Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Подобные предположения ранее уже высказывались Фогтом (1982, 1983). Эта новая гипотеза подтверждается, в частности, тем обстоятельством, что,'согласно Фогту (1986) и Ливио (1987). пять старых новых -WYSge(1783). Q Cyg (1876). GK Per (1901). V 1017 Sgr (1919) и V3890 Sgr (1926) - показывают вспышки, подобные вспышкам звезд типа U Близнецов.
Происхождение и развитие эруптивных двойных звезд. Развитие нормальных двойных систем с обменом масс между компонентами кратко обсуждается в конце главы 4.
Мнения специалистов о том. каким образом из "обычной" двойной звезды посредством обмена масс может возникнуть эруптивная двойная, сильно расходятся. Крафт высказал предположение, что новые и звезды типа U Близнецов являются продолжением развития систем типа W Большой Медведицы. Предположение основано на том, что звезды типа W Большой Медведицы тоже являются очень тесными двойными системами с короткими орбитальными периодами (см. Уорнер, 1974 и обсуждение у Сахаде, 1976). Но многие астрономы все же не согласны с предположением о возможном развитии систем типа W Большой Медведицы в катаклизмические системы (см. также Дюрбск, 1984а). ;
В последнее время делались попытки объяснить возникновение тесных двойных звезд из первоначально более до л го периодических (следовательно, имевших большие расстояния между компонентами) двойных звезд C более массивными компонентами (например. Пачинский, 1981; Риттер, 1980. 1983 и 1986; Эгглтон, 1976: Майер и Майер-Гофмейстер, 1979; см. также ссылки в этих работах). Возможно, при сближении двух звезд и сокращении, вследствие этого, орбитального периода играют роль торможение трением в сопротивляющейся среде во времена, когда оба объекта имели общую оболочку (белый карлик был еще сверхгигантом), а также приливное торможение или магнитогидродинамические процессы (см. также Эгглтон, 1983).
Системами, находящимися в стадии, переходной к катаклизмическим переменным, могут быть некоторые типы планетарных туманностей с
134
двойными в качестве центрального объекта (раздел 3.4.3). Риттер (1986) опубликовал целый список таких объектов с известными орбитальными перлії лами в интервале 0.06 - 15d. Кроме того, список содержит несколько jругиX затмснно-переменных объектов, находящихся, возможно, в ста.от. переходной к эруптивным двойным звездам. Примером может яв.'їміься звезда V 471 Тэи, на пей мы остановимся подробнее в раздело 4.7.
По предположению Копала (1979) эруптивные двойные звезды могут возникать посредством деления некоторых быстро вращающихся звезд.
Каким можно себе представить дальнейший ход общей эволюции?
Звезда главной последовательности обогащается, за счет ядерных процессов внутри нее, гелием и. возможно, элементами С. N, О и продолжает іерять вещество из богатых водородом внешних слоев. Она вынуждена in 'uiuiirb вещество либо из-за гою, что эволюционирует от главной после-joBJic-ibHOciH и поэтому стремится расшириться (это, однако, является очень редким событием и может происходить лишь у немногих из наблюдающихся объектов), либо вследствие того, что общая энергия системы расходуется па гравитационное излучение и гидродинамическое торможение {см. общую дискуссию у Паттсрсона, 1984). Вследствие этою звезда главной последовательности теряет все больше массы- расстояние между компонентами и время обращения делаются все короче. Звезда главной пекмедовагельносги начинает отдавать вещество, сильно обогащенное гелием (и, возможно, элементами С, N. О). Это было подтверждено спектральными наблюдениями для VVZ SgC и для звезд їй па AM Гончих Псов ,рлдоп 3.S.J). При нормальных условиях нет предпосылок дли взрывов тинз вспышек новой. Только в случае предельно массивных первичных компонентов (например, у U Sco) в качестве возможной причины вспышки ппвой обсуждается взрывообразное горение гелия.
Остается, в конце концов, белый карлик, заполняющий поверхность Роша, с быстро вращающимся вырожденным спутником или планетой. Если же белый карлик, накапливая бедное водородом вещество, превысит критическую массу Шенберга-Чандрасекара (см. раздел 3.2). он взрывается как- сверхновая.
На поздних стадиях развития катаклизмических двойных звезд, вероятно, находятся повторные новые, карликовая новая WZ Sge (Уорнер и Po-биншн, 1972; Уокер и Белл. 1980), но прежде всего - объекты AM CVn, PC I 346 + 082 и GP Сот. уже упомянутые в разделе 3.1.3 (Уорнер и Po-бшаон, 1972).
Назер и др. (1981) дают следующую модель последних названных звезд. Объекты очень похожи на звезды типа U Близнецов (первичный компонент - белый карлик с диском и "ярким пятном", подпитывающи-мнея вторичным компонентом). В отличие от звезд типа U Близнецов, вторичным компонентом является маломассивный гелиевый белый карлик, заполняющий свою поверхность Роша и отдающий вещество меньшему, более массивному белому карлику. Время обращения соответственно мало (< lh). а скорость обращения диска вокруг первичного компонент:! очень высока (? 2000 км/с).
Эти же авторы обсуждают предполагаемое прошлое и будущее развитие этих объектов (см. также Мияи, 1983).
