Динамика космической плазмы в окрестности объектов высокой светимости тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

¡2 й 0 7: э 1.

л* <м

Г.'.ОСКОЕПСШ ГОСУДЙРСТЕЕПНШ УНИВЕРСИТЕТ Ш5. Г.!. В. ЛОМОНОСОВА ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНО'ЛИЧЕСШИ ИНСТИТУТ кн. П. К.ШТЕРНБЕРГА

На правах рукописи

ВШЬКОЕИСКШ Зниануил Яковлевич

УД1{ 624.3-85,524.7

ДШШЯЖА КОСМИЧЕСКОЙ ПЛЛБьИ В ОКРЕСТНОСТИ ОБЪЕКТОВ ВЫСОКОЙ СЕЕТМ'ОСТН

Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой'степени доктора фззнко-иатеиатичесшос наук

Москва 1992

Работа выполнена в Астрофизическом институте им. В.Г.Фесенкова Академии Наук Республики Казахстан (г. Алма-Ата).

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Г,С.ШсноватшьКогап

доктор физико-математических наук Н.Г.Бочкаров

доктор физико-математических наук, профессор

И.А.СалЦбуллзн.

Ведущая организация - Крымская ' Астрофизическая Обсерватория

У у ■ /А'

Защита состоится " / " . 1992г. ъ /у час.

на заседании Специализированного Совета Московского Государстен-ного университета ш. М.В.Ломонасова, шифр Д 053.05.51. Адрес: 119899 Москва, В-234, Университетский проспект, 13.

С диссертацией ноаага ознакомиться в библиотек) Государственного астрономического института ш. П.К.Штернберг, при ГЛГУ (Москва, Университетский проспект^ 13).

/ У//

Автореферат разослан п/ " 1992г.

Ученый секретарь • Специализированного Совета, кандидат {изико-математических наук

Л. И. Боцдаренко

ОБЩАЯ ХАРА1СТЕРИСТ1{КА РАБОТЫ Развитие техники астрономических наблюдений в последние десятилетия сделало возможным более детальное изучение движения газовых оболочек различных объектов и стимулировало их теоретические " исследования.

Особый интерес представляют исследования динамики и спектров плазмы в поле ионизующего излучения объектов высокой светимости - звездного ветра горячих звезд, газовых оболочек активных ядер галактик, планетарных туманностей и др., -физические условия в которых, несмотря на огромные ■ различия масштабов, достаточно близки и определяются взаимодействием излучения с веществом оболочек. Хотя такое взаимодействие является традиционным предметом теоретической астрофизики, наблюдения показали, что именно его динамические эффекты изучены далеко не достаточно.

Исследование динамики оболочек указанных объектов и составили основное содернание предлагаемой работы.

Большое значение для. понимания связи проблем динамики и переноса излучения имели развитые В.В.Соболевым [1,2] в гонце зороковых годов методы решения уравнений переноса в движущихся эболочках звезд. Теперь очевидно, что задача о динамике плазмы в юле излучения требует совместного решения уравнений газовой [щнамики, переноса излучения и уравнений, определяющих физическое ' состояние плазмы (ионного состава, температуры и т.п.). Поскольку з общем виде такая задача неразрешима, динамическая теория

оболочек различных объектов должна основываться на раде упрощающих предположений, определяемых спецификой каздого класса объектов.

Это обстоятельство в значительной мерз определило методологию настоящего исследования, которое ориентировано ьа разгитие теории и расчеты моделей динамики и спектров оболочек каждого из указанных классов объектов, с тем, чтобы выводи теории могли быть сопоставлены с данными наблюдений в различных спектральных диапазонах. В известной стеьэни такой подход удалось реализовать в исследовании звездного ветра и планетарнш туманностей; создание детальных моделей оболочек активных ядер -дело будущего. Вместе с тем, опыт нашей работы показал, чтс именно совместный анализ динамики оболочек различных объекте! оказался полезным для понимания процессов в оболочках активнш ядер галактик и позволил, в частности, интерпретировать широкие линии поглощения в- спектрах вдь oso (квазаров с широкими линиямз поглощения).

АКТУАЛЬНОСТЬ РАБОТЫ определяется большим интересом к проблемам динамики плазмы и исследованиям спектров указанны объектов, интенсивными их наблюдениями и необходимость теоретической интерпретации данных наблюдений.

В иссследоваяиях звездного ветра горячих звезд основно прогресс связан с наблюдениями в далекой ультрафиолетовой облает спектра, где расположена: сильные линии ионов, образуемые движущихся оболочках звезд. Основы динамической теории звездног ветра в настоящее время созданы, однако до полного понмания е

;алеко и многие детали спектров до сих пор не нашли объяснения.

Наблюдения планетарных туманностей (ПТ) традиционно спользовались для проверки астрофизических теорий. В последние ода они вновь привлекли внимание благодаря новым результатам в льтрафдолете (открытие быстрого ветра звездных ядер ПТ) и в нфракрасном диапазоне (дашше о молодых - объектах и эволюции Т).Этп наблюдения сделали актуальной задачу об эволюции и дшшяике оболочек ПТ.

Исследования линейчатых спектров активных ядер галактик АЯГ) составляют основу для понимания строения и динамики их азовых оболочек. Специфической трудностью здесь является ространственная неразрешимость и сложность структуры области псока скора с тного двикения газа в АЯГ. Поэтому остаются ктуальными не только проблемы динамики газа, но и проблемы его роисхоадения, кинематики, структуры а др.

ЦЕЛЬЮ РАБОТЫ является: .Анализ общих физических основ динамики и образования спектров газовых оболочек объектов высокой светимости. .Развитие теории звездного ветра горячих звезд, расчет моделей его динамики и спектров для сравнения следствий теории с наблюдениями.

.Разработка и исследование эволюционных фотоионизационных моделей планетарных туманностей.

.Разработка и исследование различных моделей структуры и динамики газовых оболочек активных яд^р галактик о целью анализа основ теории образования их линейчатых спектров

(в эмиссии и поглощении).

НАУЧНАЯ НОВИЗНА РАБОТЫ определяется следующими основные результатами:

1.Выполнен анализ движения ионов, имеющих • сильные резонансные линии, в потоке излучения. Показана возможность пх движения с большой скоростью относительно других частиц плазмы; рассмотрен* некоторые астрофизические следствия эффекта.

2.Развита теория звездного ветра горячих звезд и построеш численные модели для расчетов динамики ветра и УФ.спектров звезд,

3. Выполнен анализ переменности звездного ветра и предлога! физический механизм регулирования теша потери массы на основ; моделирования динамики и спектров оболочек большой выборки звезд

4.Предложена методика и разработан комплекс программ для расчет; эволюционных последовательностей моделей планетарных туманностей Результаты расчетов сопоставлены с данными наблюдений в видимой : инфрегсрасной областях спектра.

Б.Исследованы процессы диссипативного взаимодействия звезд газовыми оболочками активных ядер галактик. Получены решения дл эволюции сверхзвезда в центре звездного скопления и для эволювд орбит звезд, пересекащих массивные аккреционные диски.

6. Ра осмотрена пдача о движении газовых облаков (источнике эмиссионных линий) в активных ядрах галактик и выполнены моделны расчеты профилей спектральных линий. Показана необходимом учета роли звездного керна в образовании- эмиссионных лшшйчаты спектров активных ядер галактик.

7.Сформулированы основы теории образования широких лини

- в -

поглощения квазаров с учетом динаг.етчаских эффектов перекрытия линий (так наз, line-looking effeot).

8.На основе предлагаемой теории расчитаны,. модели спектров квазаров с широкими линиями поглощения (bal qso) и показана возмокность интерпретации спектра поглощения квазара QI303+308.

ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ РАБОТЫ.

Полученные результаты могут быть использованы для дальнейшего развития теории двиезния и спектральных свойств газовых оболочек в поле излучения и для определения физических параметров таких оболочек.

Практическую ценность имеют такие пакеты программ для расчетов ионизационных моделей, динамики и спектров различных объектов. В частности, пакет для расчета моделей звездного ветра пригоден для интерпретации соответствующих данных, получаемых с ШЕ и других внеатмосферных телескопов.

АПРОБАЦИЯ РАБОТЫ

Основные результаты работы опубликованы в научных изданиях; большинство из них обсуздалось на научных семинарах в Астрофизическом института им. В.Г.Фесенкова АН КазССР.

Отдельные результаты докладывались на следуодих совещаниях:

.Всесоюзное совещание по эмиссионным объекте»-(Тыравере,май 1982г.),Всесоюзное совэщание по квазарам ( Ленинград, февраль 1985г.), всесоюзное совещание "Пере анность излучения ядер Сейфертовских галактик и квазаров ( КрАО, ишь 1936г.), Всесоюзное совещание памяти Б.Е.Наркаряна (ОАО, апрель 1986г.),

Всесоюзное совещание "Звезда типа Ш и родственные им объекты" (Элва, октябрь 1986г.),Всесоюзное совещание "Физические свойства и спектры квазаров"(ОАО, сентябрь 1987г),.Всесоюзное совещание "Моделирование спектров эмиссионных объектов" (Алма-Ата, октябрь 1988г.).Всесоюзное совещание "Физика скоплений галак.ик и активности галактических ядер"(Ленинград, февраль 1990г.),Всесоюзное совещание рабочей группы "Активные ядра галактик" (Кацивели, октябрь 1990г),.Институтский коллоквиум в Институте Макса П.анка (Гархинг под Мюнхеном, ФРГ, ишь 1991 г).

Отдельные результаты работы обсуждались также на семинарах в ГАИШ, ШЩ, ШАН, ФТИ им йоффа ,на семинарах в обсерваториях Мюнхена, Киля и Геттингена (ФРГ) . НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ СЛЕДУЩИЕ РЕЗУЛЬТАТЫ:

1.Анализ движения ионов плазмы в потоке излучения и вывод о возможности состояний с различными значениями скорости ионов.

2.Расчеты моделей динамики звездного ватра более 100 вввзд спектральных классов 0 и В. Сравнение наблюдаемых и расчетных характеристик этих звезд; гипотеза' нестационарного механизма регул--рования скорости потери массы горячих звезд.

3.Методика и результаты расчетов эволюционных последовательностей моделей планетарных туманностей и способ сравнения модельных расчетов с большими массивамк данных наблюдений в оптическом и инфракрасном диапазонах спектра.

4.Анализ роли звезд и вывод о необходимости учета взаимодействия трех подсистем (звездного керна, газа и массивного объекта) при интерпретации явления активности галактических ядер.

5.0СНОВН теории динамики газа и образования сложных профилей линий поглощения в некоторых квазарах и звездных оболочках с учетом динамических эффектов перекрытия линий (line-looking).

СТРУКТУРА И ОБЪЕМ РАБОТЫ. Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка литературы (500 названий). Общий объем работы ЗОВ страниц, в том числе 190 страниц машинописного текста, 62 рисунка , 7 таблиц.

ICPATK0E ИЗЛОЖЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ РАБОТЫ.

Во введении сформулирована цель работы, обоснована ее методика,'в том числе необходимость расчета численных моделей, и дана общая характеристика работы.

В первой главе "Космическая плазма в поле излучения" дан краткий обзор методов расчета физических свойств плаз?® в поле излучения (§1.1).0бсуздаются проблемы формирования банков атомных данных, вопросы расчета ионизационного и теплового баланса и распределения по уровням возбувдения ионов. В §1.2 рассмотрена сила давления излучения в космической плазме. Приводятся методы расчета и даны оценки силы давления излучения, возникающей вследствие процессов ионизации, рассеяния излучения в линиях и комптоновского рассеяния на электронах плазмы.

