Двухфазные ветры в двойных системах

Введение 1 1 Общая картина взаимодействия двухкомпонентных ветров 16
2 Формирование спектра излучения за фронтом ударной волны 31
2.1 Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами 32
2.1.1 Стационарные уравнения движения полностью ионизованного водорода с учётом электронной теплопроводности и обмена энергией между ионами
и электронами 35
2.1.2 Формирование спектра излучения 56
2.2 Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков 58
2.2.1 Постановка задачи 59
2.2.2 Формирование спектра ионизующего излучения . . 70
2.2.3 Излучение в резонансных линиях ионов железа . . 72
2.2.4 Обсуждение результатов и приложение к объекту SS433 75
3 Модель излучения WR140 в рентгеновском диапазоне 78
ii

Оглавление iii
3.1 Наблюдения WR140 в рентгеновском диапазоне и столкновение звёздных ветров 78
3.2 Модель столкновения разреженных компонентов 83
3.2.1 Характерные времена задачи и сила Кориолиса . . 83
3.3 Рентгеновская кривая блеска при столкновении разреженных компонентов 90
3.4 Столкновения облаков 93
3.4.1 Критерий высвечивания 93
3.4.2 Параметры облаков: масса и светимость одного облака, вероятность столкновения и частота соударения облаков 96
3.5 Кривая блеска в рентгеновском диапазоне 99
4 Сценарий образования пыли в WR компоненте системы
WR140 102
4.1 Данные наблюдений и основные представления 102
4.1.1 Состав пылинок из данных наблюдений 106
4.1.2 Физические условия в области образования пыли . 107
4.1.3 Размер и температура пылинок 110
4.1.4 Существующие представления об образовании пыли 111
4.2 Объяснение формирования пыли в модели столкновения облаков 115
4.2.1 Верхняя оценка массы пыли 117
4.2.2 Состояние ионизации облаков 118
4.2.3 Рекомбинация углерода 122
4.2.4 Образование пыли и её “выживание” в поле излучения звезды 125
4.2.5 Стадия нагрева пыли 126
4.3 Дискуссия 127
Заключение 128
Список литературы
130


Купить

Общие сведения об объектах исследования
В настоящей работе на примере конкретной WR+О двойной системы HD 193793 (WR140) рассматривается проблема взаимодействия двухфазных звёздных ветров, а также наблюдательные проявления этого взаимодействия. Здесь и далее мы называем двухфазным (или клочковатым) звёздный ветер, который состоит из разреженной и плотной фазы — облаков, то есть ветер, в котором присутствуют одновременно и плотные облака, и разреженная среда. В начале, чтобы иметь представление о рассматриваемых объектах, дадим краткую характеристику звёздам WR и WR+О двойным системам.
Звёзды Вольфа-Райе (WR) [1], были открыты французскими учёными Ш. Вольфом и Ж. Райе в 1867 году. Это горячие звёзды очень высокой светимости, для которых характерны яркие и широкие спектральные линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия, азота, углерода и кислорода в разных стадиях ионизации. В спектрах этих звёзд одновременно присутствуют мощный сравнительно низкотемпературный непрерывный спектр и линии атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации. Эти особенности спектров звёзд Вольфа-Райе связаны с наличием горячего ядра и протяжённых атмосфер, которые расширяются со скоростями порядка 1000 км/с.
Звёзды типа Вольфа-Райе образуют две последовательности [2]: азотную WN, в которой сильны линии азота, и углеродную WC, в которой преобладают линии углерода и кислорода. У звёзд обеих последовательностей присутствуют в спектрах линии водорода и гелия,
1

