Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Harakteristiki kataklizmicheskih zvezd

Osnovnye fizicheskie harakteristiki kataklizmicheskih zvezd

S.Yu.Shugarov


GAISh
1999

Kataklizmicheskimi peremennymi (CVs) nazyvayut dvoinye sistemy s ochen' korotkim orbital'nym periodom (v srednem, neskol'ko chasov), v kotoryh malomassivnyi komponent - karlikovaya krasnaya zvezda glavnoi posledovatel'nosti spektral'nogo klassa K-M zapolnyaet svoyu polost' Rosha, vsledstvie chego proishodit perenos veshestva (plazmy) na pervichnyi komponent -- belyi karlik (WD). Poskol'ku dvizhushayasya na WD plazma imeet znachitel'nyi uglovoi moment, ona ne padaet neposredstvenno na nego, a obrashayas' vokrug i obladaya opredelennoi vyazkost'yu, obrazuet vokrug WD akkrecionnyi disk (ris. 1).

Ris. 1. Kataklizmicheskaya peremennaya. Vid s polyusa.

Ringwald [1] spravedlivo zametil, chto CVs yavlyayutsya prekrasnoi prirodnoi laboratoriei dlya izucheniya fiziki akkrecionnogo diska, poskol'ku osnovnoi vklad v izluchenie vnosit imenno geometricheski tonkii disk. Komponenty sistemy, harakteristiki kotoryh takzhe mozhno vychislit', pri opredelennyh usloviyah zatmevayut disk ili ego chasti, chto pozvolyaet s horoshim prostranstvennym razresheniem vychislit' ego strukturu. Akkreciruyushee veshestvo po spirali prohodit cherez disk, vysvobozhdaya gravitacionnuyu energiyu i nagrevaet disk do temperatury 4000-100000 K, vyzyvaya svetimost' diska 0.001-10L$\scriptstyle \odot$. V bol'shinstve sluchaev takaya svetimost' prevyshaet vidimuyu svetimost' obeih komponent, poetomu v nablyudaemom spektre preobladaet sinii kontinuum akkrecionnogo diska. Ne smotrya na razlichiya v stroenii, fizike i geometrii CVs, oni vsegda pokazyvayut sil'nyi ul'trafioletovyi izbytok, chem vydelyayutsya sredi drugih nestacionarnyh ob'ektov. Yarkie (absolyutno) CVs izluchayut v kontinuume po stepennomu zakonu, slabye imeyut bolee ploskoe raspredelenie energii, no vsegda s sil'nymi emissionnymi liniyami i Bal'merovskim skachkom v emissii. Izluchenie CVs mnogokomponentno, eto akkrecionnyi disk, WD, krasnaya zvezda i struya gaza s nee, yarkoe goryachee pyatno na diske v meste soudareniya strui s nim i zona mezhdu diskom i WD (sm. ris. 1). Skorost' perenosa massy i naklonenie diska nesomnenno vliyayut na vidimuyu kartinu izlucheniya ot sistemy.

Otmetim poslednie obzory po CVs: Patterson [2], Waade and Ward [3], King [4], Hack and Selvelli [5] i Livio [6].

Pomimo orbital'nyh izmenenii u CVs nablyudayutsya razlichnye vidy vspyshechnoi aktivnosti. Zvezdami etogo tipa yavlyayutsya karlikovye novye, povtornye i klassicheskie novye, a takzhe golubye zvezdy, pokazyvayushie bystrye nepravil'nye izmeneniya bleska, u kotoryh poka ne nablyudalos' ochevidnyh vspyshek (novopodobnye peremennye). Eti vspyshki imeyut raznuyu prirodu i vyzvany perenosom massy na vtorichnyi komponent, nestabil'nym potokom v akkrecionnom diske i termoyadernymi reakciyami na WD (Robinson [7], Warner [8], Mattei [9]).

1 Vspyshechnaya aktivnost' kataklizmicheskih zvezd

Amplituda vspyshek novyh zvezd obychno dostigaet 9m - 15m. Slabaya goryachaya zvezda vnezapno, za neskol'ko sutok ili desyatkov dnei uvelichivaet vidimuyu yarkost' a zatem postepenno, v techenie neskol'kih mesyacev ili let vozvrashaetsya k svoemu obychnomu sostoyaniyu. U nekotoryh novyh posle vspyshki obnaruzhivayutsya pul'sacii goryachego komponenta s periodom poryadka 100 s i amplitudoi okolo 0m.1. Novye razdelyayutsya na bystrye (NA) medlennye (NB) i, vozmozhno, predel'no medlennye (NC). Poyavlenie vspyshek ob'yasnyaetsya yadernymi processami: bogatoe vodorodom veshestvo akkreciruet na poverhnost' vyrozhdennogo WD, szhimayas' i nagrevayas', poka ne proizoidet vzryv ili ne nachnetsya termoyadernaya reakciya (Shara [10]).

Povtornye novye otlichayutsya ot klassicheskih povtornymi vspyshkami, proishodyashimi s intervalami 10-100 let, chto bol'she po sravneniyu s karlikovymi novymi i sushestvenno men'she, chem dayut teoreticheskie ocenki dlya novyh (105 let dlya tempa akkrecii $ \dot{M}$ = 10-10M$\scriptstyle \odot$/god). Kak cikly tak i amplitudy vspyshek takih ob'ektov (7m - 11m) nahodyatsya mezhdu klassicheskimi i karlikovymi novymi. Obychno zvezdy so sleduyushimi harakteristikami otnosyat k povtornym novym (Weebnik et.al [11]):

  1. Nablyudalos' dve ili bolee vspyshki u zvezdy, prichem absolyutnaya velichina vo vremya vspyshki byla sravnimoi s absolyutnoi velichinoi novyh ( Mv = - 5m.5).

  2. Vo vremya vspyshki skorost' rasshireniya obolochki (V = 300 km/s). byla sravnima so skorost'yu rasshireniya obolochki u klassicheskih novyh.

Pervyi kriterii pozvolyaet otlichit' povtornye novye ot klassicheskih i karlikovyh novyh, a vtoroi - ot simbioticheskih zvezd, mnogie iz kotoryh pokazyvayut povtornye vspyshki, kotorye proishodyat bez vybrosa obolochki s bol'shimi skorostyami. Kak teoriya, tak i nablyudeniya pokazyvayut, chto vspyshki karlikovyh novyh mozhno ob'yasnit' nestabil'nost'yu akkrecionnyh processov v CVs, v to vremya kak vspyshki klassicheskih novyh yavlyayutsya veroyatno rezul'tatom termoyadernyh processov v obolochke WD, sformirovavsheisya v rezul'tate akkrecii veshestva s holodnogo sputnika. Dlya povtornyh novyh rassmatrivayutsya obe modeli - kak akkrecionnaya, take i yadernaya (Weebnik et.al [11]). Sleduet otmetit', chto model' termoyadernyh vspyshek pri vysokih tempah akkrecii vstrechaet opredelennye trudnosti (dlya $ \dot{M}$$ \ge$10-10M$\scriptstyle \odot$/god pri Mwd$ \le$1M$\scriptstyle \odot$). U obychnyh karlikovyh novyh, ili zvezd tipa U Gem, proishodyat vspyshki s amplitudoi 2m - 6m, prodolzhitel'nost' v neskol'ko dnei. Vspyshki nepredskazuemo povtoryayutsya cherez nedeli ili mesyacy, sohranyaya odnako, nekotoryi srednii cikl, zavisyashei ot amplitudy (Holopov [12]).

Iz neskol'kih modelei, ob'yasnyayushih povedenie zvezdy vo vremya vspyshki, naibolee chasto rassmatrivayutsya sleduyushie.

  1. Vspyshka ob'yasnyaetsya epizodicheskim vybrosami materii so sputnika na disk, chto privodit k uvelicheniyu ego yarkosti (Bath [13,14]). Prichina nestacionarnogo perenosa massy ob'yasnyaetsya temperaturnoi nestabil'nost'yu sputnika (Gorbackii [15]).

  2. Perenos massy s vtorichnogo komponenta stacionaren, no sam disk gravitacionno nestabilen, i vspyshki vyzvany padayushei na WD materiei (Smak [16,17] and Osaki [18]).

  3. Prichina -- nelineinyi effekt, vyzvannyi sushestvovaniem oblasti ionizovannogo vodoroda, vedushei k nestabil'nomu perenosu veshestva (Faulkner [19]).

Zvezdy tipa U Gem imeyut harakternye absolyutnye velichiny Mv $ \sim$ 8, kotorye byli opredeleny blagodarya tomu, chto v spektrah CVs inogda byli vidny sledy vtorichnogo komponenta (Warner,[20]). Korotkii obzor podtipov zvezd tipa U Gem (Z Cam, SU UMa i VY Scl) privel Ringwald [1].

Zvezdy podklassa Z Cam podobny zvezdam tipa U Gem, za isklyucheniem togo, chto kazhdye neskol'ko let vo vremya vspyshki oni ostayutsya v yarkom sostoyanii, primerno na odnu velichinu slabee maksimal'nogo bleska. Smak [17] otmechaet, chto zvezdy tipa Z Cam v sostoyanii pokoya v srednem imeyut bol'shuyu svetimost', chem karlikovye novye. Veroyatno poetomu skorost' perenosa massy priblizhaetsya k kriticheskoi skorosti perenosa, kotoraya vedet k ionizacii diska, uvelicheniyu vyazkosti i prepyatstvuet obychnomu protekaniyu vspyshki. Mayer i Meyer-Hofmeister [21] predpolozhili, chto y zvezd tipa Z Cam obychnaya vspyshka osveshaet krasnuyu zvezdu zastavlyaya ee slabo-gravitacionnuyu atmosferu rasshiryat'sya, chto privodit k uvelicheniyu tempa akkrecii i prodolzheniyu vspyshki. Fakticheski, v sisteme obrazuetsya polozhitel'naya obratnaya svyaz', podderzhivayushaya povyshennyi temp perenosa massy i svetimost'. Vspyshka zakanchivaetsya, kogda krasnaya zvezda prekrashaet bystroe rasshirenie, neobhodimoe dlya prodolzheniya povyshennogo tempa peretekaniya veshestva i ostanovka prekrashaetsya. Odnako King [22] zametil, chto na poverhnost' krasnoi zvezdy padaet nedostatochno zhestkoe izluchenie, chtoby vyzvat' sootvetstvuyushii effekt v atmosfere krasnoi zvezdy.

SU UMa -- zvezdy eto karlikovye novye, u kotoryh krome obychnyh vspyshek, podobnyh vspyshkam zvezd tipa U Gem, proishodyat sverhvspyshki amplitudoi 5m - 6m (Warner [23]). Oni dlyatsya v techenie nedel' i povtoryayutsya s harakternym vremenem ot 6 mesyacev do goda i vidimo svyazany s predydushimi normal'nymi vspyshkami (Osaki [24]). On ob'yasnyaet ih temperaturnoi i prilivnoi nestabil'nost'yu, pri kotoryh massa diska uvelichivaetsya posle kazhdoi obychnoi vspyshki poka ne dostignet kriticheskogo znacheniya. Pri etom disk stanovitsya gravitacionno nestabil'nym. V techenie vspyshki nablyudayutsya periodicheskie modulyacii krivoi bleska s amplitudoi v neskol'ko procentov, nazyvaemye ``superhampami'' (superhumps). Superhampy imeyut ochen' stabil'nyi period, kotoryi na neskol'ko procentov bol'she orbital'nogo i vosproizvoditsya ot vspyshki k vspyshke (Warner [23]). Orbital'nye periody u zvezd tipa SU UMa kak pravilo men'she treh chasov i sledovatel'no u nih dolzhno byt' predel'noe otnoshenie mass komponentov ($ \geq$ 4 : 1). V etih sistemah bol'shuyu roli igrayut potoki: vo vremya sverhvspyshki proishodit povyshennyi perenos massy, radius diska iz-za vyazkosti vozrastaet, poka ne dostignet gravitacionno nestabil'nogo znacheniya, velichina kotorogo men'she radiusa polosti Rosha WD. Na diske razvivaetsya prilivnoe vzdutie, kotoroe medlenno precessiruet vokrug belogo karlika, vyzyvaya superhampy (Whitehurst [25]). Odnako vspyshka ne vsegda yavlyaetsya neobhodimym usloviem dlya obrazovaniya superhampov. U CVs s predel'nym otnosheniem mass mogut nablyudat'sya postoyannye superhampy. Eto sleduet iz togo, chto u mnogih CVs uverenno opredelyayutsya fotometricheskii i spektroskopicheskii periody, kotorye tem ne menee slegka razlichayutsya (Patterson and Richman [26]).

Kinematicheskaya model' (Gilliland, Kemper [27]) pokazyvaet, chto superhampy poyavlyayutsya, kogda obrazuetsya vneshnii disk (s yarkim pyatnom) ot veshestva, peretekayushego cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha. V etoi modeli Ps - period bienii mezhdu orbital'nym periodom dvoinoi sistemy Porb i periodom vrasheniya vneshnego diska:

1/Ps = 1/Porb - 1/Pd .

Bol'shinstvo sistem tipa SU UMa imeyut periody koroche 2h. Robinson [28] nashel sleduyushuyu empiricheskuyu zavisimost' mezhdu Ps i Porb:

Ps/Porb = 0.0367 . (Porb - 2.00) + 1.043,

(Porb v chasah). V etoi rabote on predpolagaet, chto vse karlikovye novye s Porb < 3h prinadlezhat k SU UMa tipu.

``Novopodobnymi'' (NL) zvezdami my budem nazyvat' vse CVs, u kotoryh (poka?) ne nablyudalos' vspyshek. Po fotometricheskim i spektral'nym nablyudeniyam novopodobnye zvezdy pohozhi na karlikovye novye vo vremya vspyshki, ili zvezdy Z Cam vo vremya prodolzhitel'noi ostanovki bleska, ili klassicheskoi novoi, spustya mnogo let posle vspyshki. Sredi nih mogut byt' klassicheskie novye, vspyshki kotoryh byli propusheny, ili vozmozhnye novye do vspyshki (Robinson [29]). Novopodobnye CVs -- neodnorodnyi klass ob'ektov. Warner [8] vvodit podklass etih ob'ektov -- zvezdy podtipa UX UMa. U nih nablyudayutsya kak shirokie absorbcionnye linii, tak i emissionnye, kotorye chasto slaby otnositel'no kontinuuma.

Drugoi podklass novopodobnyh - zvezdy tipa VY Scl, kotorye inogda nazyvayut ``anti-karlikovymi novymi'' (``anti-dwarf novae''). Oni nahodyatsya bol'shuyu chast' vremeni yarkimi (aktivnoe, ``on'' sostoyanie), no zatem ih vidimyi blesk padaet na 2m - 8m (neaktivnoe, ``off'' sostoyanie), s posleduyushim vozvrasheniem k obychnomu urovnyu.

Izuchenie dinamiki novopodobnyh zvezd, provedennoe Kraft i Luyten [30] pokazalo, chto u nih Mv $ \sim$ 4.m2, sledovatel'no krasnaya zvezda pochti nikogda ne proyavlyaetsya v ih spektre. Poetomu zvezdy tipa VY Scl v neaktivnom sostoyanii mogut byt' nezamenimy dlya izucheniya spektra krasnoi zvezdy, poskol'ku v eto vremya perenos veshestva mozhet byt' pochti polnost'yu otsutstvovat' [31,32].

V sluchae, esli belyi karlik obladaet bol'shim magnitnym polem (s napryazhennost'yu H > 106 Gs), na dvizhenie veshestva v okolozvezdnom prostranstve vliyayut kak gravitacionnye, tak i magnitnye polya. Takie CVs otnosyat k klassu polyarov. Disk vokrug belogo karlika pri H < 107 Gs obrazuetsya ne vsegda (promezhutochnye polyary), a pri polyah H $ \sim$ 108 Gs obychno ne obrazuyutsya vovse (polyary). Bolee detal'no eti ob'ekty opisany v stat'yah [33,34].

Nakoplenie novyh nablyudatel'nyh dannyh dlya CVs pokazyvaet, chto ih razdelenie na tipy dovol'no uslovno. Chasto, s uvelicheniem dannyh, odin tip prevrashaetsya v drugoi, ili v sisteme nablyudayutsya cherty kak odnogo, tak i drugogo podtipa.

Krome vspyshek (ili ih otsutstviya) vse CVs pokazyvayut nepravil'nye fotometricheskie izmeneniya bleska s amplitudoi v neskol'ko procentov i harakternym vremenem v minuty, nazyvaemye flikeringom (Warner [35]). V obshem sluchae eto vyzvano nestacionarnoi akkreciei, hotya dostovernaya prichina flikeringa neizvestna. Drugaya fotometricheskaya osobennost' -- gorb, chasto nablyudaemyi na orbital'noi krivoi bleska. Eto poyarchanie proishodit v tot moment, kogda yarkoe pyatno, obrazovannoe v meste soudareniya strui s krasnogo komponenta i akkrecionnogo diska nahoditsya v nizhnem soedinenii (nailuchshaya vidimost' pyatna). Hotya ego vidimyi blesk i svyazan s orbital'nym periodom, eti izmeneniya neregulyarnye i imeyut nebol'shuyu (neskol'ko desyatyh velichiny) amplitudu. Poetomu po nim trudno uverenno opredelyat' orbital'nyi period.

2 Model' Rosha dlya kataklizmicheskih peremennyh

Odin iz komponent sistemy, ``pervichnaya'' zvezda, yavlyaetsya WD, mnogo men'shim, chem ego polost' Rosha, drugoi, ``vtorichnyi'' komponent, naprotiv, zapolnyaet svoyu polost' Rosha. Cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha L1 vtorichnaya zvezda, slegka perepolnyaya svoyu polost' Rosha, peretekaet v polost' Rosha WD. Esli skorost' perenosa massy postoyanna dlya vsego diska, polnaya energiya, izluchaemaya diskom, dlya nevrashayushegosya belogo karlika ravna

Ld = G$\displaystyle {M_1\dot M_2\over {2R_1}}$ , (1)

S analogichnym dopusheniem effektivnaya temperatura Teff, 2 na lyubom rasstoyanii a ot belogo karlika predstavlyaetsya vyrazheniem

T4eff, 2 = 3G$\displaystyle {M_1\dot M_2\over {8\pi \sigma a^3}}$ . $\displaystyle \left(\vphantom{1-\sqrt {R_1\over a}}\right.$1 - $\displaystyle \sqrt{R_1\over a}$$\displaystyle \left.\vphantom{1-\sqrt {R_1\over a}}\right)$ . (2)

Esli vyazkost' veshestva otsutstvuet ili razumno mala, veshestvo v diske vrashaetsya s Keplerovskoi skorost'yu V$\scriptstyle \phi$, sootvetstvuyushei rasstoyaniyu ot WD:

V$\scriptstyle \phi$2 = G . $\displaystyle {M_1\over a}$ . (3)

Priblizitel'nyi razmer diska mozhet byt' ocenen, s odnoi storony, iz nablyudenii a takzhe teoreticheskih rasschetov, pokazyvayushih, chto velichina a men'she primerno 2/3 ot polnogo radiusa Rosha, s drugoi storony polnym razmerom radiusa Rosha.

Vnutrennii radius diska svyazan s radiusom WD v sluchae s nemagnitnoi ili slabo magnitnoi zvezdoi.

Radius sfericheskoi zvezdy zapolnyayushei svoyu polost' Rosha byl vychislen Paczynski [36]:

R2/a = 0.38 + 0.20 . log(q)         dlya  0.3 < q < 20 i
R2/a = 0.462 . $\displaystyle \left(\vphantom{{q\over 1+q} }\right.$$\displaystyle {q\over 1+q}$$\displaystyle \left.\vphantom{{q\over 1+q} }\right)^{1/3}_{}$         dlya  0 < q < 0.8 ,
(4)

pri q = M2/M1, takim obrazom, R2 zavisit tol'ko ot otnosheniya mass i rasstoyaniya mezhdu dvumya zvezdami. Dalee, sushestvuet mnozhestvo dokazatel'stv, chto vtorichnaya zvezda v sisteme s orbital'nym periodom men'she 6h ne soshla s glavnoi posledovatel'nosti. Dlya nih sushestvuet sootnoshenie mezhdu massoi i radiusom, kotoroe sravnitel'no horosho aproksimirovano sootnosheniem:

R2/R$\scriptstyle \odot$ = 0.959 . M2/M$\scriptstyle \odot$ (5)

(Warner [8,37]).

Kombiniruya sootnoshenie (5) i tretii zakon Keplera, mozhno poluchit'

M2/M$\scriptstyle \odot$ = 3.3 . 10-5Psec,
R2/R$\scriptstyle \odot$ = 3.2 . 10-5Psec.
(6)

(Warner [8]).

V obshem sluchae, iz formul (4), (5), i tret'ego zakona Keplera imeem:

log$\displaystyle {M_2\over M_\odot}$ = 0.571$\displaystyle \left\{\vphantom{0.06-\log \left[ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}\right] }\right.$0.06 - log$\displaystyle \left[\vphantom{ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}}\right.$$\displaystyle {1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}$$\displaystyle \left.\vphantom{ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}}\right]$$\displaystyle \left.\vphantom{0.06-\log \left[ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}\right] }\right\}$ , (7)

gde period vyrazhen v sekundah.

Esli vzyat' dlya rasschetov evolyucionnyi scenarii vtorichnoi komponenty, [38] mozhno vyvesti:

(M2/M$\scriptstyle \odot$)2 = 0.966 . 10-8 . P2$\displaystyle \left(\vphantom{1+{1\over q}}\right.$1 + $\displaystyle {1\over q}$$\displaystyle \left.\vphantom{1+{1\over q}}\right)$$\displaystyle \left(\vphantom{0.38+0.2\log q}\right.$0.38 + 0.2 log q$\displaystyle \left.\vphantom{0.38+0.2\log q}\right)^{3}_{}$/$\displaystyle \xi^{2}_{}$ , (8)

gde $ \xi$ - evolyucionnyi parametr, opisyvayushii evolyucionnoe sostoyanie krasnoi zvezdy. Dalee, iz (4) mozhno opredelit' bol'shuyu poluos' orbity a, a iz uravneniya

a . sin i = a1 . sin i + a2 . sin i (9)

vozmozhno ocenit' ugol naklona orbity k luchu zreniya i. Parametry diskov opredelyalis' na osnove U-F spektrov, ispol'zuya stacionarnuyu diskovuyu model', predlozhennuyu Shakuroi i Syunyaevym [39].

Patterson [2] nashel ochen' poleznuyu empiricheskuyu zavisimost' dlya zvezd nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti:

R2/R$\scriptstyle \odot$ = 10-3 . M1/3 . P2/3 . (10)

Otsyuda, dazhe esli M2 my ocenili grubo, s faktorom (oshibkoi) v tri raza, R2 opredelyaetsya s faktorom 1.4.

Warner [40] pokazal, chto otnoshenie mezhdu amplitudoi radial'nyh skorostei K1 i V . sin i dlya chastic, nahodyashihsya na ravnovesnyh radiusah, kotorye nedavno popali v polost' Rosha, yavlyayutsya tol'ko funkciei otnosheniya mass:

$\displaystyle {K_1\over V_2\sin i}$ = $\displaystyle {f^2(q)\cdot q^3 \over (1+q)^2}$ , (11)

gde f (q) = 0.500 - 0.227 log q (0.1 < q < 10), a K1 - amplituda luchevyh skorostei pervichnogo komponenta.

Takim obrazom, esli dlya CV poluchena krivaya luchevyh skorostei dlya emissionnogo komponenta, mozhno opredelit' massu issleduemoi CV, ispol'zuya sootnoshenie massa-radius (10), poskol'ku nablyudaemaya velichina K1/V2sin i teper' yavlyaetsya tol'ko funkciei otnosheniya mass q.

3 Korotkoperiodicheskaya peremennost' kataklizmicheskih peremennyh

Vazhnoi harakteristikoi CVs yavlyaetsya nalichie u nih korotkoperiodicheskih kolebanii bleska v opticheskom i v ryade sluchaev v rentgenovskom diapazonah. Razlichayut tri vida bystryh kolebanii.

