Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
В настоящее время нашли наибольшее распространение следующие представления о природе барстеров. 1
Барстеры — это "престарелые" рентгеновские двойные звезды, у которых нейтронная звезда имеет только "слабое" магнитное поле - максимально 10'° Э. Водород, устремляющийся из аккреционного диска на нейтронную звезду, распределяется по ней не так, как в случае пульсара. У рентгеновских пульсаров под действием магнитного поля водород попадает на маленькие площадки поверхности звезды в форме плотных струй и так сильно разогревается, что спонтанно превращается в тяжелые элементы ло группы железа. У барстеров, вследствие намного меньшего магнитною поля, водород распределяется более или менее радиалыю-симметрично по всей поверхности нейтронной звезды. Поэтому температура и давление намного меньше. Количественные оценки показывают, что хотя падающий водород спонтанно превращается в гелий, образования более тяжелых
(1981).
153
элементов не происходит. Mu поверхности нейтронной звезды собирается все больше гелия, пока температура и давление не окажутся настолько высокими, чтобы взорвать "гелиевую бомбу". Этот процесс похож на тот, с которым мы познакомились у новых звезд, где вспышка вызывается взріїївньїм водородным синтезом на белом карлике.
Основные отличия связаны с длительностью вспышки. У новых это месяцы,у рентгеновскихбарстеров зтотолько секунды. Частота событий -годы и столетия у повторных новых и только часы у рентгеновских барсів-ров.
Упомянем о двух необычных объектах, у которых вещество на нейтронную звезду поставляется, вероятно, белым карликом: 4U 1915-05 (Рапчшюрт и Джасс, 1984) и 4U 1820-30 (Стелла и др., 1987) с орбиталь-ными периодами соответственно 50 мин и 11,4 мин.
Возможность определения расстояний до рентгеновских барстеров обсуждает Ван Парадам (1981).
Подробнее о современном уровне познаний в области рентгеновских барстеров можно прочитать у Лайтмана (1976). Льюина и Ван Парадайса (1979). Уамстекера (1979) иЛы (1983).
Особый случай - быстрый баретер. Среди известных рентгеновских барстеров есть оригинальный объект. MXB 1730-335. показывающий, кроме обычных вспышек, быстрые рентгеновские всплески, до 1000 штук в сутки с интервалами от 10 с до нескольких минут. "Rapid burster" становится активным приблизительно каждые полгода и от двух до шести недель посылает всплески. Уамстекер сравнил это явление со "стрельбой из автомата рентгеновскими лучами" (рис. 79).
10
SS Суд
)}^Л}ЛЫ^ Ї У A. kfl
100 ZOO S00 4OD 500 600 700 SOO SOO 1000і время Ю\ MXS (730-335
8 100 200 ZOO 400 500 600 700 800 900 1000s время
Рис. 79. Рентгеновская кривая блеска быстрого баретера MXB 1730-33S (измерения SAS-3) в сравнении с визуальной криной блеска звезды тині U Близігсаон SS Cyg (наблюдения AAVSO) по Еречеру и пр. (1У77); / - интенсивность н произвольных единицах
KjXiMe рентгеновской области, вспышки наблюдаются в инфракрасной н рз дно вол но в ой областях (Лиуренс и др.. 1983а). Из-за огромного межзвездного поглощения объект в оптической области не виден.
Причиной "быстрых барстеров". возможно, является нестабильность в аккреционном потоке вещества, аналогично звездам типа U Близнецов. Бречер и пр. сравнивают рентгеновскую кривую блеска MXB 1730-335 с оптической кривой блеска звезды типа U Близнецов SS Cyg и констатируют совпадение формы вспышек обоих объектов. Характерные времена очень различны (см. рис. 79). В последнее время предполагают, что эти нсста-
154
дильнисти в потоке вещества являются следствием эффекта общей теории относительности, на котором мы здесь ис будем останавливаться. Заинтересованных читателей отсылаем к первоисточникам {Милгром. !987). JdXB 1730-335 показывает, кроме того, колебания в рентгеновской кри-яой блеска с периодом 12.2 мс. вызванные, быть может, пульсацией оболочки нейтронной звезды. Они напоминают "когерентные осцилляции", имскииис место у кзтаклизмических переменных. Есть еще четыре рентгеновские двойные звезды, показывающие подобные импульсы с интервалами "О времени от 15 до 69 мс {Ливыо » Бат. 1982).
Рентгеновские новые. Это маленькая группа маломассивных рентге-ItOiiCKих звезд, показывающих оптические вспышки подобно классическим новым, с которыми их легко можно спутать в случае отсутствия одно» ременных рентгеновских и спектральных наблюдений. Вне вспышек у этих объектов наблюдается лишь очень слабое рентгеновское излучение или его не наблюдается вовсе.
Рентгеновские новые, обнаруженные до настоящего времени, показывают или единственную вспышку (новая V2I07 OpIr 1977). или повторно вспыхивают через месяцы, годы или десятилетия. Высокая интенсив-кость их мягкого рентгеновского излучения длится несколько недель. Рентгеновские новые в английской литературе называются иногда "soft X-ray transients" - "кратковременные источники мягкого рентгеновского излучения".
Не у всех рентгеновских новых параллельно с рентгеновской вспышкой наблюдается и оптическая. И наоборот, только немногие новые, открытые и видимой спектральной области, являются одновременно рентгеновскими новыми.
