Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Мы не будем останавливаться на разных точках зрения, касающихся возникновения магнитного поля, его структуры и положения по отношению к оси вращении и отсылаем читателя к специальной литературе.
Особый случай, по-видимому, представляет собой Ар-звезда V8l6Cen (звезда Пшибильского), имеющая магнитное поле -2200 Э и спектральный класс Fu. Последнее свойство позволило бы отнести ее к звездам типа 5
8. К. Гоффм^иетор
225
-1—і—1—I—і—і—J—1_І_І—і—І—і—1—1- ¦
0,0 0,5 1,0 p 1
Рис. 121. Периодические процессы у магнитной звезды CS Vir (по Стиббсу). Верхнм кривая - интепсинность линии Eiull. средняя - лучевая скорость (км/с), нижняя - ищ генсивность света Кроме этого, нанесены три значения магнитного поля (Э)
Щита (раздел 2.1.4), если бы не избыток редкоземельных элементов несколько десятко» раз. Звезда показывает переменность блеска с пери дом 12.141 мин и очень малой амплитудой (0,0Ob'" в В). Более дол периодических изменений блеска, спектра и лучевой скорости, по-видм мому. не наблюдается. Эту переменную звезду пока невозможно отнес к какому-либо типу, наверное, по той причине, что подобные ей звез в наблюдениях очень трудно обнаружить.
3.7.5. Пульсары
Название "пульсар" использовалось вначале только в литературе английским языке для понятия "пульсирующий радиоисточник". Хотя позднее выяснилось, что наблюдаема» периодическая переменность приходящего от источника радиоизлучения обусловлена не пульсацией звезды, а. вероятнее всего, ее быстрым вращением, менять название сочли нецеле сообразным. Не следует путать пульсары с пульсирующими переменными описанными в главе 2.
Согласно списку Манчестера и Тейлора (1981),содержащему наблюдав мые и вычисленные параметры для всех открытых к тому времени ради" пульсаров, было известно 330 таких объектов. Само по себе это не являет достаточным основанием для обсуждения таких объектов в книге о пе~ менных звездах, если вспомнить определение переменности, приведекн во введении. Но оказалось, что к настоящему моменту по меньшей мере три радиопульсара наблюдаются как пульсары также в фотографической и визуальной областях, т.е. в "оптической" области спектра - CM Tau,
226
Рис 122. Форма импульсов пульса-pj и Крабовидной туманности (M Iju u оптическом и рентгеновском диапазонах и па нескольких радиочастотах (но Докур, 1976)
Рента енобская
оаласть
Оптическая область
4ZQ мгц
136 МГц,
111 МГц,
Ht" VeI и PSR 0540-69 в Большом Магеллановом Облаке. Переменность в оптике показывают и некоторые рентгеновские пульсары в тесных двойных системах (раздел 3-І.7).
Периоды пульсаров необычайно коротки и, насколько известно, лежат в интервале от 0,00156 с (PSR 1937 + 21, см. ниже) до нескольких секунд. Очень короткие периоды наблюдаются у CM Tau (0,033 с), PSR 0540-69 (0,050 с) и HU VeI (0,089 с). В этом же интервале лежит период радиопульсара PSR 1913+ 16 (0,059 с), но все попытки оюждествить его в оптической области оказались неудачными (например, Иазер и др., 1977). Кстати, существуют теоретические модели пульсаров, предсказывающие, что оптическая светимость пропорциональна величине P'10 (например, Гинзбург и Железняков, 1975). Этим можно было бы объяснить, почему в оптике можно наблюдать только пульсары с самыми короткими периодами. В таком случае усредненная по времени видимая звездная величина для PSR 1913 + !6 должна быть слабее 26"', т.е. лежать ниже границы обнаружения. Милли секундные пульсары, например PSR 1937 + 21 (см. выше), PSR 1855 + 09 (0,0054 с) и PSR 1953 + 29 (0,0061 3 с) могут быть объектами иной природы (обзор Бекера, 1984) .
Открытие и измерение переменности пульсаров в оптической области из-за столь коротких периодов возможны только со специальной приемной аппаратурой, которая синхронизуется с периодом импульсов, определенным по ралионаблюдениям. Таким образом удалось в начале 1969 г. впервые обнаружить оптическую переменность пульсара CM Tau (Кок и др., 1969; Иазер и др., 1969; Линде и др., 1969 и прочие), а в начале 1977 г. - перемсішость HU VeI (Уоллес и др., 1977).
Пульсар в Тельце является юго-западным ("южным предшествующим") компонентом звездной пары, известной как "центральная звезда 8* 227
Бааде" Крабовидной туманности. По оценке открывателей его визуальная-величина на вершине импульса составляет 15'", усредненное по времени значение 18"1, наблюдается промежуточный импульс, энергия которого составляет 55? общей энергии главного импульса, а ширина на уровне половины интенсивности равна 1,8 мс. Ширина главного импульса на уровне половины интенсивности составляет 3,1 мс (рис. 122). Звезда Бааде и К рабов и дна я туманность, как известно, являются остатками сверхново 1054 г.; звезда уже довольно давно обозначена как переменная CM T' В качестве пульсара объект был открыт в конце 1968 г. в результате _ циэльных поисков, в то время как первый радиопульсар PSR 1919+ 2!. был открыт в начале 1968 г. случайно. Пульсар в Крабе излучает также импульсы мягкого и жесткого рентгеновского излучения, а кроме того, гамма-излучения, т.е. испускает фотоны практически во всем интервал-электромагнитного спектра.