Введение
2
но линии водорода слабы и его мало. Отношение числа WC звёзд к полному числу звёзд WR в Галактике в среднем равно 50%, причём к центру Галактики WC звёзд больше 50%, а на периферии меньше [3]. Заметное количество звёзд Вольфа-Райе входит в состав двойных систем, ОВ-компоненты наблюдаются приблизительно у 43% звёзд WR [4].
Тот факт, что пространственное распределение WR звёзд похоже на распределение массивных О-звёзд с массами, большими 40 М© [5], а также то, что они сильно концентрируются к плоскости галактики и показывают связь с рассеянными скоплениями, областями Н II и ОВ ассоциациями [6], свидетельствует о том, что WR звёзды являются молодыми объектами. В настоящее время считается, что WR звёзды - это конечная стадия эволюции массивных О-звёзд [7]. В звёзды Вольфа- Райе на стадии горения гелия превращаются массивные звёзды, которые потеряли водородную оболочку в ходе предшествовавшей эволюции. Согласно [8], звёздами WR становятся либо компоненты тесных двойных
М©
к потере водородной оболочки приводит обмен веществом между компонентами), либо одиночные звёзды или компоненты широких пар
М©
звёздный ветер. Тесные двойные звёзды порождают порядка 70% всех звёзд WR, а одиночные звёзды и широкие пары - порядка 30%.
Параметры одиночных звёзд Вольфа-Райе
Эффективные температуры (Teff) и светимости (L). Вопрос о температурах звёзд Вольфа-Райе достаточно важен, так как знание эффективной температуры и светимости звезды определяет её положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, что является хорошей предпосылкой для проверки различных эволюционных сценариев, и, несомненно, сложен: к рассматриваемым нами объектам не применимы простые, разработанные для нормальных звёзд и туманностей методы

Введение
3
анализа. Именно поэтому в литературе до сих пор можно встретить для одной и той же звезды сильно различающиеся значения температуры, хотя распределение энергии в непрерывном спектре для многих WR звёзд хорошо известно в широком диапазоне длин волн.
Анализ последних теоретических работ [7] показывает, что типичные эффективные температуры WN звёзд лежат в диапазоне 30 000-90 000 К, a lg( L/L©) - в диапазоне 5,5-5,9. Для WC звёзд диапазон Teff составляет 50000-100000 К, светимостей - 4,7-5,6. Учёт клочковатости звёздного ветра (см., например, [9]) не оказывает заметного влияния на получающиеся значения Teff и L/L©.
Массы (М). Согласно [10], оценки масс WR звёзд по двойным
М©
М©
сценариями для WR звёзд тот факт, что массы WC звёзд в среднем меньше, чем массы WN звёзд. Так, массы WN звёзд лежат в диапазоне М© М©
М©
М©
Темп потери массы (М). Из Вольфа-Райе звёзд происходит мощное истечение вещества. Оценки скорости потери массы зависят от модели и химического состава расширяющейся оболочки звезды [11]. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям порядка 1000¬2000 км/с, что в рамках модели однородного звёздного ветра составляет 10—6 — 10—4 М©/год. Однако, с некоторых пор появляется всё больше подтверждений тому, что реальные темпы потери масс звёздами Вольфа-Райе отличаются в несколько раз от определённых ранее (см., например, [12, 13]). Моффат и Роберт [14] указали в качестве причины этого расхождения облачную структуру ветра и отметили, что клочковатость может играть важную роль во всех горячих звёздах с ветрами. Первая попытка учесть клочковатость звёздного ветра при определении темпов потери масс была совершена в 1998 году [15]. В настоящее время согласно [16] можно считать, что определённые

Введение
4
в рамках модели двухфазного звёздного ветра темпы потери массы звёздами Вольфа-Райе различных подтипов лежат в диапазоне 2 • 10—6 — 10—4 М©/год, а установившиеся скорости звёздных ветров составляют от 700 до 6000 км/с.
Химический состав атмосфер звёзд Вольфа-Райе. Тот факт, что в оттекающих атмосферах звёзд типа Вольфа-Райе гелия (по числу частиц) больше, чем водорода, впервые был отмечен Амбарцумяном в 1933 году. Первые определения числа ядер атомов, сделанные Амбарцумяном в 1933 г. и Соболевым в 1952 г. дали отношение Н/Не~ 0,4 — 0, 55 [17]. Позднее [18, 19] стали считать, что для WC-звёзд всех типов оно меньше 0,1, а для WN-звёзд это отношение в среднем лежит в интервале 0,1-4. В дальнейших работах неопределённость сохранялась и Хилиер, отмечая, что переналожение линий в WC-звёздах делает достоверное определение содержания водорода весьма затруднительным, советует считать, что WC-звёзды совсем лишены водорода [20].
Определение химического состава оттекающих оболочек 30 WR звёзд с учётом их клочковатости [21] показало, что для WN звёзд отношение Н/Не по числу частиц ниже среднего космического, а в WC звёздах водород практически отсутствует. Для WN звёзд отношение N/He~ 0,002 — 0,006, С/N~ 0,05 по числу частиц, а для WC звёзд — С/Не~ 0, 1 — 0, 5
ранним подтипам. Все результаты хорошо согласуются с аналогичными, полученными в рамках модели однородных атмосфер.
Некоторые параметры WR+O двойных систем
Отношение масс компонентов q = ЦмО лежит в интервале
0, 17 — 2,67. Для WC звёзд q ~ 0, 2 — 0, 5, а для WN 0, 2 — 2,67. Масса
q
q
монотонной функцией подтипов WR звёзд, резко уменьшаясь от поздних классов к ранним для каждой из последовательностей WC и WN [22].

