---

<< 1.4 Aktivnye galakticheskie yadra | Oglavlenie | 1.6 Protozvezdy >>

Razdely

• 1.5.1 Zvezdy tipa U Bliznecov ili karlikovye novye
• 1.5.2 Novye zvezdy
• 1.5.3 Sistemy s belym i krasnym karlikami
• 1.5.4 Diski vokrug neitronnyh zvezd
• 1.5.5 Diski vokrug chernyh dyr

---

1.5 Tesnye dvoinye sistemy (TDS)

Naibolee effektivno process akkrecii mozhet proishodit' v dvoinyh sistemah^1.12, kogda odna iz zvezd prevrashaetsya v kompaktnyi relyativistskii ob'ekt (belyi karlik, neitronnuyu zvezdu, chernuyu dyru), a drugaya zapolnyaet svoyu oblast' Rosha [131]. V nastoyashee vremya schitaetsya, chto takie sistemy obyazatel'no obrazuyutsya na opredelennyh stadiyah evolyucii dostatochno blizkih massivnyh dvoinyh sistem^1.13 [131,132]. Cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha () veshestvo pokidaet normal'nuyu opticheskuyu zvezdu i okazyvaetsya v oblasti Rosha kompaktnogo ob'ekta. Blagodarya nalichiyu uglovogo momenta gaz ne padaet srazu, a obrazuetsya vrashayusheesya vokrug relyativistskoi zvezdy kol'co, kotoroe pri nalichii effektivnyh mehanizmov perenosa momenta mozhet rasplyvat'sya v akkrecionnyi disk (AD). Gazovaya struya, istekayushaya iz opticheskoi zvezdy cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha, udaryaet v disk s vydeleniem bol'shogo kolichestva energii. Eta oblast' AD nablyudaetsya kak yarkoe pyatno (bright spot ili hot spot). Shematichno struktura takogo roda akkreciruyushih sistem izobrazhena na ris. 1.2.

Kak izvestno, kompaktnye ob'ekty imeyut sleduyushie radiusy [133]:

1. dlya chernoi dyry ;

2. dlya neitronnyh zvezd sm;

3. radiusy belyh karlikov primerno v 100 raz men'she radiusa Solnca sm.

Esli relyativistskaya zvezda ne obladaet magnitnym polem, to mozhno schitat', chto vnutrennyaya granica AD prostiraetsya do poverhnosti zvezdy. Magnitnoe pole mozhet razrushat' AD na rasstoyaniyah, sushestvenno prevyshayushih radius akkreciruyushego ob'ekta. Po dannym [134-136], magnitnye polya u neitronnyh zvezd mogut dostigat' Gs. Eshe Pringl i Ris [132] zametili, chto disk dolzhen razrushat'sya magnitnym polem na rasstoyaniyah poryadka al'venovskogo radiusa sm.

Znacheniya radiusa vneshnei granicy akkrecionnyh diskov opredelyayutsya parametrami dvoinoi sistemy, prezhde vsego orbital'nym periodom i massoi opticheskoi zvezdy , tempom poteri ee massy, a takzhe processami, proishodyashimi v AD [137]. Vsledstvie bol'shogo razlichiya fizicheskih uslovii v tesnyh dvoinyh sistemah vstrechayutsya lyubye situacii, i akkrecionnyi disk mozhet zanimat' pochti vsyu polost' Rosha kompaktnogo ob'ekta. Rasstoyaniya mezhdu komponentami mogut lezhat' v shirokih predelah .

Nablyudaemye proyavleniya TDS ves'ma raznoobrazny, prezhde vsego potomu, chto razlichnye ob'ekty sil'no otlichayutsya drug ot druga po svoim fizicheskim usloviyam. I, estestvenno, postroit' skol'ko-nibud' universal'nuyu model' AD nevozmozhno. Poetomu my nizhe kratko opishem, ishodya iz dannyh nablyudenii, nekotorye tipy TDS, v kotoryh ves'ma veroyatno nalichie gazovyh diskov, i oni mogut byt' otvetstvenny za nekotorye nablyudaemye osobennosti.