В §1.3 исследованы особенности движения ионов, имеющих сильные резонансные переходы, в больших потоках излучения.Показано, что задача аналогична рассмотренной в 1961 г. А.В.Гуревичем [31 задаче о движении примеси многозаря,г-та ионов в водородной плазме в электрическом поле. Вследствие немонотонной зависимости силы трения со стороны частиц плазмы от скорости движения иона V,

F(T) - V К, (1 + Kg/(1+(V/Yjp)^), где v^p - тепловая скорость протонов, К1 и к2 - коэффициенты, зависящие от параметров плазмы, возможны два стационарных состояния движения иона при различных значениях скорости V. В отличие от движения иона в плазме с током, состояние движения иона в потоке излучения может резко меняться при переходе его в соседние стадии ионизации с другими системами энергетических уровней. Рассмотрены некоторые астрофизические следствия эффекта.

Во второй главе "Звездный вэтер при большом давлении излучения" рассматриваются проблемы динамики и моделирования спектров звездного ветра горячих звезд. В §2.1 приводится краткая' история исследований и основные наблюдательные проявления звездного ветра горячих звезд в различных спектральных диапазонах. В §2.2 рассмотрены общие свойства движения космической плазмы при большом давлении излучения в спектральных линиях ионов. В §2.3 рассмотрены основные положения динамической теории 'Лротора, Аббота и Клейна [43 (САК) и методы решения задачи о течении плазмы, управляемом давлением излучения в линиях. Как извес то, методика САК основана на интерполяции степенными функциями зависимости силы давления излучения от динамических параметров течения (скорости, ее градиента и плотности плазмы), что значительно упрощает решение динамической задачи.

В §2.4 обоснован выбор уравнений течения и методика их численных решений для расчета моделей динамики звездного ветра горячих 8везд. Описан использований нами модернизированный (с учетом некоторых поправок) вариант теории ЫСАК.

Наблюдения изменений профилей У© линий свидетельствуют о переменности ветра горячих звезд и сильной тур"улентности течений, но эти процессы игнорируются в строго стационарной теории САК. Поэтому для анализа переменности ветра наш рассмоторена гипотеза слабо нестационарных течений, для которых уравнения САК могут считаться справедливыми в какдай момент времени. В этом случае существует предельное значение потока массы hijj. (нет реыний при гЪ^, происходит срыв течения) и рассматриваются решения при несколько меньших значениях теша потери массы. Наш выполнены численные расчеты уравнена динамики ветра для большой выборки (более 100) звезд спектральных классов О и В. Сравнение результатов расчетов моделей с данными наблюдений подтверздает гипотезу о флуктуации потока массы вблизи (в среднем несколько ниже) верхней границы Мк, что свидетельствует в пользу предлагаемого нестационарного механизма регулирования теша потери массы О-В звезд.

В § 2.5 приведена методика расчета переноса излучения в линиях ионов и обсукдаются результаты модельных расчетов профилей линий ионов CIV, UV, Si.IV на основе последователного решения уравнений динамики и переноса излучения. Расчеты профилей линий основаны на методе sei, описанном в работе [5]. Сравнение с наблюдениями (§2.6) показывает достаточно хорошев сходство профилей для выбранных звезд, что свидетельствует о правильности допущений те рки и принятой методики решения уравнений динамики. Рассмотрено такие влияние турбулентности и нагревания ветра на форму линий. Показано, что вариант с растущей пропорционально скорости течения турбулентной скоростью дает лучше результаты, а

модель с нагреванием ветра позволяет объяснить "сверхионизацию".

В §2.7 подводятся некоторые итоги теории ветра горячих звезд и обсуждаются возможные пути ее развития для исследовния процессов переменности, нагревания ветра и др.

