Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Ниже мы опишем несколько объектов, для которых имеются хорошие наблюдения в видимой области спектра. Звезду А0620-00 = новая VhId Моп (1975) влитературе часто называют повторной новой. До сих пор наблюдались две вспышки (1917 и 1975 гг.). во время которых блеск в синих лучах возрастал от 20 до 11.3'™. На рис. 80 дана кривая блеска объекта. Оптические наблюдения показывают периодичность 0,323014 суток с малой амплитудой, являющуюся, очевидно, орбитальным периодом теской двойкой системы. Во время взрыва V616MO» не показывает сложного спектрального развития типичных новых (ср. Иловайский и Шевалье. 1977 кДюрбек. !977). По-видимому, вспышка блеска не связана с расширением оболочки новой. Вероятно, объект представляет собой двойную систему малой массы, состоящую из звезды їлавной последовательности спектрального класса G или К и компактного спутника (нейтронной звезды или черной дыры. см. Макклииток и Ремиллард. 1986).
Сходное оптическое поведение было обнаружено у рентгеновских новых 1974 года (KY TrA - А1524-61. блеск [7.5 - 22™. и V725 Tau = - А0535 + 26). ш.Рессигер (1979).
Но совсем типичной рентгеновской новой является AqI X-I = V 1333 AqI-имеющая очень короткую длительность циклов, всего 12-16 месяцев. На рис. 81 показаны рентгеновская кривая блеска и кривая блеска в синих лучах для того же интервала времени. И здесь оптическая и рентгеновская вспышки происходят одновременно. Спектры, полученные к минимуме блеска (20 21"'). указывают на существование спутника спектрального
155
із
14 ¦
750
800
850 JJJ
Z 44} 650 700
Рис. вО. Визуальная кривая блеска рентгеновской новой V6I6 Моп (1975) по Роберт? сону н вр.(1976)
>а 16m
к Ч
¦о
18
lit
(U й Q
ЦІ
1974
1975
1976
!977
1978 IS 7 9
Рис. 81. Кривая блеска V 1333 AqI в синей спектральной области (наверху) и в рентгеновской (внизу) по Чарльзу (19Й01
класса К. Спектр в максимуме (~ 16'") показывает слабые эмиссионные 'линии Н. Не. ChNh напоминает спектр источника Sco X-I = V8I8 Sco. Может быть. Aql X-I родственен этому объекту?
Как уже указывалось, рентгеновские новые, как и барстеры. являются маломассивными рентгеновскими двойными. Возникает вопрос: почему некоторые из маломассивных двойных звезд проявляются в форме рентгеновских новых, другие же в форме барстеров? По этому поводу существуют только предположения. Как уже указывалось, явления бар-стера, вероятно, вызывается кваэипериодическими взрывными ядерными Превращениями вещества, выпавшего на поверхность нейтронной звезды
J
156
(подобно классическим новым). Вспышки же рентгеновских новых вызываются, вероятно, внезапным падением большого количества вещества на компактный компонент вследствие циклически повторяющейся нестабильности звезды главной последовательности. Придхорский (І986) указывает на возможное сходство со сверхвспышками звезд типа SU Большой Медведицы.
Встречаются объекты, являющиеся как баретерами, так и рентгеновскими новыми. Например. V 822 Ccn = Cen Х-4 и V2l34 0ph -= МХВ 1659-29.
3.1.8. Массивные рентгеновские двойные
Компоненты массивных рентгеновских двойных тоже являются компактными (нейтронная звезда или черная дыра) объектами, излучающими в рентгеновском диапазоне. В отличие от маломассивных рентгеновских пульсаров, оптический спутник является сверхгигантом раннего спектрального класса с массой примерно 20- 409S0. хорошо проявляющимся спектрально. Соответственно общей массе системы массивные рентгеновские системы имеют, конечно, большие периоды обращения Р. чем маломассивные (см. табл. 36). Так как основная часть видимого света, приходящего от системы, излучается почти постоянным сверхгигантом, а вклад рентгеновского излучения, переработанного в видимый свет, остается малым из-за значительного расстояния между компонентами, амплитуда переменности блеска системы в лучшем случае достигает нескольких десятых звездной величины. Напомним, чго амплитуды маломассивиых ренті еновских пульсаров составляют несколько звездных величин.
Основное различие между двумя типами рентгеновских пульсаров состоит в механизме обмена веществом между компонентами. В то время как .у маломассивных рентгеновских пульсаров ("полуразделенные системы", см. гл. 4) обмен веществом происходит перетеканием через точку Лагранжа A1. нейтронная звезда массивного рентгеновского пульсара ("разделенная система") собирает вещество из "звездного ветра" сверхгиганта. Этот способ аккреции вешества является не очень эффективным, так как только малая доля звездного ветра, распространяющегося во всех направлениях, достигает компактного компонента, остальная часть покидает систему. Но из-за большой силы ветра на нейтронную звезду попадает достаточно вещества, чтобы генерировать интенсивное рентгеновское излучение. Другая особенность массивных рентгеновских двойных звезд состоит в том. что орбиты часто имеют заметный эксцентриситет. К известным массивным рентгеновским двойным звездам, таких систем около 25, относятся объекты GP VeI (VeI X-I), V 861 Sco и V884 Sco (3U 1-700-37). Периоды импульсов большинства рентгеновских пульсаров лежат в преде-лах0.7-800с (табл.35).
