Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Особое положение среди массивных рентгеновских двойных звезд занимает рентгеновский источник Cyg X-L являющийся невидимым спутником оптического объекта V 1357 Cyg. Этой звезде посвящено большое число публикаций (свыше 600). хотя ее переменность была открыта только в 1973 г.. а амплитуда изменений блеска составляет лишь 0.15т. Кривая блеска V 1357 Cyg (рис. 82) напоминает кривую блеска звезды ти-
157
О 0,25 0,50 0,75 I1OQ 0 0,26 0,50 0,75 1,00
0,50 *
0,45 0,40
0,2 0,4 Qfi 0,8 1,0 <р
Рис. 82. Кривая блеска ївсздьі V1J57
Cy^ (ШССТЬ риЗНЫХ федНИХ JIlCA. видны
признаки вращения пинии лісид) по Ви.іьсону и Фоксу (1981)
' Рис. SS. Схематическая рентгеновская
кривая блеска Сур X-I (/3 Холту (см. Лайтман, 1976)
5,6"і но
па ? Лиры. Период составляет 5.6 суток, вторичный минимум сравним по глубине с главным минимумом. Балог и др. (1981) дают андлнз кривых блеска в разных цветовых системах. Спектр звезды соответствует спектру сверхгиганта спектрального класса ВО с эмиссионными линиями (BOtbev). Переменность блеска не является следствием затмений, а предположительно вызывается эллипсоида;!ьностью (см. раздел 4.2) сверхги-пита (следствие приливной деформации, обусловленной компактным невидимым спутником). Ma эллипсоидальную переменность блеекз накладываются быстрые нерегулярные пульсации с длиной циклов OJ 10 с. На рис. 83 показана рентгеновская кривая блеска. Рентгеновский минимум совпадает со вторичным оптическим минимумом (фаза 0.5). когда рентгеновский источник находится в верхнем соединении, i.e. лежит за звездой V 1357 Cyg. Рентгеновское излучение является очень жестким, с энергией фотонов до 200 кзВ. что соответствует длине волны О.ООо им, Не так давно было открыто 7-излучение (Джиньмоцци и др.. 198)). Средний ренпенонекий блеск колеблется между низким (90V времени) и высоким (їда времени) уровнем. Возможно, рентгеновский спектр и у-1S8
излучение возникают в результате рассеяния протонов очень горячими 3.¦[CKTpOнами (температура более миллиарда Кельвинов!). Этот процесс рассеяния носит название "обратное комитоновское рассеяние". В конечном счете рентгеновский источник поцлитывается потоком вещества. ис\о:иипс1о из оптически видимой звезды, вероятно, в форме "звездного BeJ ра".
Hu основе орбитальных данных имеем: эксцентриситет орбиты е = = 0.0-5 + 0.04; масса компактного спутника - не меньше 5 3Н©. Это значительно превышает верхний предел значения массы нейтронной звезды, около j ЗК й . полученный на основе теории гравитации Эйнштейна. Ta-К11м образом, возникает предположение, что спутник является черной дырой. Необходимо, конечно, учесть, что в настоящее время существуют и др> і не не опровері нутые теории гравитации, допускающие для нейтронной лк'зды даже массу более 305R©. Кроме того, нельзя исключить возможность, что компактный компонент может быть обычной нейтронной ¦jBi'j.Hiii. например с массой 23R© окруженной очень плотным, массивным аккреционным диском, содержащим 3 3R0 или более. Правда, такой массивный стабильный аккреционный диск создает трудности для ісореіиков. Этот объект и сегодня задает нам много загадок (Фрейд и Кмашелли. 1985: Харманек. 1985: Кемп и др.. 1987).
BRCJi (Cir X-I) является рентгеновской двойной звездой с периодом реипеповской кривой блеска, равным 16.6d и обусловленным орбитальным движением. Кроме этою, наблюдаются нерегулярные рентгеновские пульсации со средним периодом около 0.5 с и рентгеновские вспышки ("Innsis") продолжительностью всего 0,01 с. Такие короткие вспышки наблюдались прежде только у Cyg X-1. Оптический спутник является сверх-пп антом спектрального класса OB с эмиссионными линиями.
На основе определенной схожести свойств рентгеновского излучения Си X-I и Cyg X-I мно[ие авторы предполагают, что Cir X-I тоже является кандидатом в черные дыры. Но последний, более совершенный, анализ переменности рентгеновского блеска скорее говорит в пользу другой модели. Согласно ей. система BR Cir-Cir X-I состоит из сверхгиганта спектрального класса OB с массой 15 - 20 9Rq и нейтронной звезды с массой I - 1.59R©. Объекты движутся по сильно вытянутой орбите, эксцентриситет которой около 0.8. При наибольшем расстоянии между звездами (апоастр) на нейтронную звезду попадает лишь очень немного вещества звездного ветра сверхгиганта, а результате генерируется слабое рентгеновское излучение и мало нагревается повернутое к нейтронной звезде полушарие сверхгиганта. Наоборот, н периастрс нейтронная звезда внедряется в полость Роша сверхгиганта и почти касается сю поверхности. Это приводит к временному очень сильному обмену веществом ("перскипание" сверхгиганта), сопровождаемому мошной рентгеновской вспышкой и сильным эффектом нагревания сверхгиганта. Вращение линии апсид действует таким образом, что рентгеновскую вспышку в периастре мы можем наблюдать под разными позиционными углами. Подробное описание этой модели дано у Джингольда и Монагана (1979) и Xcuitca н цр. (1980). Иногда эту модель критикуют (Аргю и Салливен. 1982). Согласно исследованию Шликайзера (1981). система BR Cir излучает не только в рентгеновском, видимом, инфракрасном и радиодиапазоне.
