Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Вследствие наличия на поверхности маленького, но массивного белого карлика очень сильной гравитации, падающее вещество, имеющее в момент соударения скорость около 5000 км/с. разогревается до температуры порядка 10s К, так что возникает интенсивное мягкое тепловое рентгеновское излучение. Как раз по этой причине, как мы уже указывали, звезды типа AM Геркулеса часто относят к рентгеновским двойным звездам. Мы, со своей стороны, к рентгеновским двойным звездам (см. раздел 3.1.7) относим только такие объекты, у которых первичный компонент является не белым карликом, а более компактным объектом (нейтронной звездой или черной дырой).
Так как орбита двойной системы AM Her видна с ребра, мы при каждом обращении наблюдаем полное затмение белого карлика холодной звездой, "рентгеновское затмение", продолжающееся 28 мин. В видимой спектральной области это затмение остается незаметным из-за слишком малых размеров компактного объекта. Оптические изменения блеска во время движения по орбите слагаются из нескольких составляющих:
1. Двойная волна (два максимума и два минимума) обусловлена вращением грушеобразного холодного компонента — ротационная переменность блеска (см. раздел 4.3). Эта переменность блеска наблюдается во время "неактивного состояния", когда поток вешества и вызываемое им рентгеновское излучение малы.
2. Одиночная волна (один максимум и один минимум) возникает, когда обращенная к белому карлику сторона холодного компонента сильно разогревается рентгеновским излучением. При движении по орбите светлое полушарие дли нас периодически не видимо, а именно, когда оно находится на обратной стороне вращающейся звезды.
Наконец, горячий поток газа, меняющий свой вклад в суммарный блеск системы из-за меняющейся геометрии вследствие орбитального
124
движения, позволяет объяснить сложную структуру кривых блеска в разные цветовых полосах.
Уже упомянутые выше быстрые когерентные колебания кэтаклизмм-ческнх переменных могут, очевидно, иметь разные причины (Робинсон и Нйзер, 1983). У некоторых объектов они, как полагают, могут вызываться не радиальными пульсациями белого карлика аналогично звездам типа ZZ Кита (раздел 2.3.2). Напротив, у звезды DQ Her, имеющей особенно стабильные "колебания", они отражают период вращения белого карлика с дипольным магнитным полем. Магнитное поле, в отличие от поляров (см. выше), недостаточно сильно, чтобы синхронизовать вращение белого карлика с его движением по орбите. Хотя аккреция вещества, как и у поляров, происходит на магнитные полюса, но из-за не синхронности вращения белого карлика аккреционный столб закручивается вокруг него и образует кольцо вещества, как у звезд типа U Близнецов Поэтому за такими объектами, а их известно около дюжины, закрепилось название "несинхронные ротаторы" или "промежуточные поляры" (подробное обсуждение см., например, у Рихтера, 1987). Особенно хорошо исследованными промежуточными полярами являются новая DQ Her и карликовая новая EX Нуа. В табл. 33 приведены значения амплитуд и периодов когерентных осцилляции для П катаклизмическлх переменных (по Робинсону. 19766, см. также табл. 8 у Паттерсона, 198 I).
Переменность блеска, протекающая синхронно с орбитальным движением, вызывается тем, что красная звезда затмевает белый карлик, диск и яркое пятно. Фазовый сдвиг, наблюдаемый между затмением белого карлика и яркого пятна, чаще всего составляет 0,1-0,2 орбитального периода и является результатом того, что яркое пятно лежит не точно на линии, соединяющей первичный и вторичный компоненты.
Относительный вклад яркого пятна и диска в обший блеск колеблется от системы к системе, что приводит к большому многообразию орбитальные кривых блеска.
У объектов со слабым потоком вещества, например у звезды U Gem, доминирует яркое пятно (см. рис. 60). Это видно по большому горбу на кривой блеска U Gem, занимающему более половины орбитального периода, и на фазах, предшествующих затмению белого карлика на 0,1—0,2 периода, достигающему пика блеска.
Наоборот, у объектов с сильным потоком вещества, таких как бывшие новые и UX UMa, доминирует диск. Кривая блеска (рис. 63) почти не показывает "горба" и быарых иррегулярных мерцаний (см. выше), и минимум затмения лежит вблизи спектрального соединения. Маленькое "плечико" в фазе подъема блеска вызывается затмением пятна.
На рис. 64 показана кривая блеска полного затмения звезды OY Саг согласно Фогту и др. (1981). Моменты Т, и T2 означают соответственно начало фазы частного и полного затмения первичного компонента, T3 и T4 указывают начало фазы частного и полного затмения "яркого пятна", 7\ и 7*ь означают конец полного и конец частного затмения первичного компонента.
Из многочисленных работ, содержащих прекрасные кривые блеска катаклизмических переменных с высоким временным разрешением, назовем работыМамфорда (1963),Уорнераи Мазера (1972).
127
Рис. 64, Затменная кривая блеска OYCar по Фогту и др., 1981 (объяснения в тексте)
Как будет подробнее описано в главе о эатменных звездах, массы компонентов двойной звезды можно очень точно определить, если компоненты двойной затмевают друг Друга и в спектре имеются линии, по которым можно измерить изменение лучевых скоростей. Конечно, из-за сложности ¦ эруптивных двойных звездных систем очень трудно интерпретировать их затменные кривые блеска. Это снижает точность определения масс. С разными методами можно ознакомиться у Уорнера (1973) и Робинсона (1976а). На основе произведенных этими методами оценок масс приблизительно для пяти десятков катаклизмических двойных звезд можно сделать следующие статистические заключения.