Введение
5
Массы О-компонентов в WR+О двойных системах лежат в
М© М©
М©
М©
Полная масса M WR+О систем содержится в диапазоне от 19 до М© М© величина полной массы WN+О систем - 50 — 54, 7 М©7 WC+0 систем - 44,6 М©. M растёт вместе с q [10].
Эксцентриситеты орбит WR+О двойных систем с периодами >70 дней в среднем составляют 0,3-0,8. Все системы с периодами <14 дней имеют круговые орбиты, а орбиты систем с периодами, лежащими в интервале от 14 до 70 дней являются либо круговыми, либо эксцентричными се = 0,17 — 0, 5 [10].
WR140 — информация о системе
В настоящее время WR+О звёздная система HD 193793 (WR140) является одной из наиболее изученных систем такого типа [23]. Двойная WC7+04-5 имеет видимую звёздную величину 7.07т и расположена в созвездии Лебедя. Это один из ярчайших нетепловых радиоисточников среди звезд WR. Наблюдения системы проводились практически во всех диапазонах электромагнитного спектра — УФ, рентгеновском, радио, 7, инфракрасном. Повышенный интерес к ней возник вскоре после того, как в середине 70-х годов наблюдались пекулярные радио [24] и инфракрасная [25], [26] вспышки. Большой объём наблюдательных данных позволил с достаточной точностью определить параметры орбиты этой системы, поэтому HD193793 представляет собой идеальный объект для проверки различных теорий формирования излучения в двойных системах с компонентами WR и О.
Сильная вытянутость и большие размеры двойной системы HD193793 позволили ясно увидеть возможную роль столкновений облаков в генерации её рентгеновского излучения. Большое расстояние между

Введение
6
компонентами в конечном итоге обуславливает настолько малую величину плотности газа обоих ветров в области столкновения, что поглощение и высвечивание оказываются значительно ослабленными. Кроме того, давление излучения от О-звезды не оказывает существенного влияния на динамику, и оба ветра при столкновении будут иметь установившиеся скорости [27] (в тесных системах играет роль трудно учитываемое ускорение ветра). Совокупность этих обстоятельств позволяет существенно конкретизировать расчёты и провести детальное сравнение теории с наблюдениями кривой блеска в рентгеновском диапазоне, выполненными со спутников GINGA [28] и ASCA [29].
Рентгеновское излучение звёзд Вольфа-Райе
В двойных системах есть дополнительный способ исследования звёздного ветра, а именно, рентгеновское излучение от сталкивающихся ветров [30]. В 1967 г. Черепащуком было показано [31], что при столкновении звёздного ветра звезды WR со спутником ОВ в WR+OB двойных системах может возникать значительное рентгеновское излучение, которое формируется за фронтом ударной волны. Позднее При. IVцк 1 iii и Усов [32] развили эту теорию, а Черепащук указал на возможность обнаружения двойных среди звёзд Вольфа-Райе по их рентгеновскому излучению [33]. Одним из основных критериев для определения двойственности системы является увеличение рентгеновского излучения (по сравнению с рентгеновским излучением одиночных звезд WR и ОВ), которое обусловлено излучением на фронте ударной волны, образующейся при столкновении сверхзвукового потока от звезды WR с ветром ОВ-звезды вблизи её поверхности [34]. Результаты анализа рентгеновских наблюдений 48 звёзд Вольфа- Райе в диапазоне 0,2-4 кэВ, сделанных с борта обсерватории EIN¬STEIN показали [35], что рентгеновская светимость звёзд Вольфа- Райе лежит в диапазоне LX ~ 1031 — 1034 эрг/с, причём средняя светимость одиночных звёзд составляет ~ 5 • 1031 эрг/с, а двойных

Введение 7
— от ~ 1032 до ~ 3,5 • 1033 эрг/с. Таким образом, наблюдаемые рентгеновские светимости WR+О двойных систем состоят из собственной рентгеновской светимости звезды WR ~ 5 • 1031, собственной рентгеновской светимости ОВ-звезды ~ 2 • 1032 — 5 • 1032 и рентгеновской светимости ударной волны, которая обычно превышает светимость каждого из компонентов системы [36].
В настоящее время теория разреженной фазы звёздного ветра разработана достаточно полно и в целом согласуется с наблюдениями. Тем не менее, рентгеновская светимость WR+О двойных систем оказывается чувствительной к принимаемому значению темпа потери массы, и, в зависимости от периода системы (P>20d, P<20d), получается либо больше, либо меньше наблюдаемой величины [36]. На примере девяти двойных систем Бычковым и Черепащуком [37] показано, что теоретическая светимость существенно превышает наблюдаемую с обсерватории “Эйнштейн”. Эти различия и являются хорошей предпосылкой для развития облачной модели, которую предыдущие авторы не принимали к рассмотрению.
Рентгеновская светимость системы WR140 — ярчайшего рентгеновского источника — в диапазоне от 2 до 6 кэВ слабо переменна (не более 20%—30%) на протяжении всего орбитального периода. Об этом пишут практически все наблюдатели (см., например, [28, 29, 38, 39, 40]). В [28] отмечалось, что проинтерпретировать этот наблюдательный результат в рамках столкновения ветров с высвечиванием представляется весьма затруднительным из-за сильной пыти пут-ости орбиты системы (е = 0,84), что и подтвердили расчёты, проведённые в рамках модели столкновения разреженных компонентов [41, 42, 43, 44].
Ветра от горячих звёзд
В последнее десятилетие проблема ветров от горячих звёзд приобрела новый аспект! появились весомые свидетельства в пользу наличия в нём облаков — плотных компактных образований, движущихся

Введение
8
вместе с обычно рассматриваемым разреженным газом. То, что звёздный ветер может иметь пространственные неоднородности, принципиальных возражений в литературе не вызывало и раньше, но при отсутствии прямых наблюдательных подтверждений раньше не было и подробной дискуссии. Действительно, прямые наблюдения с однозначной интерпретацией здесь, по-видимому, практически неосуществимы. Поэтому в проблеме облаков имело место постепенное накопление косвенной информации. Некоторое время назад сбор косвенных фактов достиг уже той стадии, когда стало актуальным качественно сформулировать в общем виде модель взаимодействия двухфазных ветров и попытаться с её позиций объяснить имеющиеся наблюдения и предсказать новые.
В 1967 г. Черепащук [31] для объяснения избыточного свечения в линии Hell звезды V444 Cyg предложил идею о дополнительном УФ излучении в тесных двойных системах, обусловленном диссипацией при сверхзвуковом обтекании О-компонента газовым потоком от звезды WR. Представление о взаимодействии звёздного ветра с окружающей средой было введено в 1968 г. Пикельнером [45] на основании измерения Щегловым [46] допплеровских скоростей туманностей вокруг горячих звёзд. Прилуцкий и Усов [32] показали, что двойные системы WR+0 могут быть источниками заметного рентгеновского излучения.
Далее теория однородных потоков неоднократно рассматривалась в литературе с учётом многих физических процессов, таких как постепенный разгон ветра, радиационное давление [47], электронная теплопроводность [48], высвечивание в непрерывном спектре и в линиях резонансных переходов наиболее обильных химических элементов [49, 50], поглощение рентгеновского излучения холодным газом ветра [35, 43], неустойчивость течения [51]. Расчёты проводились как численными 2D [52, 53] и 3D [54] методами, так и аналитическим путём в рамках приближения Чёрного для стационарных двумерных задач [55, 56].
Представление об облачной структуре ветра, как говорилось выше, находится пока в стадии первоначального накопления материала,

Введение
9
первых, самых общих качественных моделей и сравнительно грубых теоретических оценок. Бычковым [57] в 1979 г. для объяснения тонковолокнистой структуры остатков сверхновых была предложена модель двухкомпонентного ветра от предсверхновой с параметрами звезды типа Вольфа-Райе. Черепащук [36] в 1990 г. применил эту идею для объяснения уменьшения теоретической светимости ветра для случая тесных двойных систем с компонентами ОВ и WR.
Другое свидетельство в пользу присутствия облаков следует из сопоставления темпа потери массы компонентом WN5 двойной системы V444, определённого двумя независимыми методами: наблюдения в радиодиапазоне дают величину, на порядок большую, чем оптические [38]. Облачная структура ветра звезды WR объясняет также их быструю спектральную и фотометрическую переменность [58, 59, 60].
В одном объекте, принадлежащем к классу тесных двойных систем, — SS433 — облака обнаружены по пикам эмиссионных линий водорода. Они вылетают из области, непосредственно окружающей релятивистский объект — нейтронную звезду или чёрную дыру, в дальнейшем взаимодействуют с аккреционным диском и могут быть ответственны за часть рентгеновского и радиоизлучения системы. Процессы взаимодействия облаков с разреженной средой в SS433 проявляются наиболее выпукло и его интерпретация может служить отправной точкой для приложения модели к другим двойным системам.
Столкновение ветров, как известно, сопровождается генерацией ударных волн, с которыми связаны сложные физические процессы. Особенно усложняется проблема в случае облачной структуры, когда велико число ударных волн с самыми разными параметрами. Поэтому даже грубая постановка задачи требует проведения весьма сложных расчётов с учётом, как правило, многих физических процессов. Например, только для указанного выше несоответствия между теоретической и наблюдаемой светимостью ветра в рентгеновском диапазоне в литературе рассмотрены в качестве возможных следующие причины расхождения:

Введение 10
• Поглощение рентгеновского излучения холодным компонентом ветра.
газа за фронтом ударной волны [61].
на горячих электронах и высвечивание в линиях железа [62, 63].
Сложность физических процессов, имеющих место при взаимодействии ветров, требует для интерпретации наблюдений предварительного выполнения общих расчётов ударных волн для конкретных физических условий. В связи с этим в диссертации принята следующая система изложения материала.
В первой главе сформулирована модель взаимодействия двухкомпонентных потоков в двойных системах, изложена качественная картина пролёта одного облака и столкновения пары облаков, а также уделено внимание областям течения, в которых, по нашему мнению, при столкновении облаков формируется рентгеновское излучение и образуется пыль.
Во второй главе изложены два аспекта теории высвечивания ударных волн, имеющие самостоятельный интерес для условий в сталкивающихся ветрах и необходимые как для выполнения детальных расчётов, так и для развития модели в целом:
•
с учётом электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами и высвечивания путём свободно-свободных переходов;
•
ионов излучением горячего газа, прошедшим через фронт, и

Введение 11
зависимость от скорости фронта интенсивности излучения в резонансных переходах FeXXV и FeXXVI.
В третьей и четвёртой главах мы конкретизируем модель облачного ветра в применении к двойной системе HD193793.
В третьей главе показано, что факт слабой переменности наблюдаемого рентгеновского излучения WR140 может иметь своё объяснение в рамках модели взаимодействия двухкомпонентных ветров, где разреженный и облачный компоненты играют примерно одинаковую роль. Детальные расчёты, приведённые во второй главе, показали, что примерное постоянство рентгеновской светимости несовместимо с большой вытянутостью орбиты, если газ за фронтом ударной волны не высвечивается, как это происходит при столкновении разреженных компонентов ветров. Поэтому столкновение облаков остаётся пока единственной возможностью объяснить наблюдаемый факт.
В четвёртой главе обсуждается эволюция пыли в облаках WR- компонента ветра HD193793: образование пылинок, их “выживание” в поле излучения горячей звезды, последующий нагрев с образованием известной из наблюдений “инфракрасной вспышки”. Как и в случае рентгеновского излучения, модель столкновения облаков остаётся пока единственной моделью, объясняющей наблюдения.
Основные положения, выносимые автором на защиту
• Модель взаимодеиствия двухфазных звёздных ветров для двойных систем с WR и О-компонентами.
•
излучения двойной системы HD 193793.
горячих звёзд, её сохранения и последующего нагрева при удалении от системы.

Введение
12
• Расчёты спектра излучения ударной волны с учётом процессов, важных для условий в сталкивающихся ветрах от горячих звёзд
— электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами и высвечивания при свободно-свободных переходах.
•
линиях водородо- и гелиеподобного ионов железа с учётом фотоионизации газа перед фронтом.
Научная новизна
модель взаимодействия двухфазных звёздных ветров, состоящих из плотных компактных облаков и разреженного компонента.
•
HD 193793, которая впервые учитывает роль как разреженного, так и облачного компонента звёздных ветров. В рамках этой модели впервые удалось объяснить тот факт, что наблюдаемая рентгеновская светимость данной системы практически постоянна и не зависит от фаз орбитального периода, несмотря на большую вытянутость орбиты.
•
впервые объяснён факт образования пыли в двойной системе HD 193793 и её “выживания” в поле ионизующего излучения звезды. Также впервые объяснено явление задержки ИК-вспышки в течение нескольких месяцев после момента периастра.
радиативной ударной волны при одновременном учёте электронной теплопроводности, обмена энергией между ионами и электронами, а также высвечивания при свободно-свободных переходах. Расчёты проводились для условии, типичных для сталкивающихся звёздных ветров от горячих звёзд.

Введение
13
•
фотоионизации на свечение натекающего газа в линиях водородо- и гелиеподобных ионов железа. Показано, что фотоионизация приводит к существенному уменьшению зависимости интенсивности линейчатого излучения от скорости фронта.
Теоретическая и практическая ценность работы
звёздных ветров может быть использована при решении вопроса о том, насколько типично влияние облачной структуры ветра на рентгеновское излучение двойных систем.
•
объяснить факт образования пыли и наблюдаемые особенности ПК спектра в двойной системе HD 193793 и может быть применена для объяснения характера образования пыли в других WR+О двойных системах.
•
дискретность столкновений облаков может найти своё отражение в форме флуктуаций рентгеновского излучения, которые могут быть обнаружены при наблюдениях.
между температурами ионов и электронов на спектр излучения ударной волны.
резонансных переходов водородо- и гелиеподобного ионов железа, наблюдений предпочтительнее жёсткая часть спектра.

Введение
14
Апробация работы
Результаты работы докладывались на международной конференции “Progress in Cosmic Gas Dynamics” (Москва, 1999), на Европейском Астрономическом Съезде (JENAM-2000, Москва), на астрофизическом семинаре в САО (2000), на семинарах в ИНАСАНе, на семинарах в отделе звёздной астрофизики ГАИШ МГУ.
Основные результаты, полученные в диссертации, опубликованы в следующих работах
1. Александрова О.В., Бычков К.В., Сейфина Е.В. “Происхождение рентгеновского излучения SS433 в гидродинамической модели”. АЖ, том 74, N 5, стр. 731-739, 1997.
2. Александрова О.В., Бычков К.В. “Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонансных переходах ионов FeXXV и FeXXVI при столкновении быстрых околозвёздных потоков”. АЖ, том 75, N 2, стр. 188-196, 1998.
3. Александрова О.В., Бычков К.В. “Расчёт высвечивания ударной волны с учётом электронной теплопроводности и обменом энергией между ионами и электронами”. АЖ, том 75, N 4, стр. 532-538, 1998.
4. Александрова О.В, Бычков К.В. “Возможная роль облачной структуры ветра в рентгеновском излучении двойной системы HD 193793”. АЖ, том 77, N 12, стр. 883-892, 2000.
5. Александрова О.В, Бычков К.В. “Формирование пыли в двойных системах с ОВ- и WR-компонентами в модели двухфазного звёздного ветра”. АЖ, том 78, N 4, стр. 327-332, 2001.
Личный вклад автора
В статьях (2), (3), (4), (5) автором были независимо проведены все вычисления. В статье (1) автору принадлежит оценка возможной

Введение 15
роли электронной теплопроводности. Кроме того, для статьи (2) автор разрабатывала программы вычисления скоростей фотоионизации всех ионов 15 химических элементов (водорода, гелия, углерода, азота, кислорода, неона, натрия, магния, алюминия, кремния, серы, аргона, кальция, железа, никеля) и безразмерной концентрации этих ионов. В статье (4) автору принадлежит разработка программ, необходимых для вычисления рентгеновской кривой блеска разреженного компонента.
Структура и объём работы
Диссертация состоит из введения, четырёх глав, заключения и списка литературы. Текст иллюстрируют 23 рисунка и 2 таблицы, библиография содержит 128 наименований. Общий объём работы составляет 145 машинописных страниц.


Купить