Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 66

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 .. 60 61 62 63 64 65 < 66 > 67 68 69 70 71 72 .. 164 >> Следующая


Популярное описание интересной системы HZ Пег - Het X-I дает Кип-пенх"!' (1973). Современные представления об этой системе можно найти, например, у Яхеля (1 980) н у Ховарто я Вильсона (1981).

Список известных периодов импульсов рентгеновских пульсаров по Ді'.імшно (1981) приведен и табл. 35. Этот автор обсуждает возможный nvib зволюции звезд тина HZ Геркулеса.

Кроме Her X-1. известны и другие маломассивные рентгеновские пульсары. Самые важные из них приведены в табл. 36. Таблица была составлена по данным Амнуэля и др. (1979) кРиттера (J 98 7 > и дополнена более новыми литературными данными. Из таблицы видно, что оптические видимые компоненты средних и поздних спектральных классов имеют классы светимости I1I-V.

Особого упоминания застуживает исключительная система KZ TrA с орбитальным периодом, равным всего 41,5 мин, в которой не звезда главной последовательности, а белый карлик поставляет вещество на нейтронную звезду (см. также Раппопорт нДжосс, .1984). Подобной может быть и природа невидимого в оптике источника 1E 2259 + 586.

Рентгеновские барстеры. Это группа мало массивных рентгеновских двойных звезд, состоящих, по-видимому, из звезды с массой < 0,5S?L и нейтронной звезды В отличие от похожих на них в других отношениях звезд типа HZ Геркулеса (см. выше), посылающих регулярные рентгеновские импульсы, здесь имеют место квазипериоднческие вспышки ("bunts"), происходящие на фоне более или менее стабильного уровня интенсивности рентгеновскою излучения. Рентгеновский блеск при этом увеличивается приблизительно в 10 раз. Увеличение блеска длится около

Аккреционный диск

Рис. 76. Предполагаемая с.чомл возникновения оптически видимой веш-шкн блеска у рентгеновского баретера (no Su» Порадайсу. 1981)

151

Относительная интенсивность

150 -

100

50

150-

41

SS *

55,0 1

lh 1" 55,5m 56,0m

Рис. 71. Рентгеновский баретер 1636-53 (V801 Ага); ошювремев. ные наблюдения вспышки s видимоц (наверху) и рентгеновской областях 28 нюни 1919 г. цю San llopadaucv 1981)

1 с, спад - около 5 с. Длина цикла (среднее время между двумя вспышками) зависит от объекта и лежит в интервале от нескольких часов до нескольких суток. Спектр во время вспышки соот-встствует спектру черного тела с температурой 30 ¦ 10б К!

В немецкой литературе эти объекты иногда называют не очень благозвучным словом "AusbruchIeг", двоякий смысл которого с долей юмора можно передать словом "изверги". К началу 1981 г. было известно 40 рентгеновских барстеров, 8 из них находятся В шаровых скоплениях. Пять барстеров уверенно отождествлены с оптическими объектами. Первый баретер был открыт в 1975 г. с помощью рентгеновского спутника ANS (%stro-nomical Netherlands Satellite"). Он находится в шаровом скоплении NGC 6624, лежащем вблизи галактического центра.

Летом 1978 г. Гриндли, Мак-клинтоку и Капизаресу впервые удалось показать наличие вспышки одновременно в рентгеновской и оптической областях у объекта MXB 1735 -44 = V926Sco MXB- "MassachusseisX-Ray Burster") Инте-

(см. Ван Парадайс, 1981; ресно, что оптическая вспышка запаздывает примерно на 3 с относительно рентгеновской вспышки. Это запаздывание оптической вспышки объясняется поглощением рентгеновскою излучения частями аккреционного диска с дальнейшим переизлучением в оптическом диапазоне (рис. 76). Лучу необходимо время около 3 с, чтобы преодолеть расстояние NAB, вставляющее около 10* км.

Позднее удалось зарегистрировать оптические вспышки и у других объектов (см. Лоуренс и др., 19836). Как показано на рис. 77. блеск бар-стера MXB 1636-53 = V801 Ага за две секунды может возрасти в четыре раза! (см. Псдерсен, 1979 и Педерсен и др.. 1983а, б). Особенным объек-

1S2

12,35

12,55

12,75

60 SO 100s время

20 4-0

Рис. 7$. Вспышка блеска V818 Sco (Sco X-I) в оптической области 13 марта 1979 г. в 7^29^495 всемирного времени; наблюдения в Ла-Силла (см, Маудер, 1981)

том является Sco X-I- V8]8Sco (см. также Худек, 19816), у него наблюдаются только оптические вспышки, рентгеновских вспышек не наблюдается. Это должно быть впечатляющим зрелищем - неожиданно увидеть в телескоп такой световой всплеск! На рис. 78 показана одна из оптических вспышек у Sco X-I; физическую модель Sco X-I обсуждают Кан и др.

В некоторых случаях удалось определить спектральный класс, массу вторичного компонента и орбитальный период P двойной системы. Значения лежат в следующих интервалах: спектральный класс С—К; масса 0.4 19R,, P - от 11 мин до 3,4 суток {см.Ритгер, 1987). У двух барстеров (V1727CyeH V2l.l40ph) установлена затменная переменность блеска.

Примечательными являются следующие свойства барстеров.

1. Предельно малая оптическая светимость. Рентгеновская светимость в 104 раз превышает оптическую! Не удивительно, что все немногочисленные оптически отождествленные барстеры являются слабыми объектами.

2. Частая встречаемость в шаровых скоплениях, галактическом гало и в направлении на галактический центр свидетельствует об их принадлежности ко 11 типу населения. Поэтому они должны быть старыми объектами.
Предыдущая << 1 .. 60 61 62 63 64 65 < 66 > 67 68 69 70 71 72 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed