MODEL OF MAGNETIC FIELD OF THE SLOW СР ROTATORS HD187474 AND HD201601
Under a program of studying magnetic fields of stars with large rotation periods (Р > 25d) the star HD187474 rotating with the period Р = 2345 days was investigated. The purpose of the work was to test a hypothesis that the braking of stars at early stages of evolution is stronger in the case when the dipole axis coincides with the rotation axis. It turned out that the structure of magnetic field of the star is described best by the model of a dipole shifted from the star center by value of 0.1 radius and a dipole axis tilted by angle = 24 with respect to the rotation axis. Owing to the dipole displacement, the value of magnetic field on poles is different: Вр = +6300 and –11600 Gauss.
The star HD201601 with the rotation period of about 80 years was also investigated. The observational data are presented best by a model of a central dipole with the angle = 85.5, i.e. the dipole lies in the plane of rotation equator. The value of magnetic field on poles is Вр = 6000 Gauss.
By now, under this program 8 slowly rotating СР stars were studied. The average value of angle is = 62, which corresponds to the case of arbitrary orientation of dipoles. Non-parallelism of rotation axes in all slow rotators studied by now indicates that there is no braking of СР stars at stages of evolution «before the main sequence». The known absence of sufficiently strong magnetic fields in Ае/Ве Herbig stars at this stage also supports this hypothesis. An inverse relation between the average surface magnetic field Bs and the rotation period for Ае/Ве Herbig stars also confirms such an opinion. There are many СР stars with very weak (less than 100 Gauss) magnetic fields, all of them being slow rotators. A preliminary conclusion is made that the СР stars “inherited” slow rotation from protostellar clouds.
Yu.V. Glagolevskij
ИССЛЕДОВАНИЕ ЗВЕЗД СО СЛАБЫМИ МАГНИТНЫМИ ПОЛЯМИ
СР звезда HD220825, Psc, имеет поле меньше 100 гаусс, хотя обычно величина магнитного поля химически-пекулярных звезд составляет несколько тысяч гаусс. Однако, несмотря на слабость поля, химсостав в среднем соответствует звездам с сильным полем. Сделан вывод, что не только магнитное поле влияет на аномалии химсостава. Существует еще один какой-то механизм, который способствует ослаблению турбуленции и возникновению диффузии химических элементов. Можно предположить, что это медленное вращение. Действительно, микротурбулентная скорость у этой звезды близка к нулю.
Ю.В. Глаголевский, Г.А. Чунтонов совместно с И.Х. Илиевым и И.К. Статевой (Институт астрономии и НАО-Рожен БАН, Болгария)
|
|
INVESTIGATION OF СР STARS WITH WEAK MAGNETIC FIELDS.
The field of the CP star HD220825, Psc, is less than 100 Gauss, though usually the magnetic field of chemically peculiar stars is several thousand Gauss. However, despite the field weakness, the average chemical abundance corresponds to stars with the strong fields. A conclusion was made that anomalies of chemical abundance are determined not only by magnetic field. There is one more mechanism which weakens turbulence and promotes the origin of diffusion of chemical elements. One may assume that this is the slow rotation. Really, the microturbulent velocity in such stars is close to zero.
Yu.V. Glagolevsky, G.A. Chuntonov in collaboration with I.H. Iliev and I.K. Stateva (Institute of Astronomy and NAO-Rozhen, Bulgaria)
|
ХИМСОСТАВ HE-W ЗВЕЗД HD37058, 212454, 224926
Вместе с HD21699 и HD217833, ранее нами исследованных, все звезды имеют нулевую микротурбулентную скорость, а HD212454 и 224926 – слабое поле Ве < 100 гаусс. Эти звезды, несмотря на слабость поля, обладают сильной аномалией химсостава, соответствующей звездам с сильным полем. Также сделан вывод, что слабая микротурбуленция возникает вследствие медленного вращения. Вторая проблема состоит в том, что, несмотря на очень слабое поле, скорость вращения у звезд мала. На зависимости vsini от массы звезды с сильным и слабым полем не показывают никакой зависимости от магнитного поля. В данном случае мы снова показываем, что магнитное поле не влияет на потерю момента вращения СР звезд. Медленное вращение досталось от протозвездных облаков.
Ю.В. Глаголевский, В.В. Леушин, Г.А. Чунтонов
|
|
CHEMICAL COMPOSITION OF THE HE-W STARS HD37058, 212454, 224926
All of stars, together with HD21699 и HD217833 which were studied earlier, have the zero microturbulent velocity. HD212454 and 224926 have a weak field of Ве < 100 Gauss. In spite of the weak field, these stars have a strong anomaly of chemical composition corresponding to stars with the strong field. A conclusion was also drawn that the weak microturbulence arises due to slow rotation. The second problem is that in spite of a very weak field the rotation velocity of stars is small. The stars with strong and weak fields show no dependence on magnetic field in the relation between vsini and star mass. In this case we show again that the magnetic field does not influence the loss of rotating force of the CP stars. The slow rotation is inherited from protostellar clouds.
Yu.V. Glagolevskij, V.V. Leushin, G.A. Chuntonov
|
3-D ОБЗОР КЛАССИЧЕСКИХ LBV-ЗВЕЗД В ГАЛАКТИКЕ М33
Был проведен 3-D обзор всех классических LBV-звезд в галактике М33. Получены наблюдения пяти известных LBV звезд: varA, varB, varC, var2 and var83 на панорамном спектрографе MPFS БТА в спектральном диапазоне 4000 – 6800 Ǻ с пространственным разрешением 4 пк.
Вокруг varB, var2, var83 обнаружены протяженные туманности (рис. 33). Структура туманностей показывает, что они были сформированы ветрами LBV-звезд или этих звезд до фазы LBV. Туманности кинематически связаны со своими звездами. Их физические размеры 15 - 30 пк, и их динамическое время составляют 105 - 106 лет. Звезды varA и varC не показывают протяженные туманности, но эмиссионные линии туманностей определенно есть в их спектрах.
Практически все известные LBV-звезды Галактики имеют околозвездные оболочки. Типичные галактические LBV-туманности имеют размеры 0.1 - 4 пк, скорость расширения 15 - 100 км/с и их динамическое время 100 - 5·104 лет. Туманности размером 10 - 30 пк не могут быть изучены в Галактике, так как их угловой диаметр превысит 1 градус. Обнаружение и изучение таких крупномасштабных туманностей вокруг LBV звезд дает важную информацию о ранних стадиях эволюции массивных звезд.
О.Н. Шолухова, П.К. Аболмасов, С.Н. Фабрика, В.Л. Афанасьев
|
|
INTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY SURVEY OF CLASSICAL LBV STARS IN M33
We have carried out integral field spectroscopy survey of classical LBV stars in M33. Five well-known LBV stars in M33 were observed with the Multi-Pupil Fiber Spectrograph (MPFS) on the 6 m telescope. We observed LBVs varA, varB, varC, var2 and var83 with the spatial resolution 4 pc in the spectral range 4000 - 6800 A.
Large-scale nebulae around LBV stars varB, var2, var83 were found (Fig. 33). The structure of the nebulae indicates that they were formed by LBV (or pre-LBV) winds. The nebulae are kinematically connected with host stars. Their physical extension is about 15 - 30 pc, and their dynamical times are within a range of 105 – 106 years. The stars varA and varC do not show any extended nebulae, but nebular lines are certainty present in their spectra.
Practically all known galactic LBV stars have circumstellar nebulae. Typical galactic LBV nebulae have sizes within a range of 0.1- 4 pc, expansion velocities 15-100 km/s, and their dynamical times are within the range 100 - 5·104years. Nebulae of 10-30 pc size around LBV-stars in our Galaxy can not be studied, because their angular diameters would exceed 1 degree. The large-scale nebulae have to be studied in external galaxies. Detection and study of large-scale nebulae around LBV-stars is important: they give information about the earliest phases of evolution of massive stars.
O.N. Sholukhova, P.R. Abolmasov, S.N. Fabrika, V.L. Afanasiev
|
|
Рис. 33. Слева: Комбинированное изображение области вокруг var2 по данным Массея и др. (2001, BAAS, 33, 1496и изображение, полученное с MPFS, с наложеными изофотами в линии Нα. Справа: Карты MPFS в линиях и континууме звезды var2. Биполярная туманность хорошо видна на Нα и Hβ картах. Она несимметрична и показывает различную морфологию в линиях разного возбуждения. Сама звезда является источником эмиссии в разрешенных линиях. Биполярная туманность имеет размеры 20x40 пс, газ в ней возбуждается ударом. В линии Нα обнаружен градиент скорости ±30 км/с в направлении SE-NW.
Fig. 33. Left: A composite image of the var2 region taken by Massey et al. (2001, BAAS, 33, 1496) and the MPFS image with the line Hα isophots superimposed. Right: Monochromatic and continuum MPFS maps of var2. A bipolar nebula is clearly seen in the Hα and Hβ emission line maps. It is asymmetric and shows different morphologies in lines of different excitations. The star itself is a source of emission in permitted lines. The bipolar nebula’s size is 20x40 pc and it is shock excited. The Hα radial velocity gradient ±30 km/s was detected in the SE-NW direction.
|
ТУМАННОСТИ УЛЬТРАЯРКИХ РЕНТГЕ-НОВСКИХ ИСТОЧНИКОВ
Нами исследовалась выборка из 8 оптических объектов – туманностей и молодых звездных скоплений с небулярной компонентой, совпадающих с внеядерными ультраяркими рентгеновскими источниками (ULX) в близких галактиках. Наблюдения проводились на БТА со спектрографом MPFS и SCORPIO (в длиннощелевой моде). Показано, что для большинства туманностей ULX характерны повышенные по сравнению с HII-областями отношения [OIII] 5007 / H и/или яркие запрещенные линии низкого возбуждения, характерные для туманностей ударного возбуждения. В спектрах отдельных объектов (IC342 X-1, HoIX X-1, рис. 34) наблюдаются пространственно разделенные области, яркие в линиях высокого (HeII, FeIII, ArIV) и низкого (SII, OI, NII) возбуждения.
Наблюдаемые свойства туманностей ULX свидетельствуют в пользу смешанного характера источников ионизации и возбуждения. Сосуществование ударных волн и фотоионизации согласуется с картиной ветра, возникающего при сверхкритической аккреции на черную дыру звездной массы. Для широкого диапазона аккреционных параметров температура фотосферы ветра составляет величину ~105K при светимости 10391040 эрг/с. Механическая светимость ветра также близка к 1039 эрг/с (или больше, при наличии струйной активности). Обзор свойств туманностей ULX дан нами в статье в Астрофизическом бюллетене, 62, 36.
Два источника отождествлены с молодыми звездными скоплениями: M51 X-7 – с объектом n5194-839 из каталога Larsen (S.Larsen, 2000, MNRAS, 319, 839), NGC7331 X-1 – с очень молодым богатым скоплением и HII-областью, известной как P98 (Petit 1999, A&ASS, 131, 317). По результатам длиннощелевой спектроскопии скопления NGC7331 X-1 были оценены его возраст (44.5 миллионов лет), масса (около 105 M) и металличность (порядка солнечной).
П.К. Аболмасов, С.Н. Фабрика, О.Н. Шолухова совместно с Д. Шварцем и К. Гошем (NASA Marshall Space Flight Center)
|
|
ULX NEBULAE
We studied a sample of 8 optical counterparts (emission-line nebulae and stellar clusters with a nebular component) of extra-nuclear Ultra-luminous X-ray Sources (ULXs) in nearby galaxies. All data were obtained at the 6 m telescope with the MPFS and SCORPIO (the long-slit mode) spectrographs. All ULX nebulae are characterized by more high [OIII] λ5007 / H ratios typical of HII regions or/and bright low-excitation lines typical of shock-powered nebulae. In spectra of some objects (IC342 X-1, HoIX X-1, see Fig. 34) spatially-distinct areas of high (with bright lines of HeII, FeIII, ArIV) and low (SII, OI, NII) excitation are seen.
The observed properties of ULX nebulae point to a probably complex nature of ionization and excitation sources. Coexistence of shock waves and photoionization is consistent with a theoretical picture for a wind originating from a supercritically accreting at stellar mass black hole. For a wide range of accretion flow parameters the wind is supposed to have a photosphere with a temperature of the order 105K and a luminosity of 1039÷1040 erg/s. The mechanical luminosity is also close to 1039 erg/s (or may be higher in the case of jet activity). We reviewed observational properties of ULX nebulae in our article in Astrophysical Bulletin, 62, 36.
Two objects were identified with young stellar clusters: M51 X-7 with the object n5194-839 in Larsen's catalogue (S.Larsen, 2000, MNRAS, 319, 839), and NGC7331 X-1 with a very young and rich cluster and HII region known as P98 (Petit 1999, A&ASS, 131, 317). We used the results of long-slit spectroscopy to estimate NGC7331 X-1 parameters: age (4÷4.5 Myr), total mass (about 105 solar masses) and metallicity (about solar).
P. Abolmasov, S. Fabrika, O. Sholukhova in collaboration with D. Swartz and K. Ghosh (NASA Marshall Space Flight Center)
|
|
Рис. 34. Трехцветное изображение MH9/10 (туманность, связанная с ULX HoIX X-1), построенное по данным, полученным на MPFS. Красный - H, синий - [OIII]5007, зеленый – интегрированный от 4000 до 5000Å континуум с исключенными спектральными линиями. Показаны положение щели SCORPIO и координаты рентгеновского источника, приведены спектры двух участков туманности (справа). На спектре центральных областей видна линия HeII 4686.
Fig. 34. The RGB image of MH9/10 (the nebula associated with ULX HoIX X-1) made from MPFS data. Red: Hα, blue: [OIII]5007, green: continuum integrated from 4000 to 5000Å with spectral lines excluded. Long slit and X-ray source positions are shown. Spectra of two parts of the nebula are shown in the right panel. The HeII 4686 line can be seen in the spectrum of the central part of the nebula.
|
ВАРИАЦИИ ПРОФИЛЯ ОПТИЧЕСКОЙ КРИВОЙ БЛЕСКА ПУЛЬСАРА В КРАБОВИДНОЙ ТУМАННОСТИ
Проведено исследование вариаций профиля и фазы оптических импульсов пульсара в Крабовидной туманности на различных временных шкалах. Использовались данные, полученные на 4-м телескопе им. Уильяма Гершеля (Канарские острова) и на 6-м телескопе с помощью лавиннопролетного счетчика фотонов, 4-х канального фотометра на основе фотоумножителей, а также многоканального панорамного фотоспектрополяриметра (MPPP) с микросекундным временным разрешением в 1994, 1999, 2003 и 2006 гг. Получены жесткие верхние пределы для амплитуды прецессии пульсара на временах от 3.3 секунды до 1.5 часов. В то же время, впервые обнаружены (рис. 35) вариации моментов прихода импульсов на шкале нескольких часов с амплитудой около 10 мкс. Сравнение этого эффекта с известными по радионаблюдениям параметрами «временного шума» показывает его существенное превышение над ожидаемым, что может свидетельствовать о наличии отдельной (возможно, квазипериодической) компоненты шума на этих временах.
Также обнаружены значимые вариации формы кривой блеска на масштабе нескольких лет которые можно интерпретировать как изменение диаграммы направленности пульсара в результате либо обнаруженной ранее долговременной прецессии с периодом 560 дней, либо вековой эволюции вращения пульсара.
Г. Бескин, В. де Бур, С. Карпов, В. Плохотниченко совместно с Национальным университетом Ирландии (Галвей) и А.Бирюковым (ГАИШ МГУ)
National University of Ireland (Galway)
|
|
VARIATIONS OF THE OPTICAL LIGHT CURVE PROFILE OF THE PULSAR IN THE CRAB NEBULA
Variations of the profile and phase of optical pulses of the pulsar in the Crab nebula were studied on different time scales. Data obtained in 1994, 1999, 2003 and 2006 with the William Hershel 4 m telescope (Canary Islands) and the 6 m telescope by means of an avalanche photon counter, a 4-channel photomultiplier photometer and a multi-channel panoramic photospectropolarimeter (MPPP) with the microsecond time resolution were used. Strict limits of the pulsar precession amplitude on times from 3.3 seconds to 1.5 hours were obtained. At the same time, variations of moments of pulse arrivals on the scale of several hours with amplitude of about 10 microseconds were first detected (Fig. 35). Comparison of this effect with parameters of the “time noise” known from radio observations shows that it considerably exceeds the expected ones, which can testify the presence of a separate (perhaps, quasi-periodic) component on these time scales.
Significant variations of the light curve form were also detected on the scale of several years, which can be interpreted as a change in the pulsar’s directional diagram resulting from a long-term precession of the 560-day period or a secular evolution of the pulsar rotation.
G. Beskin, V. de Bour, V. Plokhotnichenko in collaboration with the National University of Ireland (Galway) and A. Biryukov (SAI MSU)
|
Рис. 35. Вариации времени прихода главного импульса ("фазовые сдвиги") оптического излучения пульсара в Крабовидной туманности по данным 1999 г. Верхний рисунок – оригинальные значения, нижний – усреднение их по интервалам длительностью 1000 секунд. Вариации являются значимыми (на уровне значимости 2·10-4), имеют амплитуду ~(4 ± 1.5) мкс и характерное время 1.5-2 часа.
Fig. 35. Variation of the arrival time of the main pulse (“phase shifts”) of optical emission of the pulsar in the Crab nebula by data of 1999. The upper panel shows original values, the lower panel presents their averaging over intervals of 1000-second duration. The variations are significant (at the significance level of 2·10-4). Their amplitude is ~(4 ± 1.5) microseconds, the characteristic time is 1.5-2 hours.
|
|
ИССЛЕДОВАНИЕ ОБЪЕКТА-КАНДИДАТА В ОДИНОЧНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ MACHO-1999-BLG-22
Завершено исследование объекта-кандидата в одиночные черные дыры звездной массы – гравитационной линзы MACHO-1999-BLG-22 с использованием результатов наблюдений на БТА, а также архивных данных космических телескопов ROSAT, XMM-Newton и Hubble. Получены верхние пределы для амплитуды оптической переменности объекта на временах 10-5 - 1 с, интенсивности его рентгеновского излучения на уровне ≈5·10-15 эрг см-2·с-1 в диапазоне 0.5 - 4.5 кэВ, а также для оптического блеска в фильтре I (от 19 до 21m в зависимости от отождествления объекта с одной из звезд в бленде). Проведена теоретическая интерпретация полученных ограничений в рамках развитой нами теории аккреции на одиночные черные дыры звездной массы. Отвергнута возможность того, что гравитационная линза является черной дырой с массой 130 солнечных, расположенной на расстоянии 500 пк (рис. 36). По-видимому, черная дыра имеет массу 3-5 солнечных и локализована в области балджа.
Г. Бескин, В. де Бур, С. Карпов, В. Плохотниченко
|
|
THE STUDY OF MACHO-1999-BLG-22 – A CANDIDATE OBJECT IN SINGLE BLACK HOLES
The study of a candidate object in single black holes of stellar mass – the gravitational lens MACHO-1999-BLG-22 – with the use of results of BTA observations and archive data from the cosmic telescopes ROSAT, XMM-Newton and Hubble was completed. Upper limits for the amplitude of optical variability of the object on times of 10-5 - 1 sec, the intensity of its X-ray emission at a level of ≈5·10-15 erg cm-2·s-1 within the range 0.5 - 4.5 kEv and the optical luminosity in the I band (from 19 to 21m depending on identification of the object with one of the stars in the blend) were obtained. The obtained limitations were interpreted within the context of a theory developed by us about accretion on single black holes of stellar mass. A probability that the gravitational lens is a black hole of 130 solar masses located at a distance of 500 pc was rejected (Fig. 36). Apparently, the mass of the black hole is 3-5 solar ones and it is located in the region of bulge.
G. Beskin, V. de Bour, S. Karpov, V. Plokhotnichenko
|
Рис. 36. Сравнение модельных предсказаний рентгеновского потока и I величины объекта MACHO-99-BLG-22 с наблюдательными верхними пределами, полученными по данным космических телескопов XMM-Newton и Hubble.
Fig. 36. Comparison of model predictions of the X-ray flux and the I magnitude of the object MACHO-99-BLG-22 with observational upper limits obtained by data of the cosmic telescopes XMM-Newton and Hubble.
|
ИССЛЕДОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ ОДИНОЧНЫХ РАДИОПУЛЬСАРОВ
Продолжен статистический анализ эволюции параметров вращения в выборке из 300 "стандартных" радиопульсаров. Показано, что нерегулярные изменения с возрастом частоты вращения нейтронных звезд и ее первой и второй производных можно объяснить сочетанием векового замедления их вращения с индексом, близким к 5, и циклических или стохастических вариаций его скорости. Относительная амплитуда последних составляет 10-3 - 10-6 на временах 100-1000 лет и уменьшается по мере старения пульсаров (рис. 37).
Г. Бескин, С. Карпов совместно с А. Бирюковым (ГАИШ МГУ)
|
|
THE STUDY OF EVOLUTION OF SINGLE RADIO PULSARS
Statistical analysis of evolution of rotational parameters in a sample of 300 “standard” radio pulsars was continued. It was shown that irregular changes of rotational frequency of neutron stars and its first and second derivatives with age can be explained by a combination of the secular deceleration of their rotation with an index close to 5 and cyclic or stochastic variations of their speed. The relative amplitude of the latter is 10-3 - 10-6 on times of 100-1000 years and it decreases as the pulsars get older (Fig. 37).
G. Beskin, S. Karpov in collaboration with A. Biryukov (SAI MSU)
|
|
Рис. 37. Сравнение зависимости первой и второй производных частоты вращения радиопульсаров с простой моделью фазовых вариаций затухающей с возрастом амплитуды, наложенных на секулярное замедление с показателем торможения n~5. Пунктирные линии ограничивают 1σ-область.
Fig. 37. Comparison of relations between the first and second derivatives of the rotational frequency of radio pulsars with a simple model of phase variations of the amplitude fading with age superimposed to the secular deceleration with the index of n~5. The dotted lines bound the 1σ region.
|
ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ БЕЛЫЙ + КРАСНЫЙ КАРЛИКИ И ПРОБЛЕМА ПРОВАЛА ПЕРИОДОВ У КАТАКЛИЗМИЧЕСКИХ ПЕРЕМЕННЫХ
Ранее автором было показано, что, несмотря на идентичность многих параметров катаклизмических переменных (CV) и предкатаклизмических двойных (PCB), основное различие между ними (аккреция или ее отсутствие) обусловлено процессом эволюции и свойствами прародителей. В частности, бимодальность распределения орбитальных периодов, без сомнения, имеет глубокий эволюционный смысл.
Для сравнения эволюционного возраста систем была построена диаграмма светимость – эффективная температура главных компонентов (рис. 38), которая позволяет сделать два важных вывода:
оба типа систем имеют в среднем одинаковый возраст (исключая самые молодые PCB), что противоречит представлению о PCB как предшественниках CV;
CVs коротких (P<2h) и длинных (P>3h) периодов имеют одинаковый возраст, это противоречит представлению о том, что первые являются продуктом эволюции вторых и что CVs эволюционируют поперек провала периодов.
