Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Подробности современных представлений и системе SS 433 = V 1343 AqI И дополнительные литературные ссылки можно найти у Каца (1986) и в популярных публикациях?рынклшка (1986) нЮіарха (1985).
3.1.9. Кратковременные рентгеновские источники
4
ansienr
Под кратковременными рентгеновскими источниками ("trans X-ray sources") понимают не особую группу переменных звезд, а явление, наблюдаемое у самых различных по физической природе типов звезд.
В отличие от "постоянно излучающих" рентгеновских двойных звезд, описанных на предыдущих страницах, излучение которых остается видимым дочти все время, кратковременные рентгеновские источники остаюг^к ся большую часть времени невидимыми. Строго говоря, наше СолшЩР со своими рентгеновскими вспышками и вместе с ним. вероятно, все остальные звезды являются временными рентгеновскими источника и можно ли их вспышки выявить, является только вопросом чувствител ности аппаратуры. В рамках этой книги нас интересуют только те объекты? у которых временная рентгеновская активность имеет следствием переменность блеска, наблюдаемую и видимой области.
Мы хотим быть краткими, так как оптическое отождествление удается только для очень малой части ежегодно открываемых многочисленных кратковременных рентгеновских источников (при их поиске больших успехов добился британский спутник "Ariel-5"). Не всегда одновременно с рентгеновской вспышкой наблюдается ожидаемая оптическая вспышка. С одним из видов кратковременных рентгеновских источников мы встретились при рассмотрении маломассивных рентгеновских двойных звезд -это рентгеновские новые ("soft X-ray transients": см. также Хамехри и др-. 1987).
162
Eine одним уже упоминавшимся видом кратковременных рентгеновских ни очников являются "hard X-ray transients". Они являются массивными двойными звездами, иногда показывающими вспышки жесткого рентгеновского излучения. С ними, правда, связаны только слабые изменения (jjiecKJ в видимой спектральной области (Сутантио. 1986 и приводимые, гам ссылки). Далее, кратковременным рентгеновским источником является снмбиотический объект V 2116 Орп. рассмотренный нами в разделе 3.1.4.
KpJтковременный рентгеновский источник А0327 + 43 идентичен классической новой GR Per (1901) (см. табл. 32). Рентгеновская вспышка д июле 1978 і. сопровождалась слабой оптической вспышкой (см. также Худек. 1981а).
Шварцу и др. (1981) удалось отождествить звезду типа RS Гончих Псш 11 ''eg с кратковременной рентгеновской звездой. Гарсия и др. (1980) оценили, что около 20% кратковременных рентгеновских источников на высоких галактических широтах являются звездами типа RS fo«4H\ Псов, (раздел 3.7.2).
Обобщающий обзор о кратковременных рентгеновских источниках' пану Уилмора (1977). Некоторые модели обсуждает Чарльз (1980).
3.2.CBtPXHOBbIE
Уже по названию видно, что имеется в виду нечто, выходящее за рамки понятия новой. Существенная внешняя разница состоит в большей абсолютной величине сверхновых, лежащей в максимуме блеска между -16 и -21m. Это соответствует снетимосгя. в среднем более чем в 10* раз превышающей светимость нормальной новой. Исследования сверхновых в настоящее время очень затрудняет факт отсутствия в большинстве случаев информации о предшественниках сверхноных (предсверхновых). Исключение составляют, вероятно, сверхновая 1987А (см. ниже) и. возможно, сверхновая 1961V (фезен. 1985; Прекрасную кривую блеска приводят Доггетт и Бренч. 1985). Исследовать причины вспышек сверхновых означает, таким образом, заниматься физикой неизвестных объектов. Но не стоит лишаться мужества. С помощью статистических методов исследования и выводов теории звездной эволюции можно ограничить круг объектов, у которых могли бы иметь место такие сильнейшие взрывы. Для этого изучению подвергаются известные исторические сверхновые, внегалактические сверхновые, остатки сверхновых и пульсары (см.. например. Огт. 1979 и Приводимые там ссылки; обзоры в книгах о сверхновых Кисмонычи. 1974. Шкловского. 1976. Шрамма, 1977 и Уилера. 1980).
Исторические сверхновые. В нашей Галактике надежно известны слел> ющие пять случаев.
К 1006 г.. согласно арабским, китайским, японским и южноевропейским сообщениям, вспыхнула сверхновая в созвездии Волка. Ее блеск почти достиг яркости полумесяца (—9v-l0'n), и она была видна более двух лет. На месте этой сверхновой наблюдаются рентгеновский источник 4U 1458-41 и отождествляемый с ним радиоисточник PKS 1459-41. коюрый имеет типичную для остатков сверхновых кольцевую структуру и сниш! с видимой в оптическом диапазоне волокнистой туманностью.
M0 -4
-5
-г -і
•г
sn 1572
\ • SN 7604
50 100 150 200 250 300 350 400i Время Рис. S6. Кривые бисска исторических свермювых (по Кларку и Стефенсону, 1971 а - сверхновая Тихо 1572 г., О - сверхновая Кеплера 1604 г.
В 1054 г.. согласно китайским и японским источникам, замет сверхновую в созвездии Тельца. Сейчас она обозначается CM Tau. симальный блеск, согласно оценкам, был около —4т. Остаток взрв является Крабов ил ной туманностью M I, оценка ее возраста на основе ных методов составляет более 900 лет. Хотя измерения продолжающег расширения волокон туманности указывают на взрыв в 1140 г.. 1054 является, без сомнения, верным, так как расширение волокнистой туры со временем ускорялось (Тримбл. 1968). Звезда, оставшаяся в це ре туманности - нейтронная звезда со средней фотографической вел* ной 15.9"1 — является знаменитым пульсаром в Крабовидной туманное излучающим в радио-, оптической и рентгеновской областях с периодом' импульсов всего 0.033 с (раздел 3.6.2). Сама Крабовидная туманность тоже излучает в рентгеновской и радиообласти.