1.5.1 Zvezdy tipa U Bliznecov ili karlikovye novye

Otlichitel'noi osobennost'yu dannyh ob'ektov yavlyaetsya kvaziperiodicheskaya vspyshechnaya aktivnost' s harakternymi vremenami , sushestvenno prevyshayushimi orbital'nyi period . V nastoyashee vremya izvestno bolee 300 ob'ektov dannogo tipa [118]. Karlikovye novye (zvezdy tipa Bliznecov) obychno razlichayutsya po svoim fotometricheskim harakteristikam.

-- Ob'ekty tipa SS Lebedya (tipichnye predstaviteli U-Gem, SS-Cyg, BV Cen, RU Peg, VY Aqr, SS Aur, T Leo, VZ Aquarii i dr.). Otlichayutsya dostatochno dlitel'nymi intervalami pokoya mezhdu vspyshkami (ris. 1.3,a). Prodolzhitel'nost' cikla u ob'ektov tipa SS Aur mozhet byt' razlichnoi: priblizitel'no 43 dnya u VZ Aquarii, 57 dnei u SS Aur, 103 dnya u U-Gem, 558 dnei u EX Hya.

-- Otlichitel'noi osobennost'yu vspyshek u ob'ektov tipa SU Bol'shoi Medvedicy (TU Men, YZ Cnc, SU UMa, VW Hyi, HT Cas i dr.) yavlyaetsya to, chto krome obychnyh maksimumov bleska cherez 3-10 ciklov nablyudayutsya tak nazyvaemye sverhmaksimumy, otlichayushiesya bolee vysokim bleskom i prodolzhitel'nost'yu (ris. 1.3,b). Obzor zvezd tipa SU UMa dan Harlesom [138].

-- U zvezd tipa Z Zhirafa vremya pokoya sravnimo so vremenem vspyshki. Srednyaya dlina cikla sostavlyaet 9-40 sutok. No inogda voznikayut prodolzhitel'nye intervaly vremeni, v techenie kotoryh aktivnost' otsutstvuet (ris. 1.3,v).

Chasto vydelyayut podgruppu karlikovyh novyh, otlichayushuyusya bol'shoi amplitudoi vspyshek (6-9 zvezdnyh velichin), ih nazyvayut zvezdami tipa WZ Sge. Nesmotrya na kolichestvennye otlichiya, mezhdu zvezdami tipa WZ Strely i tipa SU Bol'shoi Medvedicy net principial'nyh razlichii, i karlikovye novye tipa WZ Sge yavlyayutsya predel'nym sluchaem zvezd tipa SU UMa [139].

Vne bol'shih vspyshek fotometricheskoe povedenie zvezd tipa U Bliznecov yavlyaetsya ochen' slozhnym. Vydelyayut kak neregulyarnye fluktuacii bleska, tak i periodicheskie, obuslovlennye orbital'nym dvizheniem. Sleduet zametit' takzhe, chto net strogoi korrelyacii mezhdu prodolzhitel'nost'yu kvaziperiodicheskih ciklov , amplitudoi peremennosti bleska i orbital'nym periodom .

Pomimo nablyudaemogo nestacionarnogo povedeniya svetimosti u nekotoryh karlikovyh novyh udalos' prosledit' dinamiku vneshnego radiusa diska vo vremya vspyshki. Tak, naprimer, u U-Gem v neaktivnom sostoyanii (mezhdu vspyshkami) velichina sostavlyaet , uvelichivayas' do vo vremya vspyshki i zatem vozvrashayas' k ishodnomu znacheniyu. Ves'ma pohozhe vedet sebya Z Cha i OY Car [140-143]. Ob interesnoi detali v povedenii soobshaet O'Donah'yu [140] -- v samom nachale vspyshki proishodit rezkoe kratkovremennoe umen'shenie velichiny (disk szhimaetsya) i tol'ko zatem proishodit uvelichenie razmera diska.

1.5.2 Novye zvezdy

Dlya novyh zvezd harakterno bystroe uvelichenie bleska (na 6-13 zvezdnyh velichin), yarkoe sostoyanie derzhitsya neskol'ko sutok, posle chego nachinaetsya spad, dlyashiisya obychno neskol'ko nedel'^1.14. V sootvetstvii s harakternymi vremenami krivoi bleska novoi obychno razlichayut chetyre tipa:

1. Na -- bystrye novye. Pod'em bleska ochen' krutoi (za s). Posle dostizheniya maksimuma umen'shenie bleska na proishodit ne dol'she, chem za sekund.

2. Nb -- medlennye novye. Spad bleska na zanimaet bol'she 100 sut.

3. Nc -- ochen' medlennye novye. K etoi gruppe otnositsya, naprimer, upomyanutaya vyshe RT Ser.

4. Nr -- povtornye novye, u kotoryh nablyudayutsya povtornye vspyshki, razdelennye desyatkami let.

Rasprostraneno mnenie, chto vse novye v konechnom schete yavlyayutsya povtornymi.

Obychno cherez neskol'ko let posle maksimuma bleska vokrug novoi zvezdy nablyudaetsya gazovaya obolochka, rasshiryayushayasya so skorost'yu km/s. Massy obolochek ocenivayutsya v g. Vse eto svidetel'stvuet o tom, chto na zvezde proizoshel sil'nyi vzryv, v rezul'tate kotorogo sistema teryaet % svoei massy i izluchaet energiyu erg.

1.5.3 Sistemy s belym i krasnym karlikami

Neposredstvenno iz nablyudenii v bol'shinstve sluchaev ne udaetsya dokazat' dvoistvennost' kataklizmicheskih peremennyh (k kotorym otnosyatsya v tom chisle karlikovye novye i novye), i slozhnye krivye bleska byli ponyaty na osnove sleduyushih model'nyh predstavlenii. Novye zvezdy i karlikovye novye yavlyayutsya malomassivnymi sistemami, sostoyashimi iz belogo karlika (pervichnaya komponenta) i iz krasnoi zvezdy s , kotoraya zapolnyaet svoyu kriticheskuyu polost' Rosha i pri etom teryaet massu cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha . Vvidu sohraneniya momenta kolichestva dvizheniya vokrug kompaktnogo ob'ekta obrazuetsya AD. Vklad pervichnogo komponenta v nepreryvnyi spektr sistemy ochen' mal. Proyavleniya vtorichnogo komponenta v spektre svyazany v osnovnom s absorbcionnymi liniyami. Osnovnoi vklad v nepreryvnyi spektr i emissionnye linii dayut disk i yarkoe pyatno. Skorost' dvizheniya veshestva v strue mozhet dostigat' neskol'kih soten km/s, a temp peretekaniya veshestva /god, tem samym dlya km/s netrudno ocenit' svetimost' yarkogo pyatna erg/s . V rezul'tate akkrecii v stacionarnom sluchae polovina potencial'noi energii perehodit v teplovuyu i zatem izluchaetsya. Estestvenno, dlya kataklizmicheskih peremennyh stacionarnaya model' daet ocenku znacheniya svetimosti AD sverhu. V neaktivnom sostoyanii , no mozhno schitat' , v to vremya kak svetimost' karlikov mnogo men'she velichiny .

Odnoi iz nablyudaemyh osobennostei u novyh i karlikovyh novyh zvezd yavlyayutsya kolebaniya bleska v minimume (neaktivnom sostoyanii). Vyyavleny chetyre sostavnye takoi peremennosti. S diskom i/ili yarkim pyatnom svyazany, po-vidimomu, bystrye neregulyarnye mercaniya (rapid flickering) s harakternym vremenem s. Mercaniya polnost'yu ischezayut vo vremya zatmeniya pyatna i vnutrennih chastei AD opticheskoi zvezdoi [144,145,118]. U ob'ektov so slabym potokom veshestva dominiruet yarkoe pyatno, eto otchetlivo vidno u U-Gem [146]. Naprotiv, u ob'ektov s sil'nym potokom veshestva, chto tipichno dlya novyh (UX UMa), dominiruet disk [147].

