共生星的理论研究

发布时间：2020-05-19 08:05

【摘要】：这是一篇关于共生星理论研究的博士论文。共生星因其壮观的光谱和光变一直备受关注。共生星的光谱表明这类恒星系统是由一颗冷巨星、一颗热伴星(可能是白矮星、中子星或者有吸积盘的主序星)和电离的星云组成。他们之间复杂的相互作用为研究恒星演化理论和相互作用双星提供了激动人心的实验室。本论文综述了共生星的观测特性和理论研究现状，并详细介绍了本人在攻读博士学位期间在共生星理论研究领域的工作。利用星族合成方法，我们分别对半相接共生星、分离共生星和D-型共生星作了理论研究。利用主序星周围几何薄的吸积盘模型，我们模拟了半相接共生星。此类共生星可能有两种不同物质转移方式：动力学非稳定的和稳定的洛希瓣物质转移。这两种方式产生的半相接共生星的性质大不一样。前者在银河系中的诞生率和数目分别是～0.056—0.045 yr~(-1)和～5颗；后者的分别是～0.002—0.005 yr~(-1)和～60—280颗。通过和观测比较以及统计分析，共生星AX Per和CI Cyg(半相接共生星仅有的两个候选者)可能不是半相接共生星。利用吸积白矮星表面热核爆发和星风吸积模型，我们建立了分离共生星模型。研究结果表明，在银河系中，大约有1，200—15，000颗分离共生星(在标准模型中，有4，300颗)，每年大约有0.035 0.131颗分离共生星诞生(在标准模型中，诞生率是0.076yr~(-1))，平均每年发生1.3—13.5次共生星新星爆发(在标准模型中，它的发生率是3.4yr~(-1))，其中较弱的爆发每年发生0.6—6.0次(在标准模型中，它的发生率是1.5yr~(-1))，这依赖于模型的参数。其中，最关键的两个物理参数是白矮星吸积星风物质的效率(它强烈地依赖于共有包层的演化和星风速度)和白矮星表面吸积物质的临界点燃质量。在研究中我们发现，共生星作为Ia-型超新星前身星，不是好的候选者。利用尘埃模型，我们建立了D-型共生星模型。研究结果表明，在银河系中，D-型共生星的诞生率范围从～0.001yr~(-1)到～0.039yr~(-1)(标准模型中为0.032yr~(-1))，数目从～250颗到～2，360颗(标准模型中为1，100颗)。D-型共生星占共生星总数的比例从2％到63％不等(标准模型中为26％)，在大多数模型中，它大约是20％，这与观测符合。在D-型共生星模型中，最关键的物理参数星风速度。通过对共生星的研究比较，我们发现分离共生星是共生星的主体。在
【图文】：

前身星,主星,双星,初始质量

机制的共有包层的演化)，Case7(渐近巨星分支恒星的低速星风)和吸积模型中潜在的可观测物理量。对于共生星的前身星，图4.7给出了不同模型中主星初始质量和双星初始间距的分布。其中，Case4(守=1.5)中的初始间距分布明显不同于其它模型。因为对于7一机制的共有包层导致较小的轨道收缩甚至会膨胀，所以初始较小的间距也可能形成共生星。而图4.7中，质量分布低、高端的截止分别来自于年龄效应和初始质量函数效应。4.1..45轨道周期图4.8是轨道周期的分布。在图4.8a中，Case4行=1.5)和Case7v[oc二E.q(4.14)」的分布明显不同。在Case4，}一，由于下机制共有包层的演化，这里有很多共生星，它们的周期是较短的，但Case7中

伴星,灰度图,轨道周期,质量分布

分为两部分，左边的是那些经历通道I的共生星，它们的数量非常少，右边是那些经历了通道H和IH的共生星。尽管统计上仅有很少的数目，但通过与观测样本(见图4.10d)比较，，可以看出，Case4(守=1.5)更接近观测。图4.11给出了热伴星质量与它们相应的光度灰度图。依据我们对共生星的定义，它的白矮星有三种状态。稳定氢燃烧的“正常”共生星和热核爆发时平台阶段的共生星新星，它们的光度分别由方程(4.29)和方程(4.16)给出。这些系统处于灰度图的上部。而在冷却阶段，他们的光度迅速降低。但在低光度停留的时间要比在高光度停留时间长的多。所以灰度图分为两个区域。冷却阶段的共生星集中于下部。而在吸积模型中，吸积而产生的光度亦在下部区域。光度
【学位授予单位】：中国科学院研究生院（云南天文台）
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2006
【分类号】：P152

【共引文献】