Докладчик: Ю.А. Фадеев (ИНАСАН)

Название доклада: “Эволюция и нелинейные пульсации звезд асимптотической ветви гигантов”

Cодержание доклада:

Проведены расчеты эволюции звезд населения I с начальной массой от 2 до 5 солнечных масс. Отдельные модели эволюционных последовательностей, представляющие стадию асимптотической ветви гигантов (AGB), были использованы как начальные условия задачи Коши для уравнений радиационной гидродинамики и турбулентной конвекции, описывающих радиальные пульсации переменных звезд типа Миры Кита. Рассмотрены как кислородные (C/O < 1), так и углеродные (C/O > 1) мириды. Показано, что возбуждение пульсаций в этих звездах происходит в зоне ионизации водорода. На ранней стадии eAGB, которая предшествует первой тепловой вспышке гелиевого слоевого источника, мириды пульсируют в фундаментальной моде, а периоды колебаний составляют от 10 до 400 сут. Скорость изменения периода P возрастает с увеличением светимости, однако остается за пределами обнаружения современными методами.

На эволюционной стадии TP-AGB, связанной с тепловой неустойчивостью гелиевого слоевого источника, звезды с начальной массой >= 4 масс Солнца пульсируют в фундаментальной моде, тогда как в менее массивных миридах колебания происходят как в фундаментальной моде, так и в первом обертоне. Мода пульсаций мирид с начальной массой от 2 до 3.5 масс Солнца зависит от светимости звезды, которая претерпевает значительные изменения при повторяющихся тепловых вспышках. Пульсации в фундаментальной моде происходят около минимума светимости звезды, а пульсации в первом обертоне – около ее максимума. Области колебаний в различных модах разделены (в зависимости от светимости) зоной пульсационной устойчивости, в пределах которой колебания затухают и мирида на некоторое время становится стационарным красным сверхгигантом. Эволюция звезды на стадии TP-AGB сопровождается уменьшением ее массы, а также возрастанием средней светимости и содержаний во внешних слоях гелия, углерода и кислорода. Это приводит к изменению границ областей пульсационной неустойчивости с течением времени.

Наиболее быстрые изменения периода пульсаций происходят сразу после тепловой вспышки на отрезке времени от нескольких сотен до 1000 лет. Предложен интерполяционный метод определения периода пульсаций в функции времени эволюции, который основывается на результатах расчетов звездной эволюции и на отдельных значениях пульсационной константы Q, полученных из гидродинамических расчетов. Показано, что теоретические оценки скорости изменения периода пульсаций находятся в хорошем согласии с современными наблюдательными данными.

Записаться на семинар