Interesnoi osobennost'yu kataklizmicheskih peremennyh yavlyaetsya to, chto u ob'ektov galo amplituda vspyshki bol'she i orbital'nye periody koroche, chem v galakticheskom diske [148,149].

1.5.4 Diski vokrug neitronnyh zvezd

Ostanovimsya kratko na akkretorah -- zamagnichennyh neitronnyh zvezdah, nahodyashihsya na stadii akkrecii. Rech' idet o rentgenovskih pul'sarah (istochnikah pul'siruyushego rentgenovskogo izlucheniya) i rentgenovskih barsterah (istochnikah peremennogo neperiodicheskogo izlucheniya). U rentgenovskih istochnikov nablyudaetsya slozhnoe vremennoe povedenie bleska: vydelyayut periodicheskie, kvaziperiodicheskie i sluchainye izmeneniya. Prichiny ih ves'ma raznoobrazny, i trebuetsya special'nyi analiz dlya kazhdogo ob'ekta [150].

Rentgenovskie pul'sary. Izvestno svyshe 20 rentgenovskih pul'sarov, sredi kotoryh vstrechayutsya sistemy kak s massivnymi OV-zvezdami, tak i s krasnymi karlikami i gigantami. Pervichnoi komponentoi yavlyaetsya vrashayushayasya neitronnaya zvezda s sil'nym magnitnym polem Gs (sm. obzor [151]), u Her X-1 velichina magnitnogo polya dostigaet Gs [152].

Otlichitel'noi osobennost'yu rentgenovskih pul'sarov yavlyaetsya peremennoe periodicheskoe rentgenovskoe izluchenie s harakternymi vremenami s (naibolee tipichny znacheniya s). Prakticheski obsheprinyato, chto peremennost' izlucheniya svyazana s moshnymi magnitnymi polyami. Nablyudaetsya i dolgoperiodicheskaya peremennost', kotoraya, naprimer, u Kentavra X-3, svidetel'stvuet o tom, chto opticheskaya zvezda zapolnyaet svoyu kriticheskuyu polost' Rosha. Svetimost' rentgenovskih pul'sarov sostavlyaet erg/s, dlya chego neobhodim temp akkrecii M/god. I esli v sluchae sverhgigantov istechenie v vide kvazisfericheskogo zvezdnogo vetra obespechivaet nablyudaemye svetimosti, to v sistemah s i malomassivnymi zvezdami istekayushee veshestvo obrazuet akkrecionnyi disk.

Drugim nablyudaemym faktom, ukazyvayushim na sushestvovanie AD, yavlyaetsya uskorenie vrasheniya neitronnoi zvezdy so vremenem. Etot effekt nablyudaetsya u bol'shinstva rentgenovskih pul'sarov i mozhet byt' ob'yasnen tem, chto v rezhime diskovoi akkrecii veshestvo, popadaya v magnitosferu, peredaet ei svoi moment kolichestva dvizheniya.

Rentgenovskie barstery. Dlya rentgenovskih barsterov harakterna vspyshechnaya aktivnost' v rentgenovskom diapazone ( keV). Obnaruzheno okolo sotni barsterov. Nablyudayutsya vspyshki tipa I, povtoryayushiesya s intervalami v neskol'ko chasov, i bolee bystrye vspyshki tipa II^1.15. Svetimost' barsterov vo vremya vspyshki sostavlyaet erg/s, a polnaya energiya, izluchaemaya za eto vremya v rentgenovskom diapazone, erg. Mezhdu vspyshkami rentgenovskie barstery yavlyayutsya medlenno menyayushimisya rentgenovskimi istochnikami so srednei svetimost'yu erg/s. Vsya sovokupnost' dannyh svidetel'stvuet o tom, chto prichina vspyshek svyazana s yadernymi vzryvami veshestva, nakopivshegosya mezhdu vspyshkami na poverhnosti neitronnoi zvezdy v rezul'tate akkrecii. U bol'shinstva rentgenovskih barsterov otsutstvuyut zatmeniya i yarkie opticheskie dvoiniki, chto govorit v pol'zu togo, chto opticheskie zvezdy yavlyayutsya malomassivnymi krasnymi karlikami (), zapolnivshimi polost' Rosha, tak chto akkreciya idet v diskovom rezhime. Takim obrazom, izluchenie barsterov mezhdu vspyshkami obuslovleno sushestvovaniem "stacionarnogo" akkrecionnogo diska.

Nablyudaemoe izluchenie rentgenovskih barsterov ne ispytyvaet strogo periodicheskih pul'sacii, chto mozhno ob'yasnit' malost'yu magnitnyh polei neitronnyh zvezd ( Gs). V takoi situacii AD mozhet dostigat' poverhnosti zvezdy [153].

Vspyshki tipa II mogut byt' ob'yasneny vydeleniem energii pri akkrecii veshestva na neitronnuyu zvezdu s magnitnym polem vblizi poverhnosti Gs, kogda veshestvo porciyami pronikaet vnutr' magnitosfery za schet razvitiya kakoi-libo neustoichivosti na granice magnitnogo polya i akkreciruyushei plazmy [154].

Kvaziperiodicheskie oscillyacii (KPO). V galakticheskom baldzhe nablyudayutsya rentgenovskie istochniki bez vspyshechnoi aktivnosti, no obnaruzhivayushie kvaziperiodicheskie oscillyacii (KPO) rentgenovskogo potoka s harakternymi chastotami Gc. KPO, otkrytye rentgenovskim sputnikom EXOSAT [155], v bol'shom kolichestve nablyudayutsya na ISZ Ginga [156,157]. KPO nablyudayutsya i v rentgenovskih spektrah nekotoryh rentgenovskih pul'sarov, prichem na nizkih chastotah, naprimer u X 1627-673, kotoraya yavlyaetsya malomassivnoi dvoinoi sistemoi, Gc [158], a takzhe u istochnikov s ul'tramyagkim rentgenovskim spektrom, u kandidatov v chernye dyry (po soobsheniyam [159], u LMC X-1 Gc). Nalichie kvaziperiodicheskih oscillyacii u kandidatov v chernye dyry svidetel'stvuet o tom, chto KPO svyazany s processami vo vnutrennih chastyah AD i ne zavisyat ot tverdoi poverhnosti zvezdy ili ee magnitnogo polya. Odnako eto spravedlivo, esli priroda u KPO dlya vseh ob'ektov edina.

Sovremennaya klassifikaciya KPO osnovana na dvuhcvetnoi rentgenovskoi diagramme, gde chetko razlichayutsya tak nazyvaemye gorizontal'naya vetka, normal'naya i vspyhivayushaya vetvi, obrazuyushie harakternyi Z-obraznyi risunok. Chasto u odnogo istochnika vydelyayut neskol'ko garmonik. Moshnost', chastota centroida i shirina pika v spektre moshnosti sil'no zavisyat ot intensivnosti istochnika.

1.5.5 Diski vokrug chernyh dyr

Spisok kandidatov v chernye dyry postoyanno popolnyaetsya, v to zhe vremya novye nablyudeniya inogda privodyat k snyatiyu podozrenii v otnoshenii nekotoryh ob'ektov. Naibolee nadezhny sleduyushie kandidaty v chernye dyry: A0620-00, Cyg X-1, LMC X-3, LMC X-1, SS 433 [160], imeyutsya i drugie kandidaty, no bolee spornye. Primechatel'noi osobennost'yu yavlyaetsya to, chto massa opticheskoi zvezdy v A0620-00 ne prevyshaet M. A eto dovod v pol'zu nalichiya akkrecionnogo diska vokrug relyativistskogo komponenta, poskol'ku moshnost' zvezdnogo vetra u malomassivnyh zvezd nevelika. Po svidetel'stvu [161], emissionnye linii imeyut harakternye dlya AD dvuhpikovye profili. Nablyudaemaya asimmetriya mozhet byt' svyazana s yarkim pyatnom na krayu diska. Odnako v etom sluchae disk dolzhen imet' razmery, blizkie k kriticheskoi polosti Rosha, chto ne tipichno dlya malomassivnyh dvoinyh sistem.

Pozhalui, ob'ekt SS 433 naibolee izvesten blagodarya svoim relyativistskim bipolyarnym struyam. Otkrytie opticheskih zatmenii v sisteme SS 433 pozvolilo sdelat' vyvod, chto dannyi ob'ekt yavlyaetsya TDS, sostoyashei iz massivnoi ( M) OV-zvezdy i relyativistskogo ob'ekta ( ), okruzhennogo yarkim, opticheski tolstym dlya rentgenovskogo izlucheniya precessiruyushim akkrecionnym diskom [162-165].

Ob'ekt Lebed' X-1 (Cyg X-1) yavlyaetsya naibolee "starym" kandidatom v chernye dyry (sm. obzory [164,166]). Interval vremennoi peremennosti ogromen: ot s do s. V rentgenovskom diapazone u istochnika Cyg X-1 nablyudayutsya perehody iz "spokoinogo" v "vozbuzhdennoe" sostoyanie. V pervom rezhime izluchaetsya v osnovnom zhestkaya rentgenovskaya komponenta ( keV). Vremya prebyvaniya v "vozbuzhdennom" sostoyanii -- okolo mesyaca. Pri etom poyavlyaetsya intensivnaya myagkaya spektral'naya komponenta v polose 3-6 keV, a polnaya svetimost' vozrastaet primerno v dva raza. Nablyudaemyi rentgenovskii spektr udovletvoritel'no modeliruetsya izlucheniem ot AD [167,168]. V to zhe vremya priemlemogo ob'yasneniya prichiny perehodov iz "spokoinogo" v "vozbuzhdennoe" sostoyaniya poka net. Dlitel'nost' processov, po-vidimomu, oznachaet, chto oni svyazany s perenosom veshestva po AD.

Peremennost' izlucheniya yavlyaetsya obshim svoistvom kompaktnyh zvezdnyh rentgenovskih istochnikov. Odnako haoticheskoe postoyannoe izmenenie v dosekundnyh intervalah nablyudaetsya u nemnogih: Cyg X-1, GX 339-4, Cir X-1. Vozmozhno, eti istochniki yavlyayutsya AD vokrug chernyh dyr. Takoe vremennoe povedenie obychno ob'yasnyayut vrashayushimisya v samyh vnutrennih oblastyah AD () neodnorodnostyami [169].

Obnaruzhenie KPO u LMC X-1 svidetel'stvuet takzhe o nalichii akkrecionnogo diska v sisteme (sm. p. 1.5.4).

---

<< 1.4 Aktivnye galakticheskie yadra | Oglavlenie | 1.6 Protozvezdy >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: akkrecionnyi disk - disk, galakticheskii - gidrodinamika - spiral'naya struktura Publikacii so slovami: akkrecionnyi disk - disk, galakticheskii - gidrodinamika - spiral'naya struktura
Sm. takzhe: Akkrecionnyi disk chernoi dyry: vizualizaciya Dvazhdy iskrivlennyi mir dvoinyh chernyh dyr Spiral'nyi disk vokrug chernoi dyry V centre spiral'noi galaktiki NGC 3521 Massivnaya chernaya dyra razryvaet proletayushuyu zvezdu Ul'trafioletovye kol'ca M31 Blizkaya massivnaya spiral'naya galaktika NGC 2841 Vse publikacii na tu zhe temu >>