  1. Flikering -- eto izmeneniya srednego bleska, kotoroe nablyudaetsya na vseh stadiyah aktivnosti CVs. Amplituda flikeringa poryadka neskol'kih desyatyh zvezdnoi velichiny, harakternye vremena ot sekund do desyatka minut. Obychno nablyudaetsya tendenciya k uvelicheniyu amplitudy flikeringa u karlikovyh novyh v spokoinom sostoyanii, a takzhe pri poyavlenii ``gorba'' na orbital'noi krivoi bleska, vidimomu vo vremya nizhnego soedineniya goryachego pyatna na diske, i sil'nomu umen'sheniyu vo vremya zatmenii. Podrobnye nablyudeniya zatmenii karlikovyh novyh HT Cas, V2051 Oph i novopodobnoi sistemy RW Tri pokazyvayut, chto osnovnoi istochnik flikeringa eto nagretyi blizkii k WD vnutrennii disk, ili goryachee pyatno na diske (Patterson [41]; Warner and Cropper [42]; Horne and Stiening [43]).

  2. Kogerentnye oscillyacii (kotorye inogda nazyvayut oscillyaciyami ili pul'saciyami karlikovyh novyh, ili, chto otchasti vvodit issledovatelei v zabluzhdenie pul'saciyami WD) c periodami v neskol'ko desyatkov sekund i amplitudoi poryadka 0m.002, proyavlyayushihsya u karlikovyh novyh vo vremya vspyshek, u novopodobnyh -- vo vremya yarkogo sostoyaniya i u WZ Sge vo vremya pokoya. Soobsheniya ob otkrytii i analize kogerentnyh oscillyacii u SVs obobsheno v rabotah Warner [44], Patterson [41], Warner and Brickhill [45].

  3. Kvaziperiodicheskie oscillyacii bleska (QPOs) -- promezhutochnyi klass peremennosti bleska, nablyudaemyi vo vremya vspyshek karlikovyh novyh. Amplitudy QPOs bol'she, chem u kogerentnyh oscillyacii, a periody poryadka odnoi minuty i izmeneniya perioda nosyat stohasticheskii harakter. Podobno kogerentnym oscillyaciyam, QPOs nablyudayutsya ne vo vseh vspyshkah u karlikovyh novyh, a u mnogih iz nih oni nikogda ne registrirovalis'. U odnoi i toi-zhe sistemy vo vremya razlichnyh vspyshek periody QPOs mogut sushestvenno razlichat'sya (naprimer, Robinson i Nather [46]. nashli period 150 s vo vremya odnoi vspyshki U Gem, v to vremya kak vo vremya drugoi vspyshki Patterson [41] nashel period tol'ko v 24 s.).

4 Nablyudeniya kataklizmicheskoi peremennoi DW Bol'shoi Medvedicy

DW UMa -- odna iz CVs, pokazyvayushaya naibolee harakternye ``cherty'', nablyudaemye u rassmatrivaemyh zvezd. Otkryli ee, kak ochen' golubuyu zvezdu s sil'nymi emissionnymi liniyami vodoroda i geliya (vklyuchaya HeII,$ \lambda$4686Å), vskore ryad avtorov otkryli u nee glubokie zatmeniya, proishodyashie s periodom $ \sim$ 0d.137. Vse avtory, provodivshie fotometricheskoe izuchenie etoi sistemy, otmechayut, chto krivye bleska DW UMa kak pravilo ochen' sil'no otlichayutsya odna ot drugoi. Sledovatel'no, harakteristiki v sisteme postoyanno izmenyayutsya, poetomu avtor provel nezavisimoe fotometricheskoe issledovanie DW UMa i poluchil ryad fizicheskih velichin, harakterizuyushih izmenenie etih harakteristik.

Nablyudeniya provodilis' avtorom i E.A. Kazennovoi [47] s pomosh'yu odnokanal'nogo UBV-elektrofotometra konstrukcii I.M.Volkova, a takzhe po negativam fototeki GAISh. Na ris. 2 pokazany krivye bleska 7 aprelya 1989 g. (J.D. 2447624), postroennaya s naidennym nami utochnennym znacheniem orbital'nogo perioda ( 0d.1366067). Vidno glubokoe zatmenie vo vseh treh polosah, a takzhe ``gorb'' pered nim. V polose U amplituda gorba bol'she, chem v B, a v polose V ego amplituda minimal'na. Poyavlenie gorba na opredelennyh fazah orbital'nogo perioda yavlyaetsya sledstviem izmeneniya uslovii vidimosti goryachego pyatna na diske (ris. 1), a uvelichenie ego amplitudy s umen'sheniem dliny volny ukazyvaet na bol'shuyu temperaturu pyatna. V glavnom minimume pokazatel' cveta B - V uvelichivaetsya, chto dolzhno proishodit' pri prohozhdenii krasnoi zvezdy (vtorichnogo komponenta) pered goryachim diskom i belym karlikom. Pravda, u sistemy ostaetsya izbytok ul'trafioletovogo izlucheniya i v minimume. Na ris. 3 pokazana krivaya bleska v polose B v sleduyushuyu noch'. Glubina zatmeniya neskol'ko vozrasla, a gorb ne nablyudalsya (ne bylo zametno ego i v posleduyushuyu noch'). Veroyatno, temp akkrecii upal i pyatno na diske ischezlo.

Ris. 2. Orbital'nye krivye bleska DW UMa 7 aprelya 1989 g. v polosah UBV.

Ris. 3. Orbital'naya krivaya bleska DW UMa 8 aprelya 1989 g. v polose B.

Fotograficheskie ocenki bleska, provedennye E.A.Kazennovoi [47], pokazali, chto v osnovnom blesk sistemy izmenyaetsya vne zatmenii ot 14m.3 do 14m.9. Odnako v yanvare 1990 g. zvezda neozhidanno rezko oslabela do $ \sim$ 17m, cherez mesyac ee blesk byl uzhe $ \sim$ 16m, a k mayu 1990 g. pochti vernulas' k svoemu pervonachal'nomu urovnyu ($ \sim$ 15m). Nablyudeniya v eto vremya pokazali, chto gorba pered minimumom po-prezhnemu net (tol'ko v polose U on na slegka proyavlyaetsya), a orbital'nyi period ne izmenilsya i naidennye do oslableniya svetovye elementy snova vypolnyayutsya. Soglasno Hessman [32] v moment depressii emissii vodoroda ostavalis', no linii vysokogo vozbuzhdeniya HeII otsutstvovali polnost'yu.

Dlya postroeniya modeli sistemy byla ispol'zovana programma T.S.Hruzinoi [48], sostavlennaya dlya personal'nyh komp'yuterov. Programma pozvolyaet reshat' pryamuyu zadachu - dlya konkretnoi modeli CV vychislit' dlya dannoi dliny volny orbital'nuyu krivuyu bleska. Izmenyaya ryad parametrov, mozhno dobit'sya soglasiya nablyudaemoi i teoreticheskoi krivyh bleska.

Ispol'zuya dannuyu programmu i ispol'zuya privedennye ranee formuly, my nashli, chto Mwd $ \sim$ 0.9M$\scriptstyle \odot$, q = 3, a = 1.1R$\scriptstyle \odot$, R2 = 0.31R$\scriptstyle \odot$, i = 83o. V sleduyushei tablice privedeny naidennye s pomosh'yu algoritma T.S. Hruzinoi znachenii, sootvetstvuyushih disku i pyatnu.

D   I   S   K P    Ya    T    N    O
data sis Ld/L2 B - V U - B Rd/R$\scriptstyle \odot$ faza Rsp/R$\scriptstyle \odot$ Lsp/Rd B - V U - B
7
apr.
1989		 V 3.6 -0.1   0.51 0.80 0.67 1.5 -0.5  
B 24 -1.5 0.57 0.85 0.80 2.0 -1.6
U 415   0.65 0.90 0.73 2.3  
8 V 4.3     0.50          
apr.     -0.4              
1989 B 42     0.56          
9 B 49     0.57          
apr.       -1.3            
1989 U 650     0.65          

Iz tablicy vidno, chto osnovnoi vklad v izluchenie vnosit disk, svetimost' kotorogo ot nochi k nochi izmenyaetsya v 1.5-2 raza, chto i vyzyvaet izmenenie srednego urