УДК 524.38;521.131
ВЛИЯНИЕ ЗВЕЗДНОГО ВЕТРА, ДИНАМИЧЕСКОГО ТРЕНИЯ И СЛИЯНИЙ ЗВЕЗД НА ДИНАМИЧЕСКУЮ ЭВОЛЮЦИЮ
КРАТНЫХ ЗВЕЗД
© 2004 г. А. В. Рубинов, А. В. Петрова, В. В. Орлов*
Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета
Поступила в редакцию 09.03.2004 г.
Проведено численное моделирование динамической эволюции малых звездных групп, состоящих из N = 6 компонентов, в рамках гравитационной задачи N тел. Исследовано влияние потери массы звездами в виде звездного ветра, динамического трения о межзвездную среду и слияний звезд на динамическую эволюцию групп. Проведено сравнение с чисто гравитационной задачей N тел. Проанализированы распределения по состояниям на момент времени 300 начальных времен пересечения системы. Исследованы характеристики формирующихся двойных и устойчивых тройных систем, а также уходящих одиночных и двойных звезд. Эффекты слияний звезд и динамического трения сильнее проявляются в тесных системах, а влияние звездного ветра — в широких. Слияния звезд и звездный ветер замедляют динамическую эволюцию. Эти факторы приводят к увеличению средних и медианных значений больших полуосей финальных двойных, а также больших полуосей внутренних и внешних двойных в устойчивых тройных системах. Слияния звезд и динамическое трение в тесных системах приводят к уменьшению доли двойных систем с сильно вытянутыми орбитами, средних значений отношений масс компонентов финальных двойных, а также внутренних и внешних двойных в устойчивых тройных системах. Слияния звезд и динамическое трение в тесных системах увеличивают долю устойчивых тройных с прямыми движениями. Динамическое трение в тесных системах может приводить как к увеличению, так и уменьшению средних значений скоростей уходящих одиночных звезд; результат зависит от плотности межзвездной среды и средних скоростей звезд в системе.
Ключевые слова: небесная механика, звездная динамика.
EFFECTS OF STELLAR WIND, DYNAMICAL FRICTION, AND STAR MERGERS ON THE DYNAMICAL EVOLUTION OF MULTIPLE STARS, by A. V. Rubinov, A. V. Petrova, and V. V. Orlov. The dynamical evolution of small stellar groups composed of N = 6 components was numerically simulated within the framework of a gravitational N-body problem. The effects of stellar mass loss in the form of stellar wind, dynamical friction against the interstellar medium, and star mergers on the dynamical evolution of the groups were investigated. A comparison with a purely gravitational N-body problem was made. The state distributions at 300 initial system crossing times were analyzed. The parameters of forming binary and stable triple systems as well as escaping single and binary stars were studied. The star-merger and dynamical-friction effects are more pronounced in close systems, while the stellar-wind effects are more pronounced in wide systems. Star mergers and stellar wind slow down the dynamical evolution. These factors cause the mean and median semimajor axes of the final binaries as well as the semimajor axes of the inner and outer binaries in stable triple systems to increase. Star mergers and dynamical friction in close systems decrease the fraction of binary systems with highly eccentric orbits and the mean component mass ratios for the final binaries and the inner and outer binaries in stable triple systems. Star mergers and dynamical friction in close systems increase the fraction of stable triple systems with prograde motions. Dynamical friction in close systems can both increase and decrease the mean velocities of escaping single stars, depending on the density of the interstellar medium and the mean velocity of the stars in the system.
Key words: celestial mechanics, stellar dynamics.
--ВВЕДЕНИЕ
*Электронньшадрес: vor@astro.spbu.ru Наблюдения областей звездообразования и мо-
лодых звезд типа T Tauri позволяют сделать вывод,
что, по-видимому, большая часть звезд образуется в составе малых групп (см., например, работу Ларсона, 2001, и ссылки в ней). Современные численные эксперименты по фрагментации молекулярных облаков показывают, что в результате этого процесса могут образовываться неиерархические звездные системы с разным числом компонентов (см., например, Босс, 1993; Трулов и др., 1998). Гравитационное взаимодействие между членами группы может приводить к ее распаду. В результате распада молодых кратных неиерархических звездных систем, согласно гипотезе ван Аль-бады (1968), могут образовываться наблюдаемые широкие двойные и кратные звезды.
Исследование динамической эволюции неиерархических кратных звездных систем представляет интерес и с точки зрения изучения эволюции рассеянных звездных скоплений. Результаты численного моделирования процесса образования рассеянных звездных скоплений (Боннелл и др., 2003) позволяют предположить, что одним из возможных сценариев их образования является иерархическая фрагментация молекулярного облака. В этом случае протозвезды распределены в облаке неоднородно. Они образуют группы небольшой кратности, содержащие от нескольких до нескольких десятков звезд. В дальнейшем группы сливаются друг с другом, и за время порядка 3 х 105 лет образуется единое скопление. Локальная плотность звезд р10С (в пределах объема, в котором содержатся десять ближайших звезд для выделенной звезды) на стадии образования групп звезд согласно оценкам авторов в среднем составляет ~105 пк"3, а ее максимальные значения ~107—108 пк"3. Это соответствует размерам групп ~102—104 а.е. Численное моделирование динамической эволюции неиерархических кратных систем показывает, что характерное время их полураспада меньше (в случае тесных групп) или сравнимо (в случае широких групп) с временем образования единого скопления за счет слияний групп. Эти оценки позволяют предположить, что будут происходить слияния как непроэволюци-онировавших групп, так и групп, динамическая эволюция которых близка к завершению. Таким образом, результаты исследований динамики групп звезд малой кратности имеют приложение при изучении процесса образования рассеянных звездных скоплений.
Следует отметить, что на динамическую эволюцию групп малой кратности помимо гравитационного взаимодействия между звездами могут влиять и другие факторы. Рождающиеся звезды погружены в газовую среду, оказывающую динамическое трение на объекты системы. Кроме того, молодые звезды могут терять массу за счет звездного ветра (по некоторым оценкам до ~10"8М©/год, см.,
например, книгу Сурдина, 1997). При сближении звезд на расстояния, сравнимые с их размерами, могут происходить слияния звезд. Важную роль может играть аккреция газа на протозвезды. В настоящей работе остановимся на оценке влияния динамического трения звезд о межзвездную среду, потери массы звездами за счет звездного ветра и слияний звезд на динамическую эволюцию неиерархических кратных звезд.
Моделированию динамической эволюции звездных систем с числом звезд N > 3 в литературе посвящено сравнительно небольшое число работ. Первые работы были проведены в конце 60-х—начале 70-х годов ван Альбадой (1968) и Харрингтоном (1975) для небольшого числа вариантов начальных условий. В середине 90-х годов в работе Стерзика и Дурисена (1998) были исследованы распределения по финальным состояниям, а также характеристики двойных звезд, формирующихся при распаде неиерархических кратных систем, состоящих из N = 3, 4, 5 компонентов, для нескольких начальных спектров масс. Можно выделить несколько работ, посвященных изучению характеристик одиночных звезд, выбрасываемых из системы в процессе ее эволюции (Стерзик, Дурисен, 1995; Киселева и др., 1998). В них авторы рассматривают довольно широкий диапазон начальных условий неиерархических кратных систем.
В работе Стерзика и Токовинина (2002) углы взаимного наклона между орбитами внутренних и внешних двойных, отношения их периодов и отношения масс компонентов в устойчивых тройных системах, полученных в результате динамической эволюции малых групп для широкого диапазона начальных параметров, сравниваются с наблюдаемыми устойчивыми тройными системами. Следует также отметить работу Стерзика и Дурисена (2003), в которой авторы исследуют характеристики двойных коричневых карликов, образующихся при распаде неиерархических кратных систем (N = 3—10) и сравнивают их с наблюдениями.
В работе Дельгадо-Донейта и др. (2002) исследована динамическая эволюция неиерархических протозвездных систем на ранних этапах стадии аккреции. В этом случае основная масса облака сосредоточена не в звездах, а в газовой составляющей. Наличие газовой составляющей приводит к аккреции газа на протозвезды и динамическому трению протозвезд о межзвездную среду. Прослеживание эволюции облака вплоть до окончания стадии аккреции требует больших вычислительных затрат, поэтому количество рассмотренных вариантов начальных условий невелико. Несмотря на это, в указанной работе проведен статистический
анализ распределения по финальным состояниям, а также параметров формирующихся двойных, тройных, четверных и одиночных звезд.
В работе Рубинова и др. (2002) была исследована динамическая эволюция неиерархических кратных звездных систем с учетом слияний звезд для различного числа компонентов N в начальный момент. Моделирование производилось при фиксированных начальных значениях размера К и вириального коэффициента к системы для двух спектров масс. Были рассмотрены характеристики уходящих одиночных звезд, а также формирующихся двойных и устойчивых тройных систем. В работе Рубинова (2004) исследована зависимость результатов динамической эволюции неиерархических кратных систем от параметров К и к для трех различных спектров масс.
В настоящей работе исследовано влияние динамического трения звезд о межзвездную среду, потери массы в виде звездного ветра и слияний звезд на динамическую эволюцию неиерархических кратных звездных систем.
ЧИСЛЕННОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ
Моделирование динамической эволюции неиерархических кратных систем проводилось в рамках гравитационной задачи N точечных масс. Подробное изложение методики численного моделирования и алгоритма учета слияний
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.