Оценено предельное расстояние l0, на котором системы еще сохраняют устойчивость. Сравнение величины l0 с расстоянием между компонентами системы a показало, что для CVs всегда l0 > a, а для PCB l0 < a. Т.е. PCBs сохранили устойчивость в процессе эволюции, а CVs потеряли ее. Одинаковый возраст всех систем дает основание предположить, что прародители систем «белый + красный карлики» в процессе эволюции дали начало двум ветвям объектов: CVs и то, что сейчас называется PCBs. Известный пробел периодов CVs образовался из-за того, что из первоначального общего распределения ушли устойчивые системы. Это сразу объясняет антифазность распределений периодов и отсутствие эволюции CVs через пробел.
Показано, что нынешние CVs вероятнее всего возникли сразу как полуразделенные системы после первой или второй фазы общей оболочки. Если это так, то должны существовать CVs – центры планетарных туманностей. Обнаружение таких систем будет критическим экспериментом в данном случае.
Н.Ф. Войханская
|
|
BINARY SYSTEMS A WHITE + RED DWARFS AND A PROBLEM OF THE PERIOD GAP FOR CATACLYSMIC VARIABLES.
The author has previously shown that in spite of identity of many parameters of cataclysmic variables (CVs) and pre-cataclysmic binaries (PCBs) the main difference between them (accretion or its absence) is determined by the evolution process and properties of progenitors. In particular, beyond doubt, the bimodal distribution of orbit periods is evolutionally meaningful.
To compare the evolution age of the systems the diagram luminosity – effective temperature of main components (Fig. 38) was built, which allows us making two important conclusions:
both types of systems have identical ages on the average (except the youngest PCBs), which contradicts the notion of PCBs as precursors of CVs;
CVs with short (P<2h) and long (P>3h) periods have identical ages; this is inconsistence with the notion that the formers are evolution products of the latters and that CVs evolve across the period gap.
The limit distance l0, at which the systems are still stable, was estimated. The comparison of l0 with the distance a between the system components showed that for CVs l0 > a always, and for PCBs l0 < a. I.e., PCBs kept stability in the evolution process, and CVs lost it. The identical age of all systems suggests that in the evolution process the progenitors of the system «a white + a red dwarfs» gave rise to two branches of objects: CVs and what is now called PCBs. The known CV period gap arose because the stable systems left the initial common distribution. This explains at once the antiphased character of period distribution and the lack of CVs evolution after the gap.
It was shown that the current CVs most likely arose at once as semidetached systems after the first or second phase of a common envelope. If so, then the CVs – centers of planetary systems must exist. Discovery of such systems would be a crucial experiment in this case.
N.F. Voikhanskaya
|
|
Рис. 38. Диаграмма светимость–температура для главных компонентов PCBs и CVs. Сплошная горизонтальная линия – ZAHB, пунктирная – AGB, две жирные линии, идущие слева сверху вправо вниз – линии охлаждения белых карликов для масс 1 и 0.4 М๏, тонкие линии – изохроны для возрастов 107, 108 , 109 лет. Обозначения: CVs с P>3h (звездочки), с P<2h (ежики), остальные – PCBs. Заполненными значками обозначены центральные звезды планетарных туманностей.
Fig. 38. The luminosity – temperature diagram for main components of PCBs and CVs. The solid horizontal line is ZAHB, the dotted line is AGB, two heavy lines from left top to right bottom are lines of cooling of white dwarfs for the masses 1 and 0.4 М๏, the thin lines are isochrones for the ages 107, 108 , 109 years. Symbols: asterisks for CVs with P>3h, hedgehogs for CVs with P<2h, the rest are PCBs. The filled signs denote the central stars of planetary nebulae.
|
|
Достарыңызбен бөлісу: |
