Неустойчивое горение термоядерного топлива на поздних стадиях эволюции звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

I. Введение.

II. Глава I. Начальная фаза горения углерода в выроженных углеродно-кислородных ядрах.

§1. Эволюционный статус одиночных звезд с вырожденными С-0 ядрами.

II.I.I. Эволюция звезд с М ^ I.5 -8 М^до стадии горения углерода.

П.1.2. Энерговыделение при углеродном горении и нейтринные потери.

П.1.3. Роль фактора электронного экранирования.

§2. Роль УРКА-нейтринных потерь в тепловой эволюции С -0 ядра

§3. Конвективные УРКА-нейтринные потери на ранней стадии горения'углерода.

§4. Тепловая фаза углеродного горения.

III.

Глава Il'i Эволюция аккрецирующего белого карлика.

§1. Эволюция С-0 ядра и гелиевого ядра под действием аккреции /упрощенный вариант/.

I1.2.I.I. Случай аккреции С-0 ядром.

П.2.1.2. Эволюция гелиевого белого карлика под действием аккреции /упрощенный вариант/.

§2. Эволюция гелиевого белого карлика в двойной системе /численный анализ/.

§3. Проблема слоевых вспышек на аккрещрующих белых карликах.

§4. Возможные сценарии эволюции аккрецирующего белого карлика с учетом слоевых вспышек водорода и . гелия.

П.2.4.1. Аккреция гелиевым белым карликом.

П. 2.4.2. Аккреция С-0 карликом. 87 •

IV. Глава III. Термоядерные вспышки в оболочках аккрецирующих нейтронных звезд.

§1. Наблюдательные свойства барстеров.

§2. Размерностный анализ моделей барстеровСтерт. моядерных вспышек на поверхности аккрецирующих нейтронных звезд).

П. 3.2.1. Аккреция "холодной" нейтронной звездой.

П.3.2.2. Аккреция "горячей" нейтронной звездой.

П.3.2.3. Аккреция чистого гелия.

П.3.2.4. Источники ХВ 1608-522 и Сел. Х-4.

П.3.2.5. Модель транзиента с большим периодом повторения.

§3. Численные модели со стационарным слоевым источником. TI

П. 3.3.1. Метод счета. ИЗ

П.3.3.2. Роль сильного магдатого поля.

П.3.3.3. Эффекты увеличенного содержания элементов•группы

CW О и роль нейтронно-индуцированных реакций.

У.Глава 1У. Термоядерная модель барстера /численный анализ/.

§1. Горение термоядерного топлива в вырожденных оболочках нейтронных звезд / без учета аккреции/.

П.4.1.1. Метод счета.

П.4.1.2. Результаты расчетов.

§2. Однозонное приближение для анализа вспышек на аккрецирующих нейтронных звездах.

П.4.2.1. Постановка задачи /однозонная модель/.

П.4.2.2. Результаты расчетов.

§3. Орбитальные периоды и термоядерная модель барстеров.

У1 Глава У. Высокотемпературное горение водорода К- - р / процесс.

§1. Результаты расчетов кинетики горения с р = сх>и&£

§2. Кинетическая схема для высокотемпературного горения водорода.

За последние десятилетия, благодаря развитию вычислительной техники, эволюция звезд / в сферически-симметричном приближении/ различных масс изучена достаточно хорошо. Согласно современным представлениям эволюция звезд - это ее ядерная эволюция, где пепел предыдущего горения становится топливом для следующего. Первое существенное ядерное топливо - водород. Горение водорода является одним из главных ядерных процессов в эволюции звезд с массами больше чем 0.01 М0. Как показывают многочисленные исследования,процесс горения водорода в одиночных звездах происходит спокойно.

Горение следующего топлива - гелия - зависит от массы звезды. Если масса звезды на Главной Последовательности заключена в пределах от 0.7 до 2.5 Mq, то после выгорания водорода в центре и образования гелиевого ядра, тепловая эволюция ядра происходит по конвергентному треку [ 1,2 J . Основными источниками охлаждения ядра являются объемные нейтринные потери и потери за счет1 диффузии излучения, а нагрев определяется сжатием ядра за счет увеличения массы ядра. На этой стадии светимость звезды в основном определяется энерговыделением в водородном слоевом источнике. Звезда является красным гигантом с вырожденном гелиевом ядром, водородным слоевым источником и протяженной водородно-гелиевой оболочкой. Когда МНе~

0.45 Mq, происходит гелиевая вспышка. Вопрос о том, к чему ведет эта вспышка, пока еще открыт. В традиционных исследованиях гелиевой вспышкиГз - в] были сделаны четыре важных /но очень упрощающих/ предположения: I. гидростатическое равновесие сохраняется во время развития тепловой неустойчивости^. конвективный перенос энергии адиабатический,3. конвективная область мгновенно и однородно перемешена^4. не учитывалась роль проникающей конвекции, исследования, проведенные Эдварсом [9] иВикетт[ю], с учетом-модели динамической конвекции показали, что гелиевая вспышка в ядре приводит к потере гидростатической устойчивости и полному разрушению ядра. Дэпрее[н], Дэпрее и Коль[12,13] , Коль и Дэпрее|.14,15] показали, что счетом динамической конвекции и с использованием двумерного кода, конечная судьба звезды зависит от структуры звезды в тот моменту когда конвекция не способна дальше контролировать тепловую неустойчивость. Пока еще нет однозначного представления о конечной судьбе звезды. Возможно, что гелиевая вспышка приводит к потере массы и звезда перемещается на голубой конец горизонтальной ветви с массой ^ 0.5 Мф[1бЗ.

Дцерная эволюция звезд с массами от 2.5< М / 8 / без учета потери массы / заканчивается загоранием углерода в центре. Более подробно об эволюции таких звезд будет сказана в Главе I §1 настоящей работы.

Эволюция звезд 8 < м/ М0 <15 / снова без учета потери вещества из оболочки / проходит через водородное, гелиевое и углеродное горения, которые имеют место в невырожденных условиях. Дальнейшая эволюция зависит от массы. Так например,звезда с М = 9 Mq [l7l испытывает неустойчивое горение неона, а звезда с М = 10 Mq [181 потеряет свою внешнро оболочку за счет нецентральных взрывов неона. Изучая роль электронных захватов на Mg , японская группа под руководством профессора Сугимото [ 19 -22] показала, что такие захваты приводят к квазидинамическому коллапсу еще до начала горения кислорода. Дальнейшее горение кислорода в дефлаграцион-ном режиме также не останавливаем коллапс. По всей вероятности такие звезды заканчивают свою эволюцию как нейтронный звезды.

Более массивные звезды / М >15 М0/ способны эволюционировать до образования железного ядра. В рамках одномерного приближения, к сожалению, пока еще не было найдено, что коллапс таких железных ядер сопровождается выбросом массы; наоборот, реализуется случай "тихоро коллапса" / подробнейшие исследования этого вопроса были проведены Надежиным[23], Имшенником и Надежиным[24]/.

Используя двумерный код?Мюллер и Арнетт С 25] однако показали, что для этого случая возможен7 выброс массы. К такому же выводу пришли Боденхеймер и Вуслей [2б1.

Теория эволюции звезд различных масс должна нам дать ответ на вопрос - что является окончательным продуктом эволюции звезд той или иной массы? В принципе, в рамках эволюционных сценариев для звезд с различными массами необходимо получить сведения, удовлетворяющие наблюдательным данным об образования белых карликов, нейтронных звезд , сверхновых звезд , черных дыр. Задача эта безусловно очень трудна. Одним из наиболее интересных вопросов- современной теории эволюции звезд является вопрос - какие звезды окончиваюг свою эволюцию как сверхновые звезды? Масштабность явления сверхновой звезды безусловно впечаляла людей^ начиная с: глубокой древности до наших дней. В настоящее время сверхновым звездам посвящено огромное количество исследований / укажем только несколько обзорных статвей, которые были опубликованы за последние несколько лет: Шкловский [27], Тримбл[28], Имшенник и Надежны [241, Сугимото и Номото[22], Симпозиум по сверхновам I типа в Техасе [29] и симпозиум НАТО 81 [301 и т.д.)

Основным является вопрос, что является причиной, вызывающей взрыв сверхновой звезды ? В 1952 г. МестеломГ31] было указано, что в звездах, в которых давление определяется давлением идеального газа, потери энергии с поверхности уравновешиваются выделением энергии запечет.ядерных реакций. Это легко показать, используя теорему ви-риала: 3( ор - - , где X/- внутренная энергия, XX - гравитационная энергия, r^ = Ср / cv - показатель адиабаты. Полная энергия звезды Е = U + 12. , отсюда Е = - (3^ - 4)1/ , при г^ >4/3 (полностью ионизованный газ^ если ядерное энерговыделение превышает потери с поверхности, увеличение энергии приводит' к расширению и , соответственно, уменьшению температуры. Из-за высокой чувствительности ядерного энерговыделения к температуре, падает также энерговыделение и достигается новое состояние теплового равновесия.

Ситуация совершенно иная, если нарушение теплового равновесия происходит в вырожденном веществе. В вырожденном веществе кТ; /£Р - энергия ферми электронов / и Ре >> Р^ , где Ре и Р^ - электронное и ионное давления соответственно. Если в белом карлике производство энергии превышает потери с поверхности , то off не может расширяться и охлаждаться, а выделяющаяся ядерная энергия идет преимущественно на увеличение тепловой энергии ионов, что в свою очередь способствует ускорению ядерных реакций из-за сильной зависимости ядерных реакций от температуры. Грубо говоря^ белый карлик начинает "чувствовать" изменение тепловых условий, когда Ре~Р,; ^ т.е. Т = Тр / Тг - температура вырождения для данной плотности /. Эта темпертура может быть высокой, из-за чего характерное время ядерного горения мало5 и за короткое время выделяется огромное количество энергии. Такой механизм - горение термоядерного топлива в вырожденном веществе - впервые был предложен Хойлом и Фаувером132] для объяснения вспышек Сверхновых I типа.

Как мы уже указывали, в ходе эволюции звезд с массами М ~ 2.5 - 8 Mq на поздних стадиях в центре возникает вырожденное углеродно-кислородное ядро, т.е. такие звезды могут быть кандидатами в предсверхновые звезды.

Следующее, по масштабности,явление в звездном мире - взрывы новых звезд. Еще в 1947 г. Гуревич и Лебединский [33-353 выдвинули интересную гипотезу, согласно которой явление новых звезд связано с термоядерном горением во внешних областях звезд. Анализ наблюдательных данных для катаклизмических переменных привел КрафтаСЗб^ к важному выводу, что неустойчивые явления происходят^ по всей вероятности., на аккрецирующих белых карликах / в двойных системах/. Здесь возможны две альтернативы: I. неустойчивость возникает в процессе аккреции / неустойчивость дисковой аккреции / 2. в аккреци-руемой оболочке возникают условия для загорания термоядерного топлива. Вопросы дисковой аккреции на компактный объект / нейтронная звезда или черная дыра / разрабатывались многими авторами. В СССР пионерские работы в этой области проводились под руководством академика Зельдовича и его сотрудников / Зельдович и Новиков [.37], Сюняев [38]/. Вопросы аккреции на белый карлик изучались в работах Горбацкого [39] , 0саки[40], Бат [41,42]. Мы не будем здесь подробно останавливаться на вопросах аккреции?так как этот, безусловно интереснейший раздел современной астрофизики, позволяющий объяснить многие наблюдательные проявления катаклизмических переменных и рентгеновских источников, находится за пределами основной; темы настоящей работы. Нас интересует вторая альтернатива,,т.е. возможность горения термоядерного топлива в вырожденном вещевтве акк-рецируемой оболочки белого карлика. В настоящее время модель термоядерного взрыва вещества на поверхности белого карлика для объяснения наблюдательных проявлений новых звезд общепринята [43].

В 1975 г. был открыт новый класс рентгеновских источников -- барстеры. Наиболее интересный наблюдательный факт для этих источников был замечен Мараски и Кавалиером [44]и заключался в том, что соотношение усредненной по времени постоянной рентгеновской светимости к усреденной светимости в вспышке,т.е. величина о(. = = L ^ / < L.6 ^ находится в следующих пределах 20 ^ oL £ 500 . С другой стороны, если принять, чтсЦтостоянная рентгеноская светимость обеспечивается аккреционным механизмом, а кратковременные рентгеновские вспышки связаны с термоядерном взрывом, то соотношение cL = G- Н А Я с2 » 150 С М / *о)(Ъ/10 m)~X>i /Ю"3)

-Ч г для горения чистого гелия ^ 10 т.е. d* у 150 ^М =1 Мф ,

R. =10 км). Пожалуй именно этот факт стал решающим для создания термоядерной модели барстеров. Не удивительно, что первоначально термоядерное выделение энергии в оболочках нейтронных звезд не принималось всерьез,так как по сравнению с огромным энерговыделением за счет аккреции ^150 Мев/нуклеон> выделение энергии в термоядерном процессе мало ~ I - 7 Мев/нуклеон.

В настоящее время в литературе обсуждаются еще модели мягких транзиетов, связанные с горением толстой водородно- гелиевой оболочки или гелиевой оболочки. Также ^ - источники пытаются связать с термоядерными процессами на полюсах аккрецирующих нейтронных звезд.

В настоящей диссертации основное внимание уделено двум вопросам: I. моделям предсверхновых - вырожденным углеродно-кислородным ядрам /карликам / и гелиевым карликам;2. моделям рентгеновских барстеров. ЦЕЛЬ РАБОТЫ

1. Изучить тепловую эволюцию вырожденного углеродно-кислородного ядра с учетом дополнительных механизмов охлаждения /УРКА нейтринных потерь/.

2. Изучить роль конвекции в тепловой фазе горения углерода в вырожденных С-0 ядрах.

3. Изучить эволюцию вырожденных С-0 и гелиевых карликов в ходе аккреции.

4. Построить модель рентгеновских барсеров.

5. Изучить кинетику ядерного горения водорода и гелия в высокотемпературных условиях.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА.

1. Проведены исследования роли УРКА нейтринных потерь /как тепловых так и конвективных / на тепловую эволюцию ядра. Впервые показано, что конвективные УРКА нейтринные потери могут изменять тепловую эволюцию углеродно-кислородного ядра.

2. В рамках простого анализа показано, что в ходе аккреции возможно образование массивного углеродно-кислородного или гелиевого карлика, физические характеристики которых существенно зависят от величины темпа аккреции М. Показано, что такие карлики могут быть потенциальными кандидатами в сверхновые I типа.

3. Впервые проведен полный расчет аккрецирующего белого карлика /гелиевоп> / и показана возможность взрыва массивного карлика с энерговыделением,близким к энерговыделению при вспышке сверхновой звезды.

4. На основе простого анализа физических условий в оболочке аккрецирующей нейтронной звезды исследованы возможные режимы горения термоядерного топлива в условиях "холодной" и "горячей" нейтронных звезд. Впервые показано, что горение водорода в аккрецирующей оболочке нейтронной звезды может привести к поджогу гелия, который существенно изменяем весь последующий процесс горения.

5. Предложено простое однозонное приближение для анализа процесса аккреции на нейтронную звезду и последующей вспышки.

6. Проведены расчеты кинетики горения водорода и гелия в условиях высоких температур и плотностей. Показано, что характерное время истощения водорода в высокотемпературном режиме зависит от суммы времен распадов наиболее нейтронно-дефицитных изотопов. Найдено, что окончательный химический состав при высокотемпературном горении водорода зависит от начального химического состава,т.е. от содержания гелия перед началом горения.

НАУЧНАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ.

Впервые , на основе простого модельного анализа , было показано , что конвективные УРКА нейтринные потери могут стабилизировать горение углерода в вырожденных С-0 ядрах. Исследования начальной фазы /тепловая фаза вспышки/ горения углерода показали , что конвективный перенос энергии является по всей вероятности одним из главных механизмов, определяющих скорость движения дефлаграционного фронта горения.

Впервые было показано, что в аккрецирующих белых карликах гелиевых и углеродно-кислородных/ физические условия существенно отличаются от условий, имеющих место в одиночных звездах с вырожденными С-0 и гелиевыми дцрами. В зависимости от темпа аккреции возможно образование массивной гелиевой или углеродно--кислородной звезды. Горение термоядерного топлива в таких звездах может привести к взрыву сверхновых звезд. Предложенная модель аккрецирующего белого карлика как возможного кандидата в предсверхновую в настоящее время общепринята. Результаты первых двух глав использовались и могут быть использованы для разработки термоядерной модели сверхновых звезд.

На основе простого анализа /размерного/ удалось понять^как происходит горение термоядерного топлива в оболочках аккрецирующих нейтронных звезд. Полученные основные временные и энергетические характеристики удовлетворительно согласуются с данными наблюдений барстеров. Высказано предположение, что некоторые рентгеновские транзиенты могут быть следствием взрыва массивной оболочки нейтронной звезды. Предложено простое однозонное приближение для прослеживания процесса аккреции и последующей вспышки с учетом ядерной кинетики вплоть до хрома. Выдвинуто предположение, что радиоактивная оболочка, которая образуется после вспышки, может изменять тепловые условия во вновь аккрецируемом слое и тем самым менять характеристики вспышки.

Исследования условия горения водорода в оболочках нейтронных звезд показали, чтоввысокотемпературном режиме происходит уход от основного CN0 цикла и процесс горения протекает посредством реакции и (Ь+ -распадов до элементов группы железа. ХаракпЛ терное время истощения водорода зависит от времен р-распадов наиболее нейтронно-дефицитных элементов.

Выводы Главы У

1. Мсследоано горение водорода и гелия в высокотемпературном режиме. Найдено, что в этом случае процесс истощения водорода протекает через наиболее нейтронно-дефицитные изотопы и время истощения определяется в основном суммой характерных времен распадов этих элементов.

2. Показано, что окончательный химический' состав зависит в расчете как от содержания гелия, так и от выбора последнего элемента в кинетической схеме.

3. Расчеты показывают , что после выгорания основной части термоядерного топлива остается возможно некоторая доля несгоревшего водорода или гелия. Это несгоревшее топливо может иметь важное значение для объяснения коротких интервалов мжду вспышками

Заключениа.

В. последние десятилетия,, благодаря развитию вычислитель-нож техники, современная теория эволюции звезд развивалась достаточно быстро. В рамках одномерной постановки задачи мы имеем достаточно стройную картину эволюции звезд, начиная с ее конденсации из межзвездного вещества и кончая взрывом сверхновой звезды»

Ясно, однако, что для более: полного понимания»,как действительно происходит эволюция звезд,в расчетах необходим учет как вращения так и магнитного поля , т.е. требуется провести двух- или трехмерные вычисления. Первые шаги в этом направлении уже сделаны- Необходим также более корректный учет конвективного переноса энергии.

Наблюдательные аспекты эволюции звезд обычно проявляются при изучении целых групп звезд / например, рассеяных или шаровых скоплении / и поэтому современная эволюция может создать только коллективный портрет звезды. Единственное исключение - это звезда FG-Scjc., которая может служить в качестве пробного камня , для подЬерждения некоторых выводов поздних, стадий эволюции звезд.

Еще не до конца изучены все возможности аккреции на вырожденный карлик. Еще нет ответа, как происходит эволюция С-0 или гелиевого карлика;- при аккреции углерода или гелия.

Для более полного понимания, как происходит вспышки на аккрецирующих нейтронных звездах, необходимы расчеты серии вспышек с учетом выгоревшей оболочки, чтобы решать, достаточно ли хорошо мы понимаем, что происходит в барстерах.

Многие вопросы настоящей диссертации были решены в сотрудничестве с польскими учеными / т рамках проблемной комиссиж. "Физика и эволюция звезд* / ж финскими учеными / совет ско-- финского, сотрудничества по астрономии/. Рад работ был сделан со вместно с А.В.Тутутковым ж А.Д.Кудряшвом. Роль соавторов равноценна

В заключении мне хотелось бы выразить глубокую благодарность и признательность А.Г.Масевич за постоянную поддержку, а очень благодарна сотрудникам сектора астрофизики Астросовета и „ особенно,, моим соавторам за многочисленные обсуждения и помощь в работе. Среди ник А.В.Тутуков, А.Д.Кудряшов, Н.Н.Зугай, Е.М.Попова, Л.Р.Юнгельсон, В.С.Стрельницкий» а'м.Хохлов, Б.М.Шус-товА*А.Памятных, ж др.

1. Kozlowski М., Paczynski В. "Linear series of stellar models Y Hydrogen-helium stars of 0.6, 0.7*1* 1.5*2,3 and 5 MQ1. Acta Astr. 321-331* 1975

2. Iben I.Jr. "Post main sequence evolution of single stars" Annual Review Astron. and Astrophys. 1.2, 215-257* 1974

3. Schwarzschild M,, Harm R., "Red giants of population II.II Asrtophys. J. 158 166, 19624» Harm R. , Schwarzschild M., " Red giants of population II. Ill

4. Astrophys. J., 139. 594-602, 1964 5» Harm R*, Schwarzschild M#, "Red giants of population II.IY" Astrophys. J.r 1Д5* 496 505, 1966

5. Iben I.Jr., "Stellar evolution YII. The evolution of a 2.25 M star from the main sequence to the helium burning phase" Astrophys. J650 664* 1967

6. Thomas H.C., "Sternentwicklung YIII. Der Heium flash bei ei-nem Stern von 1.3 MQ " Z. Astrophys» 6J* 420 -455* 1967

7. Thomas H.C., "A polytropic model for the helium shell flash" Astrophys. Sp. Sci. 6, 400-415 * 1970

8. Cole P.W., Deupree R.G., The core helium flash with two-dimensional convection", Astrophys. J., 284 -293, f980

9. Cole P.W., Deupree R.G. , "The violent phase of the core helium flash" Astrophys» J. 247. M6 359, 1981

10. Koester D., Weidemann V., "Massenverteilungsfunktion fur Weise Zwerge" Mitt. Astron. Ges. p.263, 1978

11. Weaver Т., Axelrod T., Woosley S., "Type I Supernova models vs. observations" Proceedings of the Texas workshop on type I Supernova " 113 -154, 1980

12. Woosley S., Weaver Т., Taam R.E., "Models for type I Super-novae" in Proceedings of the Texas workshpp on type I Su-pernovaes , 96 121, 198019» Miyaji S., Nomoto K. f Yokoi K., Sugimoto D., "Supernova triggered by electron captures" PASJ 303 -331, 1980

13. Sugimoto D., Homoto K., Presupemova models and supernmrae" Space Sci. Review® 25., 155 -216, 1980

14. Надежны Д.К., Гравитационный коллапс, нейтринное излучение и вспышки сверхновых звезд " Докторская диссертация , Москва,1983

15. Supernovae* A survey of current research • Proceedings of the Advanced Stgdy Institute, 1981

16. Mestel L., "On the theory of white dwarf stars2 I. The energy sources of white dwarfs". MNRAS 1Д2Г 589 -601, 195232# Hoyle SV, Fowler W.A., Nucleosynthesis in Supernovae", Astrogh phys. J,, 132.» 565 573, 1960

17. ГУревич Л.Э., Лебединский A.M., "Взрывы в звездах, обусловленные ядерными реакциями как возможная причина вспышек новых исверхновых звезд", ДАН У1, 25 -27, 1947

18. Sunuyaev R.A., "Theory of accretion", Proceedings of Пае international school of physics "Emico Fermi" Course LXY "Physics and Astrophysics of Neutron Stars and Black Holes"697 ISO, 1975

19. Рорбацкий В.Г., "Новоподобные и новые звезды", Москва "Наука .197540» Osaky Y#, A mechanism for outbursts of U Gem stars"., Astrophy J., 162, 621-632, 197091 • Bath G.T., Periodicities and disks in dwarf novae" r Nature Phys. Sci. 2£6, 84-87, 1973

20. Paczynski B.E., "Evolution of single stars Y. Carbon ignition in population I stars. Acta Astron. 21., 271 -280

21. Astrophys. J., 1Д2, 483-491, 1974 56# Paczynski B.I., "Core mass-interflash period relation fordouble shell source stars", Asrtophys.J., 202, 558-561. 1975 57. Ergma E.V., Vilhu 0., "Carbon shell flash in a 9 M star"

22. Schatzman E., J.Phys.Rad. 46 -53, 194371* Salpeter E.E., Electron screening and thermonuclear reactions Austral.J. Phys, X, 373 -389, 1954

23. Salpeter Е.Ж., Van Horn H.M., "Nuclear reactions rates at densities", Astrophys.J., 183 -201, 1969

24. Paczynski B.E., "Carbon ignition in degenerate stellar cores" Ap. Letters Ц, 53-56, 1972

25. Paczynski B.E*, URCA process in convective stellar core", Ap. Letters 15* 147-149* 1973

26. Paczynski B.E., "URCA process and the evolution of carbon stellar core", Acta Astr. 1 -36, 1973

27. Ergma E.V., Paczynski В.Е», "Carbon burning with convective URCA neutrinos", Acta Astr. 6r 1974

28. Bruenn S*W., "Thermal consequences of the convectively driven URCA process"* Astrophys. J. L1-5- L127, 1973

29. Bruenn S.W., "pn the possibility of neutron star formation in carbon detonation supemovae" * Astrophys. J., 186. 1157 -1173* 1973

30. Couch R.G., Arnett W.D., "Some effects of URCA reactions upon degenerate carbon burning", Astrophys.J. 180. L101-L106, 1973

31. Couch R.G., Arnett W.D., "Qarbon ignition and burning in degenerate stellar cores", Astrophys.J., 196» 791-803* 1975

32. Bruenn S.W., "Thermonuclear detonation and beta-induced reim-plosion of dence stellar cores", Astrophys. J. Suppl. N 207, 283-318, 197299* Arnett W.D., "Explosive ignition of carbon in stars of intermediate mass", Nature 219. 1344-1346, 1968

33. Arnett W.D., "A possible model of supernovae. Detonation of C12 % Astrophys. Sp.Sci. 180-212, 1969

34. Ivanova L.N., Imshennik V.S., Chechetkin V.M., "pulsation regime of the thermonuclear explosion of a star's dense carbon core", Astrophys. Sp.Sci. 211 477-495, 1974

35. Иванова JI.H., Пшенник B.C., Чечеткин B.M., Физическая постанов ка задачи о термоядерном взрыве вырожденного углеродного ядра звезды , Астрон. ж. 54, 354-366, 1977

36. ЮЗ * Иванова JI.H,, Имшенник B.C., Чечеткин В.М., " Численные расчеты термоядерного взрыва вырожденного углеродного ядра звезды Астрон.ж. 54, 661 -673, 1977

37. Npmoto К., Sugimoto D., Neo S., "Carbon deflagration Super-novae, an alternative to carbon detonation", Astrophys. Sp. Sci. Лг L37-L42, 1976

38. Gunn J.E., Ostriker J.P., "On the nature of pulsars III Analy sis of observations", Astrophys. J., 979-1002, 1970

39. Davies J.G., Lynn A.G., Seiradakis J.H., "The galactic dlstri bution of pulsars", MNRAS 1J2, 635-647, 1977

40. Lande K.f Stephens W.35., "Rate of stellar collapse in the Galaxy", Astrophys. Sp.Sci. 169-178, 1977

41. Taylor J.H.y Manchester R.N., "Galactic distribution and evolution of pulsars", Astrophys.J., 21£, 885-893, 1977

42. Barkat Z., Buchler J.-R., Wheeler J.O., "Beta processes in exploding stars", Ap.Lett, 8, 21-26, 1971

43. Buchler J.-R., Wheeler J.C., Barkat Z., "Thermonuclear detonations in evolved stellar cores", Astrophys.J., 167.465-478 1971

44. Mazurek T.J., Meier D.L., Wheeler J.C., "Inherent problems of detonation formation in the cores of 4-8 M^stars" Astrophys, 0. 212, 518-526, 1977

45. Иванова Л.Н., Имшенник B.C., Чечеткин B.M., "Структура дефла-грационного фронта горения углерода в вырожденных ядер звезд" ПАЖ 8, 17 25, 1982122. ^ерштейн С.С., Импенник B.C., Надежны Д.К., Фоломешкин- В.Н.,

46. Хлопов М.Ю. Чечеткин В.М., Эрамжян Р.А., "Перенос энергии и импулса нейтринным излучением в оболочках коллапсирующих звезд и взрывы.Сверхновых * ЖЭ® 69, I473-1483, 1975

47. Змитренко H.B., Имшенник B.C., Хлопов М.Ю., Чечеткин В.М., "Нейтринный механизм распространения термоядерного горения ввырожденных ддрах звезд" ЖЭТФ 75, II69-II76; 1978

48. Эргма Э,В., Кудряшов А.Д., Щербатюк В.А., "Тепловая фаза вспышки горения углерода в вырожденном углеродно-кислородном ядре" Астрон. ж., 983-991, 1976

49. Kudrjashov A.D., Scherbatyuk V«A., Srgma S.V., "The effect of convection on the process of carbon burning in a degenerate core", Astrophys. Sp.Sci. 66, 391-400, 1979

50. Canuto V., "Electrical conductivity and conductive opacity of a relativistic electron gas", Astrophys.J., 25%, 641-653, 1970

51. Фаулер У., Хойл Ф., "нейтринные процессы и образование пар в массивных звездах и сверхновых" "Мир" , Москва, 1967

52. Эргма Э.В., Кандитатская диссертация "Физические процессы в конвективных оболочках звезд" Москва, 1972

53. Дробышевский Э., Эргма Э.В., "О величине магнитного поля генерируемого в А звездах кориолисовой ЭДС", Астрон. ж., 53, 1338-1340, 1976

54. Эргма Э.В., Памятных А.А., "Конвективные доны и истощение лития в звездах типа Солнца " Научные информации Астросовета 20, 71-85, 1971

55. Ulrich R.K.r "Convective energy trasport in stellar atmospheres I. A cpnvective thermal model", Astrophys.Sp.Sc. X» 71-87 1970

56. Эргма Э.Вэ, "Нелокальная модель конвекции для звездных яболочек

57. Научные информации Астросовета 23, зз -46 , 1972

58. УД., "Строение оболочек красных сверхгигантов при учете нелокальности конвекции" Научные информации Астросовета 21,51.57,1972

59. Massevutch A.G., Tutukov А.В., "Evolution of star® with M> 8MQ

60. Proc. of the IAU Symp. Й66 "Late stages of stellar evolution" p. 73-92, 1974

61. Villere K.R. , "A helium flash with superadiab atic convection Ph. D. Thesis University of California , 1976

62. Bohm-Vi tense E., Uber die Was®erstoffkonvektianszone in Ster-nen verschAedener Effektivtemperaturen und Leuchtkrafte"

63. Z. f. Astrophys. 46 . 108-143, 1958' <. л « 1 a

64. Iben I.Jr. "Cepheids, presupernovae and the С U , О reaction " Astrophys. J., 1J8, 433-441, 1972

65. Иванова JI.H., Чечеткин B.M., "Коллапс железных вырожденныхядер звезд и модель сверхновых" Астрон. ж. 58, 1028 -1039, 1981

66. Хохлов A.M.,"Волны горения при взрывах сверхновых и некоторне: вопросы нуклеосинтеза" Кандидатская диссертация , москва 1983

67. Colgate S.A., МсКее С., Early supernova luminosity u Astrophys. J., 151, 623-632, 1969143» Arnett W.D., "On the theory of type I Super novae", Astrophys. J.r 2^0, L37-L42, 197Э

68. Meyerott R.E. r "A radioactive excitation source model for the late time spectra of type I Supernova", Astrophys. J. 239. 257-268, 1980

69. Colgate S., Petschek A., Kriese J.D., "The luminosity of type I Supemovae", Astrophys. J., 2Д2, L81-L87r 1980146 . Chevalier R.A., "Exploding white dwarf models for type X Supernova»", Astrophys. J., 246. 265-274, 1981

70. Holt S.S., McCray R., "Spectra of cosmic X -ray sources", Annual R views of Astronomy and Astrophys, 20, 35 -56

71. Wu C.C., Leventhal M., Sarazin 0., Gull T.R., "High velosity iron absorption lines in supernova remnant", Astrophys. Ii. 269. L5-L9, 1983149« Walker M.P., "Nova DQ Her (1934) an eclipsmng binary with very short period", PASP 66, 230-232, 1954

72. Hartwick F.D.A., "A model for type I supernova", Nature Phys. Sci» 237. 137. 1972

73. Iben I.Jr., Whelan J., "Binaries of supernovae of type I", Astrophys. J, !85, 1007-1012, 1973

74. Canal R., Schatzman E., "Non explosive collapse of white dwarf Astron. Astrophys. 46, 229-235, 1976

75. Hubbart W.B., Lampe M."Thermal conduction by electrons in stellar matter", Astrophys. J., Suppl. J8, 297-346, 1969

76. Rood R.T., "Metal poor stars IY. The evolution of red giants Astrophys.J. 177. 681-693, 1972

77. Giarmone P., Weigert A., "Snjswicklung in engen Doppelstem-systemen III. The onset of hydrogen burning near the surface of a white dwarf of increasing mass", Z.P. Astrophys. 6£, 41- 67, 1967

78. Schwarzschild M.,Harm R., "Thermal instability in non-degenerate stars", Astrophys. J., 142555 855-864, 1965

79. Rose W.K., "A model for the nova outburst", Astrophys. J., 152r 245-253, 1968

80. Starrfield S., "On the cause of the nova outburst", MNRAS 152 . 307-323, 1971

81. Редко бородый 10. H., "Эволюция белого карлика при аккреции богато г го водородом вещества I Астрофизика 8, 393- 405, 1972

82. Редкобородый Ю.Н., Эволюция белого карлика приаккреции богатого водородом вещества II Астрофизика 8, 261 -283, 1972

83. Team R.E., Paulkner J., "Ultrashort period binaries III The accretion of hydrogen onto a white dwarf of 1 Мф" Astrophys. J.r 435 -440, 1975

84. Paczynski,B#E.r Zytkow A.f "Hydrogen shell flashes in a white dwarf with mass accretion", Astrophys.J., 222. 604- 613, 1978

85. Sion B.M., Acierno M.J., Tomczyk G., "Hydrogen shell flashes in massive accreting white dwarfs", Astrophys.J. 230. 832-841, 1979

86. Nomoto K., Nariai , Sugimoto D., "rapid mass accretion onto white dwarfs and formation of an extended envelope", in IAU Symposium 88, "Close binary stars Observations and interpretations, p.139, 1980

87. Fujimoto M.Y., "A theory of hydrogen shell flashes on accreting white dwarfs II The stable shell burning and the recurrence period of shell flashes", Astrophys.J., 257. 767-779, 1982

88. Sugimoto D., Miyaji S., "Generalized theory of shell flashes and accreting white dwarfs", in IAU Symposium t01, Fundamental theory of stellar evolution ", p191-206, 1981

89. Koester D., "Virial theorem energy content and M-R relation for white dwarfs", Astron.Astrophys. 289-293, 1978

90. Sanders R.H., "s-process nucleosynthesis in thermal relax-tiom cycles", Astrfcphys.J., 1^0, 971-979, 1967

91. Iben I.Jr., "On intermediate-mass single stars and accreting white dwarfs as sources of neutron-rich, isotopes", Astrophys. J., 2£3f 987-1003f 1981

92. Mazurek T.J., "Binary helium dwarf supernova", Astrophys.Sp. Sci. 2^, 365-383, 1973

93. Canal R,, Isern J., "Collapse of white dwarfs in close binary systems", In IAU Colloq. 53 "White dwarfs and variable degenerate stars ", 52-56, 1979

94. Canal R., Isern J., Labay J., "Carbon oxygen white dwarfs supernova models", Supernovae; a survey of current research 215-221, 1981

95. Canal R., Isern J., Labay J., "A new model for white dwarf supernovae", Nature 296. 225-226, 1982

96. Fujimoto M.Y., Sugimoto D., "Helium shell flashes and evolution of accreting white dwarfs", Astrophys.J., 25Jr 291-303, 1982

97. Fujimoto M.Y, Taam R.S., "On the secular evolution of accreting white dwarfs and type I supernovae", Astrophys.J. 260. 244-253,1982,

98. Taam R.S., "Helium runaways in white dwarfs", Astrophys.J., 237. 142-153, 1980

99. Taam R.S,, "Thermonuclear runaway in WD""Ip.Leit. 47 -51

100. Taam R.S,, "The long term evolution of accreting carbon white dwacfs", Astrophys,J,, 2^2, 749- 758, 1980

101. Nomoto K,, "White dwarf models for type I supernovae and quiet supernovae evolu and presupernovae evolution", Space Sci. Reviews 2J, 563-570, 1980

102. Lewin W.H.G., Joss P.S., "X ray bursters and the X ray sources of the galactic bulge", Space Sci. Rev. 28, 3-Ю2, 1981

103. Grindlay,J., Heise J., IAU0 2879, 1975

104. Belian R.D., Conner J.P., Evans W.D. , "X ray bursts from region in the constellation Norma", Bui.Am.Astron. Soc. 8, 396r 1976

105. Fabbiano G., Branduari G., "X ray bursters and "soft" X ray transients: different phenomena from the same objects" Astrophys. J., 22£, 294 -301, 1979

106. Lewin W.H.G., Hoffman J.A., Doty J., Hearn D.R., Clark: G.W., Jernigan J.G., Li F.K., et.al. "Discovery of X ray bursts from several sources near the galactic centre", MNRAS 177. 83P-93P, 1976

107. Matsuoka M., "Properties of X-ray bursts", Symposium on Space Astronomy, Japan 1980

108. Murakami T., Inoue H., Koyana K., et al "Properties of X -ray bursts from an X-ray transient 1608-522 Astrophys, J., 240. L143-L146, 1980

109. Marshall H»L,, Ulraer M,, Hoffmann J.A.r Doty J,, Lewin W.H.G., "further analysis of SAS 3 observations of the rapid burster (MXB 1730-533) Astrophys.J., 222, 555-561, 1979

110. Clark G.W., Li F.K., Canizares C.R,, Hayafcawa S., Jernigan ©., Lewin W.H.G., "Purter observations of recurrent X-ray bursts from the globular cluster NGC 6624", MNRAS Г£Э, 651-659,1977

111. Inoue H., Makishima K., Ohahsi T et.al./'Discovery of two new X-ray burst sources in Globular cluster Ter 1 and Ter 5 Astrophys. J., 247. L33-L37, 1981

112. Paradijs J. "On the persistant emission from X-ray burst sources and the nature of galactic bulge X-ray sources", Nature 280. 375-379, 1979

113. Lamb D.Q., Lamb Р.К., "Nuclear burning in accreting neutron stars and X-ray bursts", Astrophys.J., 220, 291-399, 1978

114. Swank J.H., Becker R.H., Boldt E.A., Holt S.S., Pravdo S.H., Serlemitos P.J., "Spectral evolution of a long X-ray bursts" Astrophys.J., 212, L73- L77, 1977220. van Paradijs J., "average properties of X-ray burst sources" Nature 22i,650-653, 1978

115. Lewin W.H.G, van Paradijs J., Cominsky L., Holzner S., "X-ray observations of 4U/MXB 1735-44", MNRAS 15-29, 1980

116. Hoffman A., Lewin W.H.G., Primini F.A., et.al. "HEAO 1 observation of a type I burst from MXB 1728-34", Astrophys.J., 233. L51-L55, 1979

117. Gridlay I.E., Marshall H.L., Hertz P., et.al., Time resolved imaging and spectral studies of an X-ray burst from the globular cluster Terzian 2", Astrophys, J,, 2^0, 1121-L124,1980

118. Кудряшов А.Д., Эргма Э.В., "Термоядерные вспышки в оболочках• тпаккреидрующих нейтронных звезд " I М = 10'г/с , Астрон. ж. 60, , 1983

119. Taam R.I,., "Helium and combined hydrogen-helium shell flashes in the envelope of an accreting neutron stars", Astrophys.J., 258. 761-770, 1982

120. Wallace R.K., Woosley S.E., Weaver T.A., "The thermonuclear model for X-ray transients", Astrophys.J., 2£8, 696-716,1982

121. Bonazzola S., Hameury J.M., Heyvaerts J., Lasota J.P., "How to produce gamma rays burst sources", Astron,. Astrophys.in press 1984

122. Pujimoto M.Y., Hanawa Т., Iben I., Richardson H., "Shell flashes interacting with the core of neytron stars", IAP 83-29

123. Nomoto K., Tsuruta S., "Heating of the accreting neutron star interior by the thermonuclear burning and the steady core temperature" , Proceeding "Accreting neutron stars" 1982

124. Коес А.Н., Стюарт: Дж.Н., "Лучистое поглощение и коэффициент проводимости для 25 звездных смесей" Научные информации Астро-совета 15, I-I03, 1969

125. Hashimoto М., Hanawa Т., Sugimoto D., "Explosive helium burning at constant pressure" PASJ,^, 1-17, 1983

126. Kaluzinski L., Holdt S.S., IAUG 3360,3362, 1979

127. Stellingwerf R.P,, "Model slability of RR Lyrae stars",

128. Astrophys.J.» 195. 441-466, 1975

129. Wagoner R.V., Fowler W.A., Hoyle F,, "On the synthesis of elements at very high temperature", Astrophys.J., 148, 3-50,1967

130. Wallace R.K., Woosley S.E., "Explosive hydrogen burning", Astrophys, J., Suppl. 389-420, 1981

131. Кудршов А.Д., Эргма Э.В., " 0 горении водорода и гелия в условиях оболочек аккрецирующих нейтронных звезд", ПАЖ 6, 712715, 1980

132. Sienfciewicz R.,"Stability of white dwarfs undergoing symmetric steady state accretion", Astron.Astrophys. 8£, 295-301 1980

133. Trumper J.,Pietsch W,, Reppin C., Voges W., Staubert R., Kendziorka E,, "Evidance for strong cyclotron line emission in the hard X -ray spectrum HER X-1 Astrophys.J., 219. L105-L109, 1978

134. Mazets E,, Golenetski S., "Recent results from the gamma ray bursts studies in the KOHUS experiment", Asrophys. Sp. Sci. 7j>, 47-81, 1981

135. Tsuruta S., "Cooling of dense stars", In IAU Symp. ^57 Physics Denses Matter", 209-227, 1974272, Taam R.E., "X-ray burst© from thermonuclear runaways on accreting neutron stars", Astrophys. J., Z41, 358-362, 1980

136. Joss P.C., "Helium burning flashes on an accreting neurton star; a model for X-ray bursts sources", Astrophys. J. 225# L123-L129, 1978

137. Ergma E., Kudrjashov A.D., "Numerical models of hydrogen and helium burning on the surface of neutron star", Astrophys. Lett. 21, 14-16, 1980

138. X-ray bursts and transient sources "Agtrophys, J., 258, 683696, 1982277, Кудряшов А.Д., Эргма Э.В., "Термоядерные вспышки в оболочкахт6 траккрецирующих нейтронные звезд" II М = 10 , 10 г/с

139. Астрон. ж., 60, 1148-1154, 1983

140. Зельдович Я.Б., Шакура Н.И., "Рентгеновские излучение приа аккреции газа на нейтронную звеоду", Астрон.ж., 52, 225-236, 1969287» Murakami Т., Inoue Н»., Коуата К», et.al., "Properties of X-ray transient 1608-522 ", Astrophys.J», 240, L143-L149, 1980

141. Joss P.C., Rappaport S., "Highly compact binary X-ray sources Astron.Astrophys. £1, 217-221, 1979

142. White N.I., Swank J.H., "The discovery of 50 minute peridic absorption events from 4u1915-05 " Astrophys.J., 25?» L61-L67, 1982

143. Walter P.M., Bowyer S., Mason K., et.al "Discovery of a 50 minute binary period and a likely 22 magnitude counter part for the X-ray burster 4u 1915-05 "Astrophys.J., 25Д, L67-173 , 1982291® Lewin W.H.G. private communication 1982ry

144. Pedersen H. r Van Paradijs J., Lewin W.H .G. "A four hour orbi-ta 1 periods pf X-ray burster 4u/MXB 1636-53 " Nature 294,725.726, 1981

145. Swank J.H., Beckaer R.H., Pravdo S.H., Saba J.R., Serlemitsos IAU 0 3000r 1976

146. Hoffman J.A., Lewin W.H.G., Doty J., "Observation of the X-ray source MXB 1636-53"» Astrophys^ J., 217. 123-L29, 1977

147. Ohahsi T.» Inoue H., Makishita K., et.al. "Properties of X-ray burst® from MXB 1636-53 " Astrophys. J., 2£8, 254-263, 1982

148. Becker R.H., Smith B.W., Swank J.H., et.al. "Spectral characteristic of 3U 1915-05 » a burst source candidate", Astrophys.J.216 . L101-L105. 1977

149. Basko M.M., Hatchett S., McGray ., Sunyaev R.A«, "Evaporative winds in X-ray Binaries "t Astrophys.J,, 21£r 276-281, 1977

150. Bethe H.A., "Recent evidence on the nuclear reaction in the carbon cycle"f Astrophys. J., 118-121, 1940301. von Weiszacfcer G.P., "Uber elemenfum wandlungen im Innern der sterne", Physik Z.r 21t 633-646, 1938

151. Caughlan G.R., Fowler W.A., "The mean lifetime of carbon nitrogen and oxygen nuclei in the CNO bi-cycle ", Astrophys. J., 136. 453-468, 1962

152. Hoyle P., Fowler W.A., "Qqausistellar sources and gravitational collapse"9 p20. 1965

153. Hanawa Т., Sugimoto D., Hashimoto M., "Nucleosynthesis in expl osive hydrogen burning and its implication in ten minute interIval of X-ray bursts,PASJ in press , 1984

154. Кудряшов А.Д., "термоядерное горение в вырожденныом веществев некоторых астрофизических объектах", КАндиддтская диссертация Москва 1980