
<< 1.4 Aktivnye galakticheskie yadra | Oglavlenie | 1.6 Protozvezdy >>
- 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 sistemah1.12, 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
sistem1.13 [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.
![]() |
Ris. 1.2. Shematichnoe izobrazhenie struktury tesnoi dvoinoi sistemy v rezhime diskovoi akkrecii. 1 -- opticheskaya zvezda; 2 -- kompaktnaya zvezda; 3 -- gazovyi disk; 4 -- struya; 5 -- yarkoe (goryachee) pyatno. |
Kak izvestno, kompaktnye ob'ekty imeyut sleduyushie radiusy [133]:
- dlya chernoi dyry
;
- dlya neitronnyh zvezd
sm;
- 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.
![]() |
Ris. 1.3. Vizual'nye krivye bleska karlikovyh novyh
razlichnyh tipov ( |
-- 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:
- Na -- bystrye novye. Pod'em
bleska ochen' krutoi (za
s). Posle dostizheniya maksimuma umen'shenie bleska na
proishodit ne dol'she, chem za
sekund.
- Nb -- medlennye novye. Spad bleska na
zanimaet bol'she 100 sut.
- Nc -- ochen' medlennye novye. K etoi
gruppe otnositsya, naprimer, upomyanutaya vyshe RT Ser.
- 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
II1.15. 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:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |