
Тип работы:	Предмет:	Язык работы:

ОБРАЗОВАНИЕ РЕЗОНАНСНЫХ линий в ДВИЖУЩИХСЯ СРЕДАХ В ОТСУТСТВИЕ АКСИАЛЬНОЙ СИММЕТРИИ

Работа №	67198
Тип работы	Дипломные работы, ВКР
Предмет	астрономия
Объем работы	46
Год сдачи	2016
Стоимость	3800 руб.
ПУБЛИКУЕТСЯ ВПЕРВЫЕ
Просмотрено	107

Не подходит работа?

Узнай цену на написание

Содержание

1 Введен ие 2
1.1 Наблюдения RZPsc 3
1.2 Свойстваабсорецдонныхкомдодент 5
2 Содержание 6
3 е1етодиквраенётов 7
3.1 Асбхоккиренисоссестбающейорнды 8
3.2 СекойктсоеевиК ецрод 8
3.3 Пккимуществорак йбРбкомМесте-Кацло 10
3.4 (Ретсчеео1б'Обсн;к тцртда 11
4 Тестированиепрограмбы 14
4.1 Сфетсоетнасоасшнбяющонсяцацтхтка 14
4.2 Расшнбяющоесхаоряцо 17
4.3 Bюaщaющоеcхаорбцo 19
4.4 Реаойтйнтыоексяртокния 21
5 Взаамодействие врожимамаинегноговроноллора 22
5.1 БакойктсоецсоекоаКлижесие 22
5.2 Cсбойотрклиженияюeществa 27
5.3 Схестры 29
5.4 Кемкйотооенияюeществa 35
5.5 Резойтенты модесцртокния 36
6 Слабый i^(Hnr^(4T^neiuv^ 37
6.1 lК()йск|)о^lе(•е;l>lфыn|е.ll()C('|)бll()(•тll 37
6.2 Схестры 38
7 айл^юиеии^ 41

Введение

В спектрах некоторых молодых звёзд наблюдаются узкие смещённые в коротковолновую сторону спектра абсорбционные компоненты в линиях резонансного дублета натрия. Для ряда объектов выявлена быстрая пере-менность абсорбционных компонент. Такие ос^^об^^^^ост^и линий |езининичкн го дублета натрия наблюдаются у RZ Psc [21], MWC 480 [19], BBW 76 [12], NY Ori [6] и других звёзд [2, 7].

Рис. 1: Участок спектра RZ Psc в(^р^]:^^<^т^т^<^<^ти1^^^с^т^е^с^(^т^<^год^5^б^7^^тат^^т^р^яя D Na I. Пунктиром показан синтеттлыеский спектр. Лyчcвыecкopocтиyзкиx абсорбционных компонент линий натрия указаны на графике [18]].

В литературе обсуждалась возможность образования дискретных аб-сорбционных компонент в неоднородных структурах плотного дискового ветра [3, 19. .Пии такомббъяснеииинаблюдаемыхосббенностейиниййре- зонансного дублета натрия в спектрах звёзд так же должны наблюдаться признаки интенсивного дискового ветра. Дяя ДССТИ ^ЗУДНМ^1^ХС ббъасквв это действительно так Cнaпpимep,бъя RYOri,BBW 76 и MWC 480).B то¬же время в спектре RZ Pscсязсясcзлютрииена7И7яаквоoсoнспнa:е7иccяя в линии Неи инaрнeщеннейиниии[OI] 6300 A. Cлeдбвaтeльнo,бяяRZ Psc нужен другой механизм образования дискретных абсорбционных компо-нент.
В качестве такого механизма в работе Гринина и др. [18] ыыло прдд- ложено рассеяние излучения звезды в струе, образуемой отбрасываемым от звезды веществом при взвимодеОствии врвщвющеОся магнитосферы с аккреционным диском в режиме магнитного пропеллера.
В данноО работе реализован статистическиО метод расчёта взаимодеО- ствия излучения с оптически полутонким веществом, занимающим в про-странстве область произвольноО геометрии и произведены расчёты спек-тра звезды, ПОУЧВУМИОИ) ррт рзннОй уeемобpии поглощающгго ущусотвa в предположении о малоО оптическоО толщине рассеивающего вещества. ДанныО метод использовался для объяснения наблюдаемых спектральных осоТенностеО RZ Psc.
Полученные в работе модельные спектры сравнивались с наблюдатель-ными, полученными И. C.Пoтpaенoсым, Д. Н. ВЛасовским, И.В.Иыьиным и Д. Е. Мкртиианом для звездыКЕРзддлк кoтopoИмыoблaдиeмнaибoль- шим объёмом наблюдательноО информации.

Возникли сложности?

Нужна помощь преподавателя?

Помощь студентам в написании работ!

ДИПЛОМНЫЕ МАГИСТЕРСКИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Курсовые Статьи Диплом Рязань

Заключение

Данное исследование посвящено изучению переноса излучения в сре¬дах с различной геометрией с целью объяснения наблюдаемых в спектрах ряда молодых звёзд и, в частности, RZ РзсдисрреныыхббсобЦщооныых ком-понент. Ilccai<д[,<>мм II л м в данной области весьма сложны,иосколькупред- ложенная задача относится к широко распространённому в астрофизике классу обратных задач: м^ы по спккрру пытаемся обсеаaнввиьь движение вещества в окрестности звезды.
Опираясь на возможные физические процессы взаимодействия аккре-ционного диска с магнитосферой звезды было выдвинуто две гипотезы, призванные объяснить полученные в последние годы спектры. Для их иро- верки был реализован статистический метод анализа неопределённостей в приложении к движению фотонов в среде с малой оптической и геометри-ческой толщиной.
Первая гипотеза основана на взаимодействии в режиме магнитного про-пеллера, при котором оомможно oOpaсoвениe спиpолeвиднoй трруи из от-брасываемого звездой вещества. Чиореныыe сисроиимееыы пскaзоли,чтo в струе могут образовываться наблюдаемые спектральные особенности в предположении о нестабильности истечения вещества, кткокрe сямэнно с нестабильностью аккреции и является обоснованным для молодых звёзд с почти полностью прекратившейся аккрецией. В рамках данной iшнотезыг в спектрах звезды должна наблюдаться некоторая периодичность, р^^м^ь^^^^- емая нестабильностью истечения вещества.Для данной модели истечения вещества была произведена оценка темпа истечения вещества, который со¬ставил ~ 10 12 M0/year.
В основу второй гипотезы положен слабый конический ветер, парамет-ры которого изменяются нестабильной аккрецией. Такая lвссег(заl позволя-ет успешно объяснять наблюдаемые спектры RZ PscIKOPeрИOPеиомaояя других звёзд, у которых: наблюдается и и 0oрeeи0оopбциoныыx оoмпoнент. Эта гипотеза мало подходит для предсказаний характера переменности аб¬сорбционных деталей даже на коротких временных промежутках.
В обоих гипотезах в одном и том же веществе абсорбционные компонен¬ты могут образовываться более одного раза с некоторым промежутком по времени. гГк^,^^1^]эг^г^^п,1^<^сл^ появлеяиявысокоскоростнойкпмпоненть! должна появляться низкоскоростная. Каждяя из гипттзз J^J^H наших зна¬ниях о системе в состоянии объяснить получаемые в наблюдениях спектры.
Дальнейшее изучение возникновения абсорбционных компонент пред-ставляет большой интерес для понимания ряда аспектов физики и эволю¬ции молодых звёзд. Для более детального изучения обсуждаемого явления потребуются подробный спектральный мониторинг RZ Psc ирродоажниие поиска других объектов с подобными спектральными особенностями.
Для лучшего понимания деталей процесса предполагается проведения более детального моделирования переноса излучения и по возможности магнитогазодинамического моделирования околозвёздного диска. Поллдд- нее будет сопряжено с определёнными трудностями, поскольку у нас i^j^^ia- тически нет информации об окружающем RZ Рзсвеществе.
Полученные в дипломе результаты могут быть использованы для изу-чения спектральной переменности молодых звёзд. Открывшисся вопросы позволяют продолжать активные исследования в данном направлении.

Литература

[1] Alencar S. H. P. and BasriG., Astron. J. 119, 1881 (2000).
[2] Bastian U., Mundt R., Astron. Astrophys. 144, 57 (1985)
[3] BeskrovnayaN. G., Pogodin M. A., Astron. Astrophys. 414, 955B 22004)
[4] Edwards S., Hartigan P., Ghandour L., and Andrulis C., Astron. J. 103,. 10515 (1114).
[5] Hartmann L., Hewett R., and CalvetN., Astrophys. J. 426, 669 (1994..
[6] HerbigG. H., Astron. J. 135, 637 (2008)
[7] HerbigG. H., Astrophys. J. 138, 448 (2009)
[8] Orlov S. A., Kholshevnikov K. V., Celest. Mech. Dyn. Astr. 116, 35 ^OIS..
[I] Pickles A. and Depagne E., PASP 122, 1^^^7 22010)
[10] Potravnov I. S., Mkrtichian D. E., Grinin V. P., Ilyin I. V., and Shakhovskoy D. N., Astron. Astrophys. (in press)
[II] RagaA. C, Esquivel A., Velazquez P. F., Canto J., Haro-CorzoS., RieraA., Rodnggee-GonzaleeA..Astroppys.J. 707, L6 (2001)
[12] ReipurthB., Hartmann L., Kenyon S. J., et al., Astron. J. 124, 2194 (120012).
[13] RomanovaM. M., UstyugovaG. V., KoldobaA.V., and Lovelace R. V. E., Mon. Not. R. Astron. Soc. 399, 8^(^2 22009..
[14] Shu F., Najita J., Ostriker E., Wilkin F., Ruden S., and Lizano S., Astrophys. J. 429, 781 ^ЭА..
[15] Siess L., Dufour E., and Forestini M., Astron. Astrophys. 358, 593 22000)
[16] TambovtsevaL. V., GrininV.P., Mon. Not. R. Astron. Soc. 377 1313 (2008)
[17] Аллен К.У.,Астрофизические величины, М:МИР,7977.
[18] Ррнинн В. П.,Потрнвнов И. С., Ильин И. В.,Шульмгн С. Г., ПАЖ 41, 444-454 (2015)
[19] Козвота О. В., Ининин В,П., Чунтонов Г.А.,Асирифизика 46, 331 (2003)
[20] Наионнор Д. И., Лииции по тиирии варавос;; излниения, 2001, Сод. (СРГУб
[21] 11тоунвво; И. С., иринин В.С.. Ильон ГВВ., Аитрофизикабб, 493 (2013).
[22] 11тоунвво; И. <3., Горыпя Н.А.,Грннсн B.1I.. ЗВнникулов Н. X., Астрофизику 57, 533 (1^^1^4).
[23] Озвнв С. АуХолшниквров К.А.,Авнрон. неитн. 412, 00 (2008)
[24] Озвов С. АуХолюниквоов К.А.,Авнрон. неизн. 43, 203 (2012)
[25] СубВтинн М. Ф. Нвндинин тлт^е^н^т^^^зн^^^^^ию^ют^^^в^нв^нишию, Мт Наука, 1968
[26] Шзльмнн С. Г.,АотрАфизииа 52,272 (12015)
[27] ВИзльмнн С.Г. (внзмтифДИб)