном ветре гигантов и условиях ядерного горения на по верхности аккрецирующих БК. Оценены возможная численность симбиоти ческих звезд и частота симбиотических Новых в Галактике. Проведен анализ распределений симбиотических звезд по наблюдаемым параметрам.

Исследована планетарная туманность TS 01 — уникальный объект в гало Галактики с очень низкой металличностью. Показано, что для объ яснения ионизационной структуры туманности требуется привлечение двух источников излучения: “обычного” ядра планетарной туманности с Mc = (0.54 ± 0.02)M, Tc = (58000 ± 3000)K и “горячего” спутника с Mh 0.85M, Th = (160000 180000)K, L 104 L, наблюдаемого лишь в сверхмяг ком рентгеновском диапазоне спектра. Предложен сценарий формирования и эволюции системы.

Научная и практическая ценность работы Программы популяционного синтеза применяются для исследования подсистем различных двойных звезд и анализа формирования и эволюции наблюдаемых систем.

Распределения звезд по параметрам, найденные в моделях популяций двойных БК, горячих субкарликов, симбиотических звезд, звезд Вольфа Райе с релятивистскими спутниками используются для уточнения моделей эволюции двойных звезд.

Модель популяции звезд AM CVn служит ориентиром для наблюда тельного поиска данных объектов и их отождествления в каталогах (SDSS).

Спектральный материал, накопленный при выполнении проекта SPY, используется для дальнейших поисков тесных двойных БК и субкарликов, исследований их масс, химического состава атмосфер и кинематики.

Модель гравитационно-волнового фона, создаваемого галактическими белыми карликами, используется при подготовке к тестированию космиче ского интерферометра LISA и обработке результатов его наблюдений.

Результаты расчетов эволюции гелиевых звезд применяются для ана лиза каналов происхождения ультракомпактных звезд и расчетов взрывных явлений, связанных с детонацией He на поверхности аккрецирующих БК.

Модели эволюции частоты СН Ia и аккрецирующих БК с ядерным го рением могут быть использованы для анализа потенциальных предшествен ников СН Ia и источников сверхмягкого рентгеновского излучения.

Модель популяции гелиевых звезд с спутниками – черными дыра ми и нейтронными звездами была успешно использована как ориентир для определения орбитального периода уникальной внегалактической системы из звезды WR и черной дыры NGC300 X-1, второй из известных внегалак тических систем данного типа.

Результаты работы могут быть использованы широким кругом научных коллективов при исследованиях двойных звезд Млечного Пути и других га лактик, в особенности, для решения проблем, связанных с эволюцией звезд с компактными компонентами.

Апробация работы Результаты работы представлялись на конференциях “Астрофизи ка высоких энергий сегодня и завтра” (Москва, 2006, 2008), 1-й и 2 й международных конференциях по звездам AM CVn (Наймехен, Ни дерланды, 2006 и Кейптаун, ЮАР, 2008), 13-й, 14-й и 15-й Европей ских конференциях по белым карликам (Каподимонде, Италия, 2002, Киль, Германия, 2004, Лестер, Великобритания, 2006), Международной школе SNOVAE (Калифорнийский университет в Санта-Барбаре, США, 2007), конференциях “ASTROPHYSICS OF COMPACT OBJECTS: International Conference on Astrophysics of Compact Objects” (Хуангшан, Китай, 2007), “A POPULATION EXPLOSION: The Nature & Evolution of X-ray Binaries in Diverse Environments” (Санкт-Питербург Бич, США, 2007), “Asymmetrical Planetary Nebulae IV” (Ла-Пальма, Испания, 2007), “A Life with Stars” (Амстердам, Нидерланды, 2005), “INTERACTING BINARIES: Accretion, Evolution, and Outcomes” (Чефалу, Италия, 2004), “Compact Binaries in the Galaxy and Beyond”, IAU Coll. 194 (Ла Пац, Мексика, 2004), XXV Генеральной ассамблее МАС (Сидней, Австралия, 2003), конференциях “Spectroscopically and Spatially Resolving the Components of the Close Binary Stars” (Дубровник, Хорватия, 2003), “From Twilight to Highlight: The Physics of Supernovae” (Гархинг, Германия, 2002), “The inuence of binaries on stellar population studies” (Брюссель, Бельгия, 2000), “Modern Problems in Stellar Evolution, International Conference in honour of Professor A.G. Massevitch’s 80th birthday” (Звенигород, Россия, 1998).

Результаты работы докладывались и обсуждались на семинарах ИНА САН, ИТЭФ, астрофизическом семинаре теоретического отдела ФИАН, се минарах Института астрономии Амстердамского университета (Нидерлан ды), Института математики, астрофизики и ядерной физики университета св.

Радбоуда (Наймехен, Нидерланды), Физического департамента Брюссель ского свободного университета (Бельгия), Европейской Южной Обсерва тории (Гархинг, Германия), Бамбергской обсерватории (Германия), Научного института космического телескопа (Балтимор, США), департамента астро номии университета Аризоны (Тюсон, США), департамента физики и астро номии университета Оклахомы (Оклахома-сити, США), Института теорети ческой астрофизики университета Осло (Норвегия).

По теме диссертации опубликованы 24 работы в рецензируемых жур налах.

Содержание работы Диссертация состоит из 11 глав и Заключения.

Глава 1 имеет вводный характер. В ней определяются понятия тес ных и взаимодействующих двойных звезд, сформулирована цель диссерта ции, обоснована актуальность работы, сформулированы предложения, вы носимые на защиту. Кратко описаны основные этапы исследований тесных двойных систем (ТДС) и расчетов их эволюции, начиная от открытия “па радокса алголей” до написания первых программ популяционного синтеза.

Подчеркнута важнейшая роль, которую сыграли в развитии исследований двойных звезд открытие внегалактических источников рентгеновского излу чения, двойного радиопульсара, тесного двойного белого карлика.

В Главе 2 описан метод популяционного синтеза (ПС), которым прове дена большая часть исследований в работе.

Изложены основные данные об эволюции звезд, заложенные в про грамму ПС, реализованную в Институте астрономии РАН. Отмечено, что основной неопределенностью ПС является эффективность рассеяния общих оболочек ce. В грубом приближении, расстояние между компонентами в об щих оболочках изменяется как af ce a0. Поэтому, например, для двойных систем, эволюционирующих в результате потери момента при излучении гра витационных волн, с временем слияния t a4, значение ce может иметь кри тическое значение для исхода эволюции, главным образом, для возможности слияния пар белых карликов.

В Главе 3 представлен обзор основных сценариев эволюции взаимо действующих звезд малых и умеренных масс, а также широких систем. Цель главы — дать представление о многообразии конфигураций компонентов двойных звезд и о взаимосвязях между различными группами звезд.

Полная картина возможных эволюционных сценариев звезд достигает ся при использовании в ПС нескольких миллионов исходных систем (в на шем случае — примерно 6 106 ). В одном расчете по программе ПС генери руются 500-600 различных сценариев. Численность звезд, проходящих через них, варьируется от нескольких десятков до нескольких сот тысяч. В сце нариях представлены около 250 различных комбинаций компонентов и “со бытий” (таких, как взрывы СН различных типов). Большинство сценариев различается лишь деталями и оканчивается формированием сходных конфи гураций, главным образом, пар БК различного химического состава. В Главе 3 эти сценарии сгруппированы в 30 основных ветвей эволюции, которые детально обсуждаются.

Далее в Гл. 3 построены пять моделей популяций двойных звезд: две модели для ТДС в предположении о постоянной на протяжении 1010 лет ско рости звездообразования (СЗО) c значениями параметра ce =1 и 0.5;

модель c ce = 1, в которой такая же масса звезд, как в предыдущих моделях, фор мируется в результате вспышки звездообразования, длящейся 109 лет;

две модели популяции широких систем — с непрерывным звездообразованием и с вспышкой СЗО. Выделены 40 типов систем, наиболее многочислен ных или важных с эволюционной точки зрения. Проанализированы их ме сто в сценариях, частота формирования и численность в настоящее время в зависимости от СЗО и ce. Показано, что изменение ce влияет на числен ность большинства систем в пределах фактора 2-3, но в некоторых случаях различия достигают 5-6 раз. В популяции с вспышкой звездообразования, в частности, низка частота СН Ia.

Глава 4 посвящена разделенным двойным БК. Значение корректной модели популяции этих объектов определяется тем, что они являются глав ным источником галактического гравитационно-волнового фона, а слияние двойных БК с Mt = (M1 + M2 ) MCh рассматривается как один из основ ных гипотетических сценариев СН Ia. В первой части главы проанализиро ваны полученные к 2000 г. наблюдательные данные о тесных двойных гели евых карликах и реконструирована их эволюция, что возможно, благодаря существованию для звезд с вырожденными гелиевыми ядрами соотношения “радиус – масса ядра”, не зависящего от полной массы звезды. Показано, что первый этап обмена веществом в системах с сравнимыми массами ком понентов не может быть адекватно описан как консервативный обмен массой при заполнении полости Роша или как общая оболочка, описываемая обще принятым для последних уравнением Веббинка [6]. Корректно воспроизвести изменение расстояния между компонентами позволяет учет баланса углово J J = Mt, где J – исходный угловой момент системы, 1.5.

го момента: Mt Это утверждение справедливо и для других маломассивных ТДС, в которых первый обмен веществом неустойчив [7].

Во второй части Гл. 4 построена модель населения БК в Галактике (с использованием уравнения для баланса момента). При сравнении с наблю дениями впервые учтены эффекты селекции, связанные с различными скоро стями охлаждения БК в зависимости от массы и химического состава и ор битальными периодами двойных БК. Построена модель “наблюдаемой” вы борки двойных БК, ограниченной V = 15m 0 и селекцией по орбитальным пе.

риодам. Найдено, что согласование моделей с наблюдениями требует более быстрого охлаждения БК с массой 0.3 M, чем предсказывалось суще ствовавшими к моменту расчетов моделями [8]. Детально проанализированы соотношения между периодами систем, массами их компонентов, отношени ями масс последних.

В третьей части Гл. 4 описан обзор “The ESO Supernovae type Ia Progenitors surveY”=SPY. К началу 2002г. с целью поиска возможных пред шественников СН Ia были исследованы около 200 БК, обнаружены 18 двой Рис. 1: Полные массы известных двойных БК и горячих субкарликов с спутниками–БК. DD2 — си стемы с двумя видимыми спектрами. Для систем с одним видимым спектром (DD1) показаны нижние пределы Mtot. Кружки с стрелками – нижние пределы Mtot для БК экстремально малых масс, отож дествленных в SDSS. Отмечены MCh и предел периодов, при котором слияние происходит за время, меньшее 1010 лет. Возможные предшественники СН Iа расположены в верхнем левом углу рисунка.

ных систем с Porb 6.3 сут., но ни один из них не удовлетворял условиям для предсверхновой. Моделирование, проведенное в предшествующей части Гл.

4, показало, что, с учетом эффектов селекции, для обнаружения одной по тенциальной предсверхновой необходимо исследовать 1000 БК с зв. вели чиной B 16m 0. Проект SPY по поиску потенциальных предшественников.

СН Ia был реализован на спектрографе UVES 8.2-м телескопа UT2 ESO в сервисной моде. Точность измерения лучевых скоростей составила примерно 2 км/с. Были исследованы 1024 БК, обработка наблюдений продолжается.

Пока обнаружены около 100 новых двойных БК, из них 16 с двумя видимы ми спектрами (ранее были известны 6). Найдены 3 системы с Mt в пределах 10% от MCh, что указывает на принципиальную возможность существования пар больших масс. Соотношения между орбитальными периодами и полны ми массами известных пар БК, а также субкарликов с спутниками-БК, ко торые также могут быть предшественниками СН Ia или звезд AM CVn, по казаны на рис. 1.

В Главе 5 рассматриваются звезды AM CVn — полуразделенные двой ные БК. Ожидается, что, благодаря очень коротким орбитальным периодам ( 3 мин.), они, наряду с короткопериодическими разделенными двойными БК и ультракомпактными источниками рентгеновского излучения, будут сре ди первых источников гравитационных волн, которые сможет зарегистриро вать космический интерферометр LISA (см., напр., [9]). Поскольку удовле творительно известны расстояния до ближайших звезд AM CVn, они, в слу чае обнаружения в ГВ, могут быть использованы для тестирования и калиб ровки детектора [10]. Звезды AM CVn также рассматриваются как потенци альные (но редкие) предшественники СН Ia и как объекты, в которых могут происходить взрывы аккрецированного He.

В первой части Главы 5 построена модель галактической популяции звезд AM CVn. К настоящему времени предложены три сценария форми рования звезд AM CVn. Они проиллюстрированы на рис. 2. В первом из них (“семейство белых карликов”, левая ветвь на рис. 2 ) донорами явля ются гелиевые БК, которые устойчиво теряют вещество после сближения компонентов и заполнения полости Роша благодаря излучению гравитаци онных волн [11]. Во втором сценарии (“семейство гелиевых звезд”, правая ветвь на рис. 2) место гелиевого карлика занимает маломассивная гелиевая звезда (MHe (0.32 0.6) M ), если она успевает заполнить полость Ро ша до начала общего сжатия перед истощением Не в ядре [12]. В третьем сценарий [13] (на рис. 2 не показан) предполагается, что донор — остаток маломассивной ( 1 M ) звезды главной последовательности, которая за полнила полость Роша после выгорания значительной части водорода в ядре (Xc 0.4). В этом случае минимальный период катаклизмической двойной системы может быть 10 мин. вместо обычных 80 мин. Последний сце нарий, вероятно, менее значим, чем первые два: известна лишь одна звезда Рис. 2: Диаграмма каналов формирования предшественников СН Ia и звезд AM CVn типа AM CVn с следами H в спектре, хотя порог обнаружения водорода все го N (H)/N (He) 105 [14]. В работе рассмотрены два первых сценария.

Нами показано, что для семейства БК возможность устойчивого об мена веществом определяется эффективностью приливного взаимодействия.

В зависимости от характерного времени синхронизации вращения аккрето ра и орбитального обращения частота формирования и численность систем AM CVn могут варьироваться в пределах фактора 100. В семействе БК Рис. 3: Выборка звезд AM CVn, ограниченная 15m0. Левый рисунок – “неэффективная модель”,.

правый рисунок – “эффективная модель”. На обоих рис. левая ветвь – системы с донорами-БК, пра вая – с донорами-гелиевыми звездами. Вертикальными линиями показано положение некоторых из наблюдаемых звезд АМ CVn. Полный интервал периодов известных звезд 2.8 lg P (s) 3.6. Меж ду поперечными линиями находятся системы с неустойчивыми аккреционными дисками (с разными массами аккреторов). Две верхние шкалы показывают массы звезд-доноров, если они являются БК (ZS) или гелиевыми звездами (TF).

обмен веществом всегда начинается в режиме прямого соударения, кото рый через 107 лет сменяется дисковой аккрецией. Формированию звезд AM CVn с донорами – гелиевыми звездами может воспрепятствовать де тонация углеродно-кислородного карлика-аккретора, инициированная дето нацией в слое He на поверхности после накопления 0.1 M вещества [15].

Взрывное разрушение аккреторов может изменить численность систем, эво люционирующих по каналу гелиевых звезд, вдвое. Комбинируя самые небла гоприятные условия для формирования звезд AM CVn (“неэффективная мо дель”) и самые благоприятные условия (“эффективная модель”), получаем, что полная численность звезд типа AM CVn в Галактике может варьировать ся от 1.6 107 до 9.4 107.

Наблюдаемое излучение звезд AM CVn определяется преимуществен но светимостью диска, т. е. скоростью аккреции M. На рис. 3 показано соот Рис. 4: Отношение содержаний N и C в аккреционных дисках звезд AM CVn при различных зна чениях Porb. Прямые линии соответствуют донорам-карликам с массами предшественников 1, 1.5, 2 M (сверху вниз). Если донор гелиевая звезда, XN /XC может иметь значения, соответствующие затененной области, вплоть до 0. Штриховые линии — примеры эволюции XN /XC.

ношение Porb M в выборке, ограниченной Vlim = 15m 0.

.

Далее в Гл. 5 описаны результаты систематических расчетов эволю ции полуразделенных гелиевых звезд малых масс с аккреторами-БК. Рас смотрены типичные для предшественников звезд AM CVn системы (MHe + Mwd )=(0.35+0.5) M, (0.4+0.6) M, (0.65+0.8) M, в которых заполнение полости Роша происходит, когда Не в ядрах доноров выгорел до различной степени. Основное внимание уделено химическому составу вещества, теряе мого донором при различных значениях Porb. Также проведены расчеты обра зования гелиевых карликов с различными массами предшественников. По скольку в различных сценариях звезды-доноры отличаются по химическому составу, на основе проведенных расчетов предложена система диагностики каналов формирования звезд АМ CVn и родственных им ультракомпактных источников рентгеновского излучения по отношениям содержаний H, He, N, C, O в перетекающем веществе. На рис. 4 в качестве примера показана за Рис. 5: Слева — гравитационно-волновой фон, создаваемый БК, справа — численность систем в единичных полосах пропускания детектора. Белая линия — усредненный фон, штриховые линии — пределы чувствительности детектора для периодов наблюдений 1 год и 5 лет.

висимость отношения содержаний N/C (по массе) от Porb, которая позволяет различать звезды с различными донорами. Для нескольких систем с извест ными содержаниями элементов в аккреционных дисках нами проведен ана лиз возможных предшественников.

В Главе 6 на основе моделей популяций двойных БК, описанных вы ше, а также рассчитанных ранее моделей популяций пар БК и нейтронных звезд, двойных нейтронных звезд и черных дыр с эллиптическими орбита ми, построена численная модель гравитационно-волнового фона, создавае мого ТДС Галактики в полосе приема космического интерферометра LISA.

Доминирующий вклад в сигнал дают двойные БК. Уточнен предел частот, выше которого будут различимы сигналы от отдельных разделенных си стем (confusion limit, CL). Показано, что детектор LISA, если будет запущен и будет иметь заданную чувствительность, сможет разрешить около разделенных БК выше CL и около 6000 карликов ниже CL, но с сигна лом, значительно более сильным, чем усредненный фон. На рис. 5 показаны гравитационно-волновой фон, создаваемый двойными БК и численность си стем в единичных полосах пропускания LISA. Нами найдено, что до систем AM CVn с Porb 10 мин. могут быть разрешены в ГВ на частотах вы ше CL, благодаря резкому уменьшению скорости эволюции в этом интервале периодов. Одновременно, они должны излучать в оптике и рентгене. Таким образом, возможны дополняющие друг друга наблюдения. Оценки показы вают, что для КА СРГ и LISA общими могут быть 100 систем. Благодаря известным расстояниям и массам компонентов, ближайшие звезды AM CVn можно использовать для тестирования детектора LISA.

В Главе 7 рассмотрены горячие гелиевые субкарлики sdB/sdO. Инте рес к ним в контексте диссертации определяется тем, что часть из них имеет спутники БК, т. е. может быть предшественниками СН Iа или звезд AM CVn (такие системы известны). Основные каналы формирования гелиевых суб карликов — потеря вещества при заполнении полости Роша звездами (2.5 – 5.0) M и слияние гелиевых БК. Высокая степень двойственности субкарли ков sdB — (40-70)% в различных выборках — указывает на потерю веще ства как основной канал их формирования, а низкая степень двойственности звезд sdO — на образование в результате слияний. Построена модель этой популяции, полной и ограниченной наблюдательной селекцией, воспроизве дены степень двойственности и пространственная плотность звезд. Найдены распределения по параметрам компонентов и соотношения между ними. Мо дель удовлетворительно согласуется с наблюдениями, если учесть, что боль шинство не отождествленных спутников, скорее всего, является БК, т. к. нет признаков эффекта отражения.

В Главе 8 анализируются предшественники СН Ia и их связь с источ никами сверхмягкого рентгеновского излучения. Существуют два основных сценария СН Ia — накопление MCh БК в полуразделенной системе (SD) и слияние компонентов двойных БК с полной массой большей MCh (DD), см. рис. 3. В обеих моделях часть аккрецирующих БК с горением водорода на поверхности идентифицируется с источниками сверхмягкого рентгенов ского излучения (SSS). В сценарии SD рентгеновским источником является непосредственно БК — потенциальная предсверхновая, в сценарии DD — это БК, сформировавшийся первым и аккрецирующий вещество из звездно го ветра спутника-(сверх)гиганта, предшественника второго БК.

Нами рассчитаны эволюция частоты сверхновых в сценариях SD и DD и эволюция численности аккрецирующих белых карликов и численности SSS для двух моделей звездообразования — непрерывного на протяжении 1010 лет (A) и вспышки длительностью 109 лет (B). В обеих моделях форми руется одинаковая масса звезд. Модель A может рассматриваться как подо бие спиральной галактики, модель B — эллиптической. Использованы те же параметры популяционного синтеза, которые позволили воспроизвести на селение двойных БК Галактики.

При T = 1010 лет частота реализации сценария DD в модели A состав ляет 3.2103 год1, в хорошем согласии с наблюдениями для галактик Sb/c, к которым относится Млечный Путь: (4 ± 2) 103 год1 [16]. Частота реа лизации сценария SD в модели A на 2 порядка величины ниже, чем сценария DD. Сценарий SD не реализуется в модели B.

Найдено, что в моделях A и B численности аккрецирующих белых кар ликов с ядерным горением сравнимы. В модели B полуразделенные системы с БК-предсверхновыми уже завершили эволюцию. В существующих разде ленных системах массы БК малы ( 1 M ), эффективность аккреции также низка (см. ниже рис. 7) и они не могут накопить MCh. Соответственно, SSS в эллиптических галактиках предшественниками СН Ia не являются. Оценки численности SSS в моделях согласуются с их численностью в хорошо изу ченных ближайших галактиках, если учитываются эффекты селекции по по глощению. С наблюдениями удовлетворительно согласуется только модель распределений времен задержки СН Ia по отношению к звездообразованию (DTD) для сценария DD. Наблюдаемую частоту СН Iа и DTD не может объ яснить и сценарий двойной детонации БК субчандрасекаровской массы по сле накопления 0.1 при M 3 107 M год1 [15]. Этот механизм в на ших моделях реализуется лишь в системах с донорами-гелиевыми звезда ми и имеет время задержки T 109 лет. В моделях с донорами-гелиевыми БК взрывы не происходят, т. к. при принятой эффективности аккумуляции Не большая часть вещества, перетекающего на карлик, теряется в режиме неустойчивого горения. К моменту, когда M 3 107 M год1, масса до нора составляет всего несколько сотых M и накопление критического для взрыва слоя He невозможно.

В Главе 9, рассмотрены звезды Вольфа-Райе (WR) с релятивистски ми спутниками – аналоги уникальной галактической системы Cyg X-3. Для оценки времен жизни гелиевых звезд промежуточных масс проведены эво Рис. 6: Соотношение между массами гелиевых звезд MHe и орбитальными периодами систем из ге лиевых звезд и черных дыр. Кружками отмечены системы с дисками. Звездочки– системы с Porb = 4.8 ± 1.2, т. е. близкие к Cyg X-3. Вертикальная линия — нижний предел масс звезд WR.

люционные расчеты. Построена модель галактической популяции гелиевых звезд с спутниками – нейтронными звездами (НЗ) и черными дырами (ЧД).

Исследованы соотношения между параметрами компонентов в подобных си стемах и их орбитальными периодами. Оценена численность систем с аккре ционными дисками и показано, что в Галактике в настоящее время возможно существование 1 системы, подобной Cyg X-3, с массой гелиевой звезды 7M (порога масс звезд WR) и Porb = 4.8 ± 1.2 час. и нескольких систем с периодами до 30 час. Соотношение между массами гелиевых звезд и ор битальными периодами систем с компонентами-ЧД показано на рис. 6.

С учетом предсказанных параметров систем типа Cyg X-3 с КА SWIFT были проведены наблюдения внегалактической рентгеновской систе мы NGC300 X-1, физически связанной с звездой WR41 и обнаружена ор битальная периодичность 32.8 час. В дальнейшем эта периодичность была независимо подтверждена по оптическим наблюдениям с VLT. NGC300 X- является второй известной внегалактической звездой, подобной Cyg X-3.

В Главе 10 проанализированы каналы формирования галактической популяции симбиотических звезд (СЗ) и ее характеристики в зависимости от Рис. 7: Распределение симбиотических звезд по эффективности аккреции (справа от 0.0) или эро зии (слева от 0.0). Модели соответствуют различным значениям параметра общих оболочек ce и, скорости звездного ветра, эффективности аккумуляции вещества.

различных параметров моделей. Показано, что симбиотические звезды фор мируются преимущественно из широких систем, в которых компоненты не заполняли полости Роша. Найдено, в согласии с наблюдениями и оценка ми, полученными по другим программам популяционного синтеза, что чис ленность (СЗ) в Галактике – от 1200 до 15000, а частота симбиотических Новых звезд (0.5-6) в год. Два основных параметра, от которых зависит ча стота образования и численность симбиотических звезд — эффективность аккреции звездного ветра и критическая масса водородного слоя, необхо димая для начала термоядерного горения. Найдены соотношения между па раметрами симбиотических звезд в различных моделях. Показано, что из-за низкой эффективности аккреции накопление MCh углеродно-кислородными БК и взрывы СН Ia в симбиотических системах маловероятны (рис. 7), но могут происходить аккреционно-индуцированные коллапсы ONeMg БК.

В Главе 11 рассмотрена уникальная планетарная туманность TS 01, расположенная в гало Галактики и отличающаяся рекордно низкой метал личностью. Ионизационная структура туманности объясняется наличием у “обычного” ядра планетарной туманности горячего (160000 K-180000 K) массивного спутника, наблюдаемого только в сверхмягком рентгеновском диапазоне. Построен эволюционный сценарий для TS 01, от звезды началь ной главной последовательности с массами компонентов (2.50+0.89) M и Porb 1330 сут. до современного состояния, когда массы компонентов со ставляют 0.86 M и 0.54 M, а Porb =3.92 час. Компоненты ядра TS 01 долж ны слиться из-за излучения ГВ за 6.6 108 лет. Если полная масса ядра TS 01 действительно не меньше MCh, оно является одним из наиболее веро ятных предшественников СН Ia в сценарии двойных карликов. Исследование сценария формирования ядра TS 01 показывает, что эффективность рассея ния общих оболочек, возникающих при заполнении полости Роша звездами АВГ в системах с спутниками-БК, очень низка: ce 103.

B Заключении суммируются основные результаты работы.

Основные положения, выносимые на защиту 1. Разработаны и поддерживаются программы популяционного синтеза, используемые в Институте астрономии РАН и университетах Лейдена и Наймехена (Нидерланды).

2. Рассчитаны модели популяции двойных звезд малых и умеренных масс в диске Галактики при различных предположениях относительно ско рости звездообразования и параметра общих оболочек ce, проанали зированы зависимость моделей от параметров и взаимосвязь различ ных групп звезд.

3. Пронализированы полученные к 2000г. первые наблюдательные дан ные о тесных двойных гелиевых карликах и реконструирована их эво люция. Предложен алгоритм, позволяющий адекватно оценить измене ние расстояния при обмене веществом между гигантами и звездами ГП.

Рассчитана модель совокупности БК в Галактике. Построена “наблю даемая” выборка двойных БК с учетом эффектов селекции, обуслов ленных различиями в скорости охлаждения БК в зависимости от массы и химического состава и орбитальными периодами звезд. Обоснован и осуществлен проект “The ESO Supernovae Type Ia Progenitors syrveY” (SPY), в результате которого открыты около 100 двойных БК, в том числе объекты с общей массой Mt в пределах 10% от MCh, что указы вает на возможность существования БК с Mt MCh и свидетельствует в пользу слияния двойных БК как сценария CН Ia.

4. Рассчитана модель популяции звезд типа AM CVn. Впервые исследо ваны характеристики модели в зависимости от предположений относи тельно эффективности приливного взаимодействия и возможной поте ри части потенциальных предшественников звезд AM CVn в результате разрушения БК при детонации в слое аккрецированного Не.

5. Проведен первый систематический расчет сетки эволюционных треков для ТДС с маломассивными гелиевыми донорами и белыми карликами аккреторами. На основе результатов расчетов предложена система ди агностики каналов формирования звезд АМ CVn и ультракомпактных источников рентгеновского излучения по отношениям содержаний H, He, N, C, O в аккреционных дисках.

6. Рассчитан гравитационно-волновой сигнал, генерируемый двойными звездами Галактики в диапазоне чувствительности космического ин терферометра LISA. Уточнен предел частот, выше которого различимы сигналы от отдельных разделенных систем (confusion limit, CL). Най дено, что LISA сможет разрешить 10000 разделенных БК на частотах выше CL и 6000 ниже CL, но с сигналом, значительно более силь ным, чем усредненный фон.

7. Звезды AM CVn впервые отождествлены как источники, которые мо гут одновременно наблюдаться в ГВ, рентгене и оптике. LISA сможет 12000 систем. Для КА СРГ и LISA возможны взаимо разрешить до дополняющие наблюдения в оптике, рентгене и ГВ 100 звезд.

8. Исследованы горячие гелиевые субкарлики (sdB/sdO). Проанализи рованы каналы формирования, построена модель популяции, кото рая воспроизводит наблюдаемую степень двойственности (40% – 70% в зависимости от выборки) и пространственную плотность (2. 106 пс3 ) звезд. Проанализированы распределения по параметрам компонентов и соотношения между ними.

9. Проведен анализ эволюции частоты СН Ia для сценариев сливающихся карликов и полуразделенных систем и численности аккрецирующих БК с ядерным горением на поверхности для моделей звездообразования, имитирующих спиральную и эллиптическую галактики. Подтвержден сделанный ранее автором вывод о том, что слияние БК является наи более вероятным сценарием для предшественников СН Ia. Показано, что источники сверхмягкого рентгеновского излучения (SSS), наблю даемые в эллиптических галактиках, не являются предшественниками СН Ia. Оценки численности SSS в моделях согласуются с их числен ностью в хорошо изученных ближайших галактиках, если учитываются эффекты селекции по поглощению.

10. Рассчитана модель галактической популяции гелиевых звезд с ком пактными спутниками – нейтронными звездами и черными дырами.

Исследованы соотношения между параметрами компонентов в подоб ных системах и их орбитальными периодами. Обосновано существо вание в Галактике в настоящее время лишь одной системы, подобной Cyg X-3. На основе предсказаний о периодах звезд Вольфа-Райе с спутниками - черными дырами найден орбитальной период системы NGC300 X-1, второго известного внегалактического аналога Cyg X-3.

11. Проанализированы формирование и эволюция симбиотических звезд, определена их численность и частота симбиотических Новых в Галак тике. Найдено, что CO-карлики в симбиотических звездах не могут на копить MCh и не взрываются как СН Ia.

12. Пронализированы наблюдения уникальной планетарной туманности TS 01, двойное ядро которой имеет компонент, наблюдаемый лишь в сверхмягком рентгеновском диапазоне и построен эволюционный сце нарий формирования туманности.

Публикации по теме диссертации 1. Portegies Zwart, S. F.;

Yungelson, L. R., Formation and evolution of binary neutron stars, Astron.Astrophys., 332, 173 (1998).

2. Ergma, E.;

Yungelson, L. R., CYG X-3: can the compact object be a black hole? Astron.Astrophys., 333, 151 (1998) 3. Nelemans, G.;

Verbunt, F.;

Yungelson, L. R.;

Portegies Zwart, Simon F.

Reconstructing the evolution of double helium white dwarfs: envelope loss without spiral-in, Astron.Astrophys., 360, 1011 (2000).

4. Nelemans, G.;

Yungelson, L. R.;

Portegies Zwart, S. F.;

Verbunt, F., Population synthesis for double white dwarfs. I. Close detached systems, Astron.Astrophys., 365, 491 (2001).

5. Nelemans, G.;

Portegies Zwart, S. F.;

Verbunt, F.;

Yungelson, L. R., Population synthesis for double white dwarfs. II. Semi-detached systems:

AM CVn stars, Astron.Astrophys., 368, 939 (2001) 6. Nelemans, G.;

Yungelson, L. R.;

Portegies Zwart, S. F., The gravitational wave signal from the Galactic disk population of binaries containing two compact objects, Astron.Astrophys., 375, 890 (2001).

7. Ergma, E.;

Fedorova, A. V.;

Yungelson, L. R., Is KPD 1930+2752 a good candidate type Ia supernova progenitor? Astron.Astrophys., 376, L (2001).

8. Koester, D.;

Napiwotzki, R.;

Christlieb, N.;

Drechsel, H.;

Hagen, H.-J.;

Heber, U.;

Homeier, D.;

Karl, C.;

Leibundgut, B.;

Moehler, S.;

Nelemans, G.;

Pauli, E.-M.;

Reimers, D.;

Renzini, A.;

Yungelson, L., High-resolution UVES/VLT spectra of white dwarfs observed for the ESO SN Ia progenitor survey (SPY). I., Astron.Astrophys., 378, 556 (2001).

9. Napiwotzki, R.;

Christlieb, N.;

Drechsel, H.;

Hagen, H.-J.;

Heber, U.;

Homeier, D.;

Karl, C.;

Koester, D.;

Leibundgut, B.;

Marsh, T. R.;

Moehler, S.;

Nelemans, G.;

Pauli, E.-M.;

Reimers, D.;

Renzini, A.;

Yungelson, L., Search for progenitors of supernovae type Ia with SPY, Astron.

Nachrichten, 322, no. 5/6, 411 (2001).

10. Napiwotzki, R.;

Koester, D.;

Nelemans, G.;

Yungelson, L.;

Christlieb, N.;

Renzini, A.;

Reimers, D.;

Drechsel, H.;

Leibundgut, B., Binaries discovered by the SPY project. II. HE 1414-0848: A double degenerate with a mass close to the Chandrasekhar limit, Astron.Astrophys., 386, (2002).

11. Yungelson, L. R.;

Nelemans, G.;

van den Heuvel, E. P. J., On the formation of neon-enriched donor stars in ultracompact X-ray binaries, Astron.Astrophys., 388, 546 (2002).

12. Тутуков, А.В.;

Юнгельсон Л.Р., Модель популяции двойных звезд в Га лактике, АЖ, 46, 667 (2002).

13. Napiwotzki, R.;

Christlieb, N.;

Drechsel, H.;

Hagen, H.-J.;

Heber, U.;

Homeier, D.;

Karl, C.;

Koester, D.;

Leibundgut, B.;

Marsh, T. R.;

Moehler, S.;

Nelemans, G.;

Pauli, E.-M.;

Reimers, D.;

Renzini, A.;

Yungelson, L., SPY - the ESO Supernovae type Ia Progenitor survey, The Messenger, 112, 25 (2003).

14. Nelemans, G.;

Yungelson, L. R.;

Portegies Zwart, S. F., Short-period AM CVn systems as optical, X-ray and gravitational-wave sources, MNRAS, 349, 181 (2004).

15. Lommen, D.;

Yungelson, L.;

van den Heuvel, E.;

Nelemans, G.;

Portegies Zwart, S., Cygnus X-3 and the problem of the missing Wolf-Rayet X-ray binaries, Astron.Astrophys., 443, 231, (2005).

16. Юнгельсон Л.Р.;

Тутуков, А.В., Модель популяции гелиевых звезд в Га лактике: звезды малых масс, АЖ, 49, 871 (2005) 17. Lu, Guoliang;

Yungelson, L.;

Han, Z., Population synthesis for symbiotic stars with white dwarf accretors, MNRAS, 372, 1389 (2006).

18. Postnov, K. A.;

Yungelson, L. R., The Evolution of Compact Binary Star Systems, Living Reviews in Relativity, 9, no. 6 (2006).

19. Carpano, S.;

Pollock, A. M. T.;

Prestwich, A.;

Crowther, P.;

Wilms, J.;

Yungelson, L.;

Ehle, M., A 33 hour period for the Wolf-Rayet/black hole X-ray binary candidate NGC 300 X-1, Astron.Astrophys., 466, L17, (2007) 20. Юнгельсон Л.Р., Эволюция гелиевых звезд малых масс в полуразде ленных двойных системах, ПАЖ 34, 620-634 (2008).

21. Nelemans, G.;

Yungelson, L. R.;

van der Sluys, M. V.;

Tout, C. A., The chemical composition of donors in AM CVn stars and ultracompact X ray binaries: observational tests of their formation, MNRAS, 401, (2010).

22. Stasinska, G.;

Morisset, C.;

Tovmassian, G.;

Rauch, T.;

Richer, M. G.;

Pena, M.;

Szczerba, R.;

Decressin, T.;

Charbonnel, C.;

Yungelson, L.;

Napiwotzki, R.;

Simon-D az, S.;

Jamet, L., The chemical composition of TS 01, the most oxygen-decient planetary nebula. AGB nucleosynthesis in a metal-poor binary star, Astron.Astrophys., 511, id.A44 (2010) 23. Tovmassian, G.;

Yungelson, L.;

Rauch, Th.;

Suleimanov, V.;

Napiwotzki, R.;

Stasinska, G.;

Tomsick, J.;

Wilms, J.;

Morisset, C.;

Pena, M.;

Richer, M. G., The Double-degenerate Nucleus of the Planetary Nebula TS 01: A Close Binary Evolution Showcase, ApJ, 714, 178 (2010).

24. Юнгельсон Л.Р., Эволюция численности аккрецирующих белых кар ликов с слоевым ядерным горением и частоты СН Ia, ПАЖ, 36, (2010) Литература:

[1] E. I. Popova, A. V. Tutukov, L. R. Yungelson. Astrophys. Space Sci. 88, 55 (1982) [2] S. Vereshchagin, A. Tutukov, L. Yungelson, Z. Kraicheva, E. Popova.

Astrophys. Space Sci. 142, 245 (1988) [3] M. B. N. Kouwenhoven, A. G. A. Brown, S. F. Portegies Zwart, L. Kaper.

A&A; 474, 77 (2007) [4] P. P. Eggleton, A. A. Tokovinin. MNRAS 389, 869 (2008) [5] B. P. Flannery, E. P. J. van den Heuvel. A&A; 39, 61 (1975) [6] R. F. Webbink. ApJ 277, 355 (1984) [7] G. Nelemans, C. A. Tout. MNRAS 356, 753 (2005) [8] T. Driebe, D. Schonberner, T. Blocker, F. Herwig. A&A; 339, 123 (1998) [9] D. Hils, P. L. Bender, R. F. Webbink. ApJ 360, 75 (1990) ArXiv Astrophysics e-prints ArXiv:astro [10] A. Stroeer, A. Vecchio.

ph/0605227 (2006) [11] B. Paczynski. Acta Astron. 17, 287 (1967) [12] G. J. Savonije, M. de Kool, E. P. J. van den Heuvel. A&A; 155, 51 (1986) [13] А. В. Тутуков, А. В. Федорова, Э. В. Эргма, Л. Р. Юнгельсон. ПАЖ 11, 123 (1985) [14] R. E. Williams, D. H. Ferguson. ApJ 257, 672 (1982) [15] E. Livne. ApJ 354, L53 (1990) [16] E. Cappellaro. Memorie della Societa Astronomica Italiana 72, (2001) 055(02)2 Ротапринт ИКИ РАН Москва,117997, Профсоюзная, 84/ Подписано к печати 2011 г.

Заказ N Формат 70х108/32. Тираж 100 экз. усл. печ. л.