Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Пульсары HU VeI и PSR 0540-69 тоже лежат внутри туманносте" очевидно, также являясь остатками сверхновых.
В настоящее время предполагается, что, по крайней мерс в определе ных случаях, сверхновая оставляет после себя быстро вращающуюся ней ронную звезду (раздел 3.2). Из-за сжатия радиуса звезды до размера составляющего одну миллионную часть первоначального значения, даже слабое магнитное поле около 1 Э усиливается до значения порядка 1012 Э, период вращения сокращается, вследствие сохранения момента количества движении, до долей секунды. В результате (физических причин этого процесса мы касаться не будем) образуется ноток заряженных частиц, который разгоняется вдоль магнитной оси, не совпадающей с осью вращения (наклонный ротатор), до скоростей, сравнимых со скоростью света. Из этого потока исходит электромагнитное излучение, главным образом в направлении движения (синхротронный эффект). Такой "луч прожектора" как раз и создает наблюдаемое с Земли явление пульсара, когда в ритме вращения звезды Земля попадает в его конус (эффект маяка). Если же ось конуса света не приближается к лучу зрения, импульсы с Земли наблюдаться не могут. Возможно, таким образом можно объяснить, почему во многих газовых остатках сверхновых пульсары не обнаруживаются. Конечно, физика протекающих процессов намного сложнее приведенного здесь наброска. Нерешенных вопросов очень много. Подробное, почти общепонятное описание проблем дает, например, Докур (1976).
ГЛАВА 4
ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
4.1.ГЕОМЕТРИЧЕСКИЕ И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА 4.1.1. Общие сведения
Оценки показывают, что около четверти или даже почти половина звезд нашей Галактики являются двойными звездами. При удачной ориентации плоскости орбиты двойная звезда может показывать "за іменную переменность блеска". Компоненты затменных систем, как правило,расположены близко друг к другу, так как вероятность наблюдений с Земли затмений у широких систем очень мала (см. рис. 123).
Затменныс звезды занимают среди переменных звезд столь особое положение, что ранее они некоторыми авторами вообще не причислялись к настоящим переменным, разве только противопоставлялись физическим переменным звездам как "оптические переменные". Но мы все же должны всесторонне рассмотреть их, так как сейчас известно, что затмениая переменность в чистой форме встречается редко.
У большинства тесных двойных звезд индуцируется физическая переменность вследствие взаимного влияния обоих компонентов. У эруптивных двойных звезд особенно трудно на фоне сильной переменности блеска.
вызванной физическими причинами, выявить переменность из-за затмений (если она имеет место) , которая часто вызывается затмениями вообще не одним из компонентов, а околозвездным газовым или пылевым диском.
Лаже "классические" эатменные звезды в большинстве случаен показывают переменность блеска, обусловленную не только геометрическими причинами. У многих "разделенных" систем (см. ниже) обоюдное влияние обоих компонентов из-за действия гравитации, электромагнитного излучения и магнитного поля настолько велико, что могут иметь место деформации, взаимное отражение электромагнитного излучения, образование
Частное
Put: 12J. Условия эатменной переменности блеска
229
ї
обшей газопылевой оболочки, необычайно сильная активность фотосферы и хромосферы вплоть до мощных выбросов вещества. Эти процессы а их частично можно проследить спектрально, могут быть причиной пер-дических или непериодических деформаций затменной кривой блес вспышек блеска и изменений периода.
Ввиду этого практически невозможно четко отделить неэруптивн двойные звезды от эруптивных двойных звезд, которые мы рассматр вали в другой части книги.
В качестве "эатменных переменных звезд" мы будем рассматриват все те объекты,' у которых переменность блеска по геометрическим при чинам доминирует над переменностью, вызванной физическими причинами'
Заметим, что с точки зрения методики наблюдений затменные не менные звезды и физические неременные звезды полностью равноправны
4.1.2. Геометрические соотношения
Затменные переменные обычно являются спектрально-двойныг. звездами. Это означает, что в спектре присутствуют линии обоих компонентов и орбитальное движение отражается в доплеровском смещении спектральных линий. Конечно, затмения наблюдаются не у каждой такой системы, а только в том случае, когда луч зрения от наблюдателя к звезде, не слишком сильно наклонен к плоскости орбиты. Но даже при одинаков вом угле наклона в более выгодном положении находится та система;! которая при сравнимых других параметрах имеет меньшее расстояний между компонентами. Рис, 123 поясняет эти соотношения. Пусть угол|| наклона луча зрения с плоскостью орбиты составляет 15а, компоненті для простоты имеют одинаковые размеры. Как легко видеть, на верхней рисунке имеет место частное затмение, на нижнем, вследствие большего расстояния между компонентами, только касание дисков. Чтобы наблю-^ далось затмение, угол между лучом зрения и плоскостью орбиты системь должен быть при одинаковых прочих условиях тем меньше, чем больше расстояние между компонентами. Это обстоятельство сильно сказывается] на статистике. Его следствием является то, что системы с большими ов октальными периодами встречаются реже, а короткоиеркодические \ чаще.
