Докладчик: Фадеев Ю.А.(ИНАСАН)

Название доклада: “Пульсационная неустойчивость звезд Вольфа-Райе”

Краткое содержание доклада:
Проведены расчеты эволюции звезд населения I с начальной массой 60 <= M/M_sun <= 120 от главной последовательности до исчерпания гелия в звездном ядре. Отдельные модели эволюционных последовательностей были использованы в качестве начальных условий при решении задачи Коши для уравнений радиационной газовой динамики, описывающих сферически-симметричные движения самогравитирующего газа. На стадии термоядерного горения гелия внутреннее строение массивных звезд характеризуется высокой степенью концентрации вещества к центру, при которой основная доля массы звезды сосредоточена в компактном ядре. В разреженной оболочке, окружающей ядро, давление излучения превосходит газовое давление и адиабатический показатель приближается к критическому значению Gamma_1 = 4/3. Внешние слои таких звезд состоят преимущественно из гелия и оказываются неустойчивыми относительно радиальных пульсаций. Рост неустойчивости происходит в динамической шкале времени и возникновение колебаний обусловлено каппа-механизмом в слоях ионизации элементов группы железа. Область диаграммы ГР, в пределах которой массивные гелиевые звезды неустойчивы относительно радиальных колебаний, простирается от желтых сверхгигантов до эффективных температур T_eff ~ 10⁵K. Вследствие нелинейности радиальных пульсаций происходит значительное возрастание плотности газа в околофотосферных слоях звезды, тогда как изменения блеска не превосходят 0.1 зв.вел. Радиальные колебания звезд WR происходят в форме бегущих волн, распространяющихся от внешней границы ядра к поверхности, поэтому характерные значения пульсационной константы (0.1 сут < Q < 0.3 сут) оказываются заметно больше, чем у классических пульсирующих переменных (Q < 0.1 сут). При M < 30Msun звезды WR подчиняются зависимости масса-светимость и эволюционные изменения внутреннего строения сопровождаются уменьшением длины периода радиальных колебаний в функции текущих значений массы (или светимости) в пределах от ~9 час до нескольких мин. В ходе эволюции происходит смещение зоны возбуждения неустойчивости в сторону поверхности и при M ~ 6M_sun радиальные колебания, обусловленные каппа-механизмом, прекращаются.

Докладчик: Чугай Н.Н. (ИНАСАН)

Название доклада: “Оптические признаки взаимодействия сверхновых типа IIP с околозвёздной средой “

Краткое содержание доклада:
Предложен новый метод диагностики взаимодействия оболочки сверхновой типа IIP с околозвездным газом путем детектирования высокоскоростных компонентов линий поглощения водорода и гелия на фотосферной стадии. Предсказанные линии поглощения со скоростями около -10000 км/с обнаружены в спектрах сверхновых SN 1999em и SN 2004dj. Плотность околозвездного газа для обеих сверхновых, оцениваемая по этим линиям, соответствует темпу потери массы предсверхновой около 10^-6 солнечной массы в год.