Третья глава содержит анализ эволюционных моделей платтарных туманностей (ПГ). После краткого обзора истории вопроса (§3.1) излагается методика и результаты расчетов эволюционной последовательности моделей ИТ (§3.2).

Фотоионитционные модели индивидуальных объектов содержат слишком много свободных параметров (масса и размеры туманности, ее структура, химсостав, запыленность, температура возбувдаюцей звезды и др.), которые трудно определить независимо. Вместе с тем известно, что изменение наблюдаемых характеристик туманностей за время их эволюции (ч Ю4 лет) заведомо больше, чем их различия для объектов в близких стадиях эволюции. Поэтому, расчитывая эволюционные последовательности несколько упрощенных и "унифи1,5фованных" моделей (пренебрегая в первом приближении различиями химсостава и структуры ;индивидуальных объектов), ьа можем сосредоточить внимание, на таких важных параметрах, как масса туманности и скорость ее расширения, масса возбувдаидей звезды и эволюция ее температуры и светимости.

Такой подход стал возможным благодаря появлению достаточно точных расчетов эволюционных треков центральных звезд туманностей (ЦЗПТ). Кроме того, расчет такого типа эволюционных моделей оправдан лишь в том случае, если мы можем сопоставить модельные эволюционные треки характеристик туманностей с наблюдаемыми их

значениями конкретных объектов. Наш была найдена методика такого сопоставления посредством расчета "приведенных радиусов" ПТ, одинаковым образом определяемых для наблюдаемых объектов и моделей:

Ид- R^Hjj/I^)275 ,

где R^ и - истинне значения размера зоны ионизации и массы ионизованного газа, HN - "нормирующая" масса, произвольно задаваемая при определении наблюдаемых расстояний (и размеров туманности) по методу Шкловского.

Это позволило сопоставить расчетные эволюционные треки различных характеристик (интенсивности различных линий в. оптическом и ЙК диапазонах, их отношения, потоки в полосах IRAS ) с их наблюдаемыми значениями для большого каталога данных наблюдений более сотни ИГ. В результата были сделаны выводы о существовании туманностей с разными массами (от v 0,1 до ^ I солнечных масс), причем касса ионизованного газа в любом случае ш превосходит MD,3 M , (что объясняет хорошую точность определения расстояний то методу Шкловского); о существовании больших масс нейтрального водорода вокруг некоторая объектов; о существовании образованных быстрым ветром ЦЗПТ полостей и др.

В четвертой главе рассмотрена роль звезд в образовании • активных ядер галактик и наблюдаемых проявлениях их активности. Обосновывается необходимость анализа взаимодействия основных физических подсистем, входящих в состав активных ядер (звездного керна, релятивисткого центрального объекта (ЦО) и округа идей их газовой среды) для интерпретации проявлений активности.

,В §4.2 дан обзор исследований эволюции компактных звездных скоплений, приводящей (на стадии контактных столкновений звезд) к образованию ЦО в центра скопления и его взаимодействию со звездами. Далее в §4.3 исследуются проблемы дассипативного взаимодействии звезд с ЦО, рассчитываются потерн энергии и изменения орбит звезд при их прохождениях через газовые оболочки ЦО. Задача о взаимодействии звезд с массивной (Ы>10%о) сверхзвездой была рассмотрена автором в 1975 г.; была показана возможность стабилизации сверхзвезды относительно коллапса вследстии такого взаимодействия. Модельные расчеты показывают, что время жизни сверхзвезд в центрах плотных звездных скоплений

о

продлевается до ^ 2 10 лет. Позднее вти результаты были независимо получены Т.Хара [6] и другими.

Поскольку время жизни сверхзвезд ограничено, они могут служить моделью активных ядер лишь в начальных стадиях эволюции АЯГ. Наиболее вероятной формой ЦО в большинстве активных ядер является массивная черная дыра с газовым аккреционным диском. Поэтои^ нами была рассмотрена задача о взаимодействии звезд с аккреционными дисками в АЯГ. Показано, что такое взаимодействие при стандартной модели диска (а - диски) сравнительно медленно меняет орбиты звезд и уменьшает угловой момент газа аккреционного диска. При более массивных дисках (не менее процента от масси черной дыры) поток массы к ЦО может заметно возрасти. В этог.! случае взаимодействия звезд с дисками могут давать вклад е перэменность излучения АЯГ в ультрафиалетовом и радио диапазонах.

Пятая глава посвящена анализу динамики гэза в центрах АЯГ,

образующего линейчатые (эмиссионные и наблюдаемые в поглощении) спектры активных ядер. В настоящее время проблемы происхождения, структуры и динамики образующего такие спектры газа далеки от понимания и исследуется большое многообразие различных моделей. Нами рассматриваются лишь те модели, в которых динамика газа определяется воздействием давления излучения ЦО. §5.1 служит введением в проблему, в §5.2 дан краткий обзор свойств эмиссионных спектров и их интерпретации на основе "стандартной" фотоионизационной модели. В §5.3 рассмотрена задача о динамике излучающих облаков, движущихся год действием сил тяготения ЦО, давления его излучения и трения со стороны межоблачной среды (горячей, Т *v 10%, разреженной плазмы), цвизвние которой описывается уравнениями газовой динамики. Приводятся аргументы в пользу выбора (вблизи ЦО, г < 50пк) дозвукового течения мэжоблачной среды, удерживаемой в тотенциальной яма массигного звездного керна.

В этом случае зависимость скорости от расстояния имеет

лаксимум» в зоне ускрения облаков образуются широкие компоненты

трофилей эмиссионных линий (BLR), а в зоне торможения - их узкие

сомпоненты (NLR). При постоянной плотности межоблачной среды

мается простое аналитическое решение для скорости облаков о R dr

TT(R) = 2 A exp(-2BR)f езр(2В г)-» ,

RO г

'де rq начальное расстояние от ЦО, А и В - параметры.

В следующем параграфе (§5.3) численно интегрируется 1олее приближенные к реальным условиям уравнения движения »блаков. Здесь учтены зависимость плотности межоблачной среды от

расстояния, соответствующие изменения параметров облаков, изменения их прозрачности и др. факторы. В предполокешг постоянного штока массы облаков расчиташ профили эмиссионных линий, качественно соответствующие наиболее распространенному типу профилей линий АЯГ.

Двикение с замедлением в зоне образования узких линий обеспечивает соответствущую наблюдаемой (в большинстве случаев) корреляцию ширин запрещенных линий с критической плотностью и потенциалами ионизации. В предположении поглощения излучения в запыленной мекоблачной среде, расчитаны асимметричные профили запрещенных линий, близкие по форма к наиболее распространенной "синей" асимметрии.

Подчеркивается приближенный характер рассмотренной модели и формулируются некоторые положения более детальных и самосогласованных моделей. .

В частности, показана необходимость учета свечения внешних газовых оболочек звезд, образуемых как йследствие естественной потери их массы, так и (в особенности вблизи ЦО, в зоне образования широких линий) при стимулированном жестким излучением ЦО истечении вещества звезд.

В §5.5 исследуется проблема образования линий поглощения в квазарах с широкими линиями поглощения в спектрах (BAL oso), и формулируются основы теорьл образования таких спектров. Широкие линии поглощения образуются в газовых оболочках внутри АЯГ, в отличие от линий поглощения типа "лайман-леса", которые обязаны поглощению в межгалактической среде и в оболочках расположенных

на луче зрения галактик. Широкие линии поглощения обычно причудливо изрезаны, наблюдаются они лишь в 43 - 10)я> активных ядер, и до сих пор не существует общепринятой их интерпретации.

Предлагаемая авторам модель основана на анализе течения сплошной среды (или, быть может, многочисленных, с малыми оптическими толщинами облаков газа) под действием силы давления излучения в линиях. Существенно новым элементом является учет динамических эффектов взаимного перекрытия линий (line-looking) вследствие доплерозского смещения частот рассеивающих линий.

Соответствующая система уравнений содержит уравнение газовой динамики

dV/dr = (2а2/г -g + G^ + 0Q)/[V (1-(а/7)2] , (где V-скорость, а-скорость звука, g-ускорение тяготения ЦО, Gb и go - соответственно ускорение вследствие давления излучения в линиях и при комптоновском рассеянии),

□ такгге уравнения ионизационпого баланса для ионов, определяющих величину коэффициентов поглощения в линиях и уравнение для расчета спектральной плотности потока излучения ?(v,r).

В общем случае учет взаимодействия различных линий является весьма сложной проблемой [7], однако в рассматриваемой наш модели возмокны существенные упрощения. Источник континуума' считается точечным (радиальный поток излучения), геометрия течения несферической (диск либо направленная на наблюдателя зтруя), плазма сравнительно холодной и разревеной. Тогда глойно в гарвом приближении пренебречь функцией источников и учесть в

x(v,t) лишь убыль фотонов вследствие рассеяния.

Попадание частот рассеивающих линий в полосы поглощения воздействует на динамику течения плазмы, что в свою очередь сказывается на поглощеннии и ведет к образованию сложных профилей линий.

Численные решения указанной системы уравнений позволили получить модельные спектры с характерными особенностями наблюдаемых спектров bal qso, что свидетельствует о важной роли течений, управляемых давлением излучения в линиях, во многих объектах такого типа.

Анализ физических Свойств модели показывает, что, вероятнее всего, течение сплошной среды происходит за пределами района образования широких линий (BLR) и занимает лишь некоторую долю от полного телесного угла (скорее всего - в области, приближенной к аккреционному диску). Если ато верно, то BAL oso по физическим свойствам похожи на обычные активные ядра галактик, но наблвдаются в направлении, близком к плоскости аккреционного диска.

Таким образом, в образовании спектров активных ядер галактик участвуют различные подсистемы, и задача моделирования спектров требует решения большого коплакса проблем строенп и взаимодействия таких подсистем.

В Заключении приведены основные выводы работы.

Список основных работ по теет диссертации:

1.ВилысовнскиЙ Э.Я. Ядерный синтез многозарядных ионов в плазме -Доклада АНСССР,1970,Т.192,0.307-309.

2.Вильковискпй Э.Я., Обошэв С.О. Излучательная способность и темпвратурная структура корональной плазмы - Астрон. я ,1971,

. Т.48,С.747-522.

3.Вплысовиский Э.Я. Об источнике энергии квазаров и активных ядер галактик - Письма в ЛЗ, 1975,Ш, С.8-12.

4.Вильковиский Э.Я. Взаимодействия звезд с центральными объектами Астрон. цирк, 1975,Г> ,С.З-4.

5. Вплысовиский Э.Я. Интерпретация переменности сейфертовскнх галактик - Астрон.цирк.,1978,ШООО,с.4-7.

6.Впльковяский Э.Я. Взаимодействие галактик с центральными объектами и активность галакт.ядор - Астрон.п.,1978,Т.55.С.637.

7.Взлькоеиский Э.Я. Эволюция сверхзвезд, взаимодействующих со зввздеш галактик - Труда ДФИ АН КазССР,1979,Т.39.С.53-58.

8. Вплысовиский Э.Я., Обчшев С.О. Физические свойства корональных структур - 1979,Алма-Ата, Наука Каз.ССР.

9. Вплысовиский Э.Я. '¡оханизм нагревания звездного ветра звезд

ранних спектральных классов - Астрофизика, 1981,Т.17.С.309-315.

Ю.Вилысовпскпй Э.Я- Кондратьева Л.Н. ДамбовцоваЛ.В. Эволюционная последовательность моделей планетарных туманностей - Астрон.П. 1983,Т.60,С.332-337. ■

II.ВяльковискиЯ Э.Я. -Динамика облаков, образующих Емнссионные лшпш квази-звэздных объемов -Препринт ®АНСССР,1983,М17.

13.Вильковиский Э.Я.,Кондратьева Л.Н., Тамбовцева Л.В. О методе сопоставления наблюдаемых и расчетных параметр* планетарных туманностей - Астрон.цирк.,1934,Ж332,С.1-4.

14.Вилъковиский Э.Я.| Тамбовцева Л.В. Потеря массы звездами ранних спектральных классов - Астрон.цирк. ,1984,^51332,С.4-5.

15.Вильковиский Э.Я. Ускорение ионов в плазме потоком излучения . Астрон.цирк.,I98S,JH42B,С.1-2.

16.Вильковиский Э.Я. Физические свойства течения звездного ветра звезд ранних спектральных классов - Астрофизика,1987, Т.27,0.41-51.

17.Вильковиский Э.Я. Профили эмиссионных линий активных ядер галактик - Сообщения ОАО, 1987,JE50,100-102.

18.Вильковиский Э.Я. Динамика газовых облаков в активных ядрах галактик - Астрон.й.,I988,T.65.C.7I0-7I5.

19.VillcoviBkij E.Ya., Tambovteeva L.Y. The Line Soattering Рогв - in "Maes outflow", Ed.Bianoi and 0ilmozzi,I988,P.195-'

20.Вильковиский Э.Я. Тамбовцева Л.В. Динамика звездного ветра О-В звезд, 1988, в сб."Звезды типа ян и родственные объекты", Таллин,С.222-226.

21.Вильковиский Э.Я. Проблемы моделирования спектров активных ядер галактик -СооОщ.САО,I9B9,£61,с.3-4.

22.Нугис Т, Вильковиский Э.Я. Звездный ветер - Итоги "ауки

техники. Астрономия,1990,с.3-87.

23.V-,lkoviskij E.Ya., Tambovtseva L.V. Мавв lose of OB etars -In Theeie AU Konferenoe on Be etar-в,Алма-Ата,I990,C.II-I2.

24. VilkoviekiJ E.Ya., Tambovtseva I.V. Variability and the theoretioal apper limit of mass loss rate in OB Btars.-Astronomy and Astrophyв. Suppl. Ser.,1992,V.(in press). 25 Вильковиский Э.Я. Интерпретация спектра квазара 1303+308 -Письма в Астрон.Ж.,1990,Т.9.С.782-784.

26.Вильковиский Э.Я. Теория спектров квазаров о пирокиш линиями поглощения -Астрон.Н.,1Э91,Т.6,С.П50

27.Вильковиский Э.Я..Ефимов О.Н. Эволюционная модель ИК-излучения планетарных туманностей, Астрон.Н.,1992 (в печати). •

* а $

Автор благодарен коллегам за участие в совместных работах. Личный вклад в работы, выполненные в соавторство, состоит в постановка задач и участии в пх рэсзнии.

Цитированная литература.

1.Соболев В.В. Движущиеся оболочки звезд.Изд-во ЛГУ,1947г.

2.Соболев В.В. Астрон.Ж.,1957,Т.34.С.694.

3.Гуревкч A.B. НЭТФ,1961,Т.40.СЛ825.

4.Castor J.I., Abbot D.O., Klein R. Astrophys.J.,1975,V.195. P.157.

5.1ammers H.J.I.IÍ., Serruti-Sola И. and Perinotto El., ABtroph.J.,1987,V.314.P.726.

6.Нага Т. Progr. Thor. Phys.,1978,V.60.P .711.

7.Rybioki Q.B. .Ншотег D.G..Astroph.J.,1978,V.219.P.654.