Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 55

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 49 50 51 52 53 54 < 55 > 56 57 58 59 60 61 .. 164 >> Следующая


1. Независимо от длины орбитального периода массы первичных компонентов для звезд тина U Близнецов лежат в интервале от 0,2 (T Leo) до 1,2 (RU Peg, SS Cyg)Macc Солнца, для классических новыч — примерно от 0,6 (DQ Her, V603 AqI) до 0,9 (GK Per) масс Солнца; у повторных новых массы составляют, насколько известно, более 1.2 солнечной.

12В

2. Массы вторичных компонентов связаны с длиной орбитального периода. Наибольшие массы (1-3 солнечной) наблюдаются у объектов с большими периодами (более 9 ч), наименьшие массы (менее 0,2 имеют объекты с короткими периодами (менее 2 ч). К последним относятся звезды типа SU Большой Медведицы, некоторые поляры и звезды типа ДМ Гончих Псов (табл. ,12). Вторичные компоненты переменных WZ SpC и AM CVn. возможно, имеют массу всего 0,04 Фї. . До сих пор, как уже было указано в разделе 3.1.3, известны только два наблюдаемых оишчия между карликовыми новыми и новыми в минимуме блеска. Средние абсолютные величины новых (M4 = +4 -т 4,5"') лежат приблизительно на 4 звездных величины выше, чем для карликовых новых (iWv +8 -г- Ч"1, см. Паттерсон, 1984). Во-вторых, эмиссионные линии у новых имеют более высокое возбуждение, чем у карликовых новых. Очевидно, струя вещества ) новых сильнее, чем у звезд типа U Близнецов (карликовых новых). В результате у новых наблюдается больший разогрев и большее возбуждение "яркого пятна", большие плотности, а значит, более мощный континуум и большая светимость диска вокруг белого карлика.

Как мы только что видели, массы повторных новых и некоторых звезд типа U Близнецов лежат (в пределах точности) довольно близко к верхней границе массы для белых карликов Шенберга - Чандрасекара, равной 1,4 масс Солнца. Это означает, что белый карлик, чтобы не сколлапсировать и не превратиться в нейтронную звезду, должен каким-то образом избавляться от добавочной массы, перетекающей со вторичного компонента. Вообще говоря, согласно новейшим оценкам, белый карлик во время вспышки новой теряет больше массы, чем он собирает посредством аккреции между двумя взрывами. Но если по каким-либо причинам не'удается приостановить увеличение массы белого карлика до значения выше предельного, система "рискует" превратиться в сверхновую 1 типа (см. раздел 3.2).

Причины и физический ход взрыва новой. Действительно приемлемые теории вспышки новой могли быть созданы лишь после того, как удалось проследить ход взрыва не только в видимой спектральной области, но и в инфракрасном, радиоволновом и, со спутников, в ультрафиолетовом диапазонах. Оказывается, хорошо известное постепенное падение блеска после достижения максимума имеет место только в видимой спектральной области. Например, у новых FH Ser (1970), V1229 AqI (1970) и HR Del (1967) инфракрасный блеск (X = ] -г 25 мкм) нарастал и после достижения визуального максимума в течение еще 90 суток, прежде чем и здесь начался спад! Данный наблюдательный факт объясняется образованием около-эвездной пылевой оболочки, имеющей через эти 90 суток температуру 900 К и массу около 0,0001 массы Солнца. Через 90 суток после срыва пылевой оболочки она становится прозрачной, сквозь нее видна расширяющаяся фотосфера, блеск которой у многих новых сильно флуктуирует. Этот наблюдательный результат подтверждается и спектральными наблюдениями (см. выше). Интенсивность радиоизлучения продолжает увеличиваться даже в течение !30-190 суток после вспышки. Так как у новой FIl Ser 1970 и ультрафиолетовое излучение продолжало увеличиваться еще долго после достижения визуального максимума, общая излученная

5, К. ГоффмеЯстер

этой новой энергия, около 3 - 1045 эрг. оказалась выше, чем принималось для новых до сих пор.

Важную роль в процессах, приводящих к взрыву новой, играет, очевидно, перенос вещества с красного звездного компонента (через кольцо) к белому карлику. Самый прямой способ (ср. с дискуссией у Уорнера. 1976) оценки количества вещества, теряемого вторичным компонентом, состоит в определении светимости "яркого пятна" (на основе затмелной кривой блеска). При этом принимается, что большая часть кинетической энергии потока вещества, стекающего в "яркое пятно", превращается в излучение. Другой способ основан на оценке изменений орбитального периода системы из-за потери массы.

Числовые оценки перетекающей массы для звезд типа U Близнецов дают около 10' 7 г/с 10~" массы Солнца в год, для новых это значение в десять раз больше.

Впрочем, нельзя считать, что вся масса, поступающая в кольцо, в конечном счете попадает на белый карлик. У некоторых систем есть указании па существование газовых потоков, покидающих систему. Но важно, что значительная часть богатого водородом вещества красной звезды все же окажется на поверхности белого карлика.

При разработке теории взрыва новой необходимо исходить из того, что тяготение на поверхности белого карлика чрезвычайно высоко, так как в его объеме (порядка объема Земли) содержится масса, равная массе всего Солнца. Поэтому необходима очень большая энергия, чтобы не только придать веществу с поверхности скорость, достаточную для ухода (для чего необходима энергия порядка 1017 эрг/г), но и "вымести" вещество из системы вместе с мешающим на пути аккреционным диском со скоростями, доходящими до 4000 км/с. Только термоядерные реакции в состоянии высвободить столько энергии. Идея о том, что взрыв новой является результатом термоядерных явлений на поверхности белого карлика, принадлежит Шацману (1950, 1951).
Предыдущая << 1 .. 49 50 51 52 53 54 < 55 > 56 57 58 59 60 61 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed