Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Для эруптивных переменных в последние годы прибавилось очень много наблюдательного материала, прежде всего в результате спектральных исследований и наблюдении в нетрадиционных спектральных областях, благодаря чему мы заметно продвинулись в понимании физики процессов у разных типов звезд.
Вспомним следующее.
- О существовании рентгеновских двойных звезд и пульсаров в середине шестидесятых годов не было известно вообще.
— Открытие, что большинство эруптивных переменных являются источниками жесткого и мягкого рентгеновского излучения, и появившаяся только в последние годы возможность наблюдений в коротковолновом ультрафиолете значительно способствовали пониманию физики этих интересных объектов (см. Кордова и др., 1981а и 19816 и ссылки в этих работах) .
— Было установлено, что звезды типа U Близнецов, очевидно, не являются просто продолжением группы новых звезд в сторону малых амплитуд, меньших энергий вспышек и коротких интервалов между вспышками. Обе группы явно различаются.
- Наконец, показано, что, имея в распоряжении только кривую блеска, звезду не всегда удается однозначно отнести к одной из физических групп-эруптивных переменных. Приведем три примера.
Звезда WZ Sge на основе фотометрии относится к типичным повторным новым (1913, 1946, 1978 гг.) с амплитудой блеска около 8 величин.
Спектральное поведение вспышки 1978 г., напротив, является характерным для звезд типа U Близнецов. Еще Maклафлин (1945) заметил, что WZ Sge по причине большого собственного движения должна находиться от нас на относительно близком расстоянии и поэтому не может быть настоящей новой. Все Другие повторные новые, наблюдавшиеся спектрально, имеют во время вспышки спектр, характерный для новых звезд. Заметим, что и другие наблюдательные данные для WZ Sge не типичны для новых.
Второй пример - новая Лебедя 1975 г. (V 1500 Cyg). На основе необычной для новых амплитуды, составляющей более 18™, некоторые авторы относили ее к галактическим сверхновым. Однако спектральные наблюдения, а также быстрое падение блеска после максимума противоречат этому выводу.
Третий пример: звезда FU OrI первоначально принималась за типичную, очень медленную новую. И только более тщательные исследования показали, что эволюционно этот объект необходимо отнести к очень молодым звездам.
3.1. ЭРУПТИВНЫЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
3.1.1. Катаклиэмические переменные — обзор
Если расстояние между компонентами двойной звезды очень мало, скажем, приблизительно равно диаметру большего из компонентов, то приливные силы вследствие гравитационного взаимодействия очень велики, а из-за быстрого орбитального движения обеих звезд возникает сильная центробежная сила. При достижении границы стабильности (границы Роша) для большей по размерам и менее плотной звезды из этого, так называемого вторичного, компонента начинает истекать вещество, обычно через внутреннюю точку Лагранжа L1. Точные расчеты орбит (траекторий)
отдельных истекающих частиц показали, что, по причине сохранения момента количества движения, высокий процент частиц собирается в газовом диске (английский термин "accretion disk") вокруг более плотного "первичного" компонента или, при наличии сильного магнитного поля, на самом первичном компоненте (рис. 39). Описание геометрических соотношений, встречающихся у двойных звезд в зависимости от массы, плотности и взаимного расстояния компонентов, будет дано в главе 4.
Холодная звезда
Рис. 39. Модель эруптивной двойной звезды (по Робинсону)
W
Таблица 28
Схема эруптивных двойных звезд
Первичный компонент
Вторичный компонент
Главная последовательность (или субгигант)
Гигант
Белый карлик
Нейтронная звезда
Главная последовательность (или субкарлнк)
-
симбиотические звезды (повторные новые)
-
-
Белый карлик
сильное магнитное поле
поляры (AM Пег), новые (V !500 Cyg)
еммбиотические звезды (Z And, очень медленные новые)
AMCVn
-
слабое магнитное поле
карликовые новые (U Gem), новые, звезды типа UX Большой Медведицы
Нейтронная звезда
сильное магнитное поле
маломассивные рентгеновские пульсары (HZ Нет)
массивные рентгеновские пульсары, симбиотические рентгеновские звезды
маломассивные рентгеновские пульсары (KZTrA)
двойной пульсар (PSR 1913+16)
слабое магнитное поле
рентгеновские бар стеры, рентгеновские новые
<V 2! 16 OpIt)
Массивный компактный ? V1357 Cyg
объект (> 3 солнечным (Cyg X-I)
массам)
С 1938 г. для эруптивных звезд вошло в обиход название "катаклиз-мические переменные" (см., например. Пейн-Гапошкина. 1977а). Это название происходит от греческого "kataklysmos", что означает "наводнение, потоп, катастрофа". Тем самым хотели подчеркнуть, что эти объекты время от времени захлестывает поток энергии и массы, которые высвобождаются или медленно, или внезапно и (иногда) могут оказывать на объект катастрофические воздействия. К сожалению, эта группа объектов не получила в астрономической литературе единого определения, что в отдельных случаях может приводить к путанице. В нашей книге мы намерены придерживаться наиболее часто употребляемого определения. К ката-клизмическим переменным мы относим все те двойные системы, в которых находятся во взаимодействии красный карлик (или субгигант) и белый карлик (см. разделы 3.1.2-3.1.4). Такими системами, как мы увидим далее, являются новые, а также звезды типов U Близнецов и AM Гер кулеса. К катаклиэмическим переменным в узком смысле мы не будем относить симбиотические звезды, рентгеновские двойные звезды и сверхновые. Это, конечно, не совсем последовательно, так. как именно для сверхновых в полной мере справедливо выражение "захлестывание потоком энергии и массы". Табл. 28, предвосхищая следующие разделы, дает на основе современных представлений информацию о том, за счет каких звездных компонентов реализуются различные группы эруптивных двойных звезд. Здесь и далее для однозначности мы будем первичным называть более компактный-компонент. В литературе иногда используются другие определения, особенно для сим биотических и рентгеновских .двойных звезд.
