1 / 19

Динамика кратных звезд

Динамика кратных звезд. Р.Я. Жучков Казанский госуниверситет В.В. Орлов Санкт-Петербургский госуниверситет. Классификация. 1. Неиерархические (типа Трапеции Ориона) 2. Иерархические (типа  Lyrae ) 3. Слабо иерархические (например, HD 40887 ). Иерархия и устойчивость.

richard-rivers
Download Presentation

Динамика кратных звезд

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Динамика кратных звезд Р.Я. Жучков Казанский госуниверситет В.В. Орлов Санкт-Петербургский госуниверситет

  2. Классификация 1. Неиерархические (типа Трапеции Ориона) 2. Иерархические (типа  Lyrae) 3.Слабо иерархические (например, HD 40887)

  3. Иерархия и устойчивость • Системы с сильной иерархией, вероятно, устойчивы (суперпозиция нескольких слабо возмущенных кеплеровских орбит). • Неиерархические системы динамически неустойчивы. • Редкие исключения в окрестности устойчивых периодических орбит • Системы со слабой иерархией - ???

  4. Критерии устойчивости для иерархических тройных звезд: Первый критерий В.Г. Голубева (1967, 1968) где cи H – угловой момент и полная энергия тройной системы, G – постоянная тяготения, M1 M2– массы компонентов внутренней двойной, M3– масса удаленного компонента. Критическое значение sc зависит от отношения масс звезд и находится с помощью решения уравнения 5-й степени.

  5. 2. Критерий R. Mardling и S.J. Aarseth (2003) Здесьq= M3/(M1+ M2).

  6. 3. Новый критерий M. Valtonen et al. (2007) Здесьi– взаимный наклон плоскостей орбит внешней и внутренней двойных.

  7. Выборка 19 кратных систем с известными элементами орбит всех подсистем 17 тройных систем (тесные двойные с P<10dрассматривались как один компонент); 2четверные системы. Методы изучения динамики 1. Критерии устойчивости для тройных систем. 2. Численное моделирование для всех систем. Учет ошибок Метод Монте-Карло - вариация орбитальных элементов и масс компонентов в предположении о нормальном распределении ошибок (1001 вариант для каждой системы).

  8. Результаты: сравнение критериев с использованием реальных систем

  9. Результаты: сравнение критериев R. Mardling и S.J. Aarseth (красная прямая) и M. Valtonen et al. (зеленая кривая) на основе динамики модельных тройных Область устойчивости (светлая часть) для систем с равными массами и нулевыми начальными эксцентриситетами орбит внутренней и внешней двойных. Здесьζ = cos i, η = ain/aout.

  10. Первоначальные результаты по динамике реальных систем 1) 13 систем, вероятно, устойчивы (вероятность распада за 106лет менее 10%) 2) 6систем, вероятно, неустойчивы (вероятность распада за 106лет более 90%): HD 40887 (GJ 225.2), HD 76644 ( Uma = ADS 7114), HD 136176 (ADS 9578), HD 150680 (ADS 10157), HD 217675/6 ( And), HD 222326 (ADS 16904).

  11. Уточненные результаты по динамике реальных систем 1) 14 систем, вероятно, устойчивы (вероятность распада за 106лет менее 10%) 2) 5систем, вероятно, неустойчивы (вероятность распада за 106лет более 90%): HD 40887 (GJ 225.2), HD 76644 ( Uma = ADS 7114), HD 136176 (ADS 9578), HD 150680 (ADS 10157), HD 217675/6 ( And).

  12. Персоналии HD 40887 (GJ 225.2) Внутренняя двойная Внешняя двойная система в действительности четверная (2+2) - резонанс?

  13. Персоналии HD 76644 ( Uma = ADS 7114) Внутренняя двойнаяВнешняя двойная

  14. Персоналии HD 136176 (ADS 9578) Внутренняя двойнаяВнешняя двойная

  15. Персоналии HD 150680 (ADS 10157) Внутренняя двойнаяВнешняя двойная ???

  16. Персоналии HD 217675/6 ( And) Внутренняя двойнаяВнешняя двойная орбитальное решение изменилось, вывод о неустойчивости остался!

  17. Система, после дополнительного исследования «ставшая» устойчивой HD 222326 (ADS 16904) Внутренняя двойная Внешняя двойная раньше теперь

  18. Возможные причины появления неустойчивых систем со слабой иерархией 1. Ошибки наблюдений. 2. Временный захват при сближении двойной (кратной) системы с одиночной звездой или двух двойных (кратных) систем. 3. Потеря устойчивости в результате сближения устойчивой кратной системы с массивным объектом (ГМО, черной дырой, звездой поля…). 4. Продукт распада звездного скопления или группы звезд. 5. Следствие слияния компонент. 6. Физическая молодость компонент. Ожидаемое число неустойчивых систем в пределах шара радиусом 200 парсек вокруг Солнца для сценариев 2-4: ~ 110 для систем с Pout < 103лет. Возможна принадлежность некоторых систем движущимся скоплениям.

  19. Выводы 1. Выделены два критерия, совместное использование которых позволит анализировать устойчивость реальных систем при неполном наборе известных орбитальных параметров. 2. В результате более детального анализа двух заподозренных в нестабильности систем у обеих обнаружено (заподозрено) существование четвертого компонента, для одной из них уточнение орбитального решения привело к выводу о стабильности. 3. В результате уточнения орбитальных решений все же остаются неустойчивые системы!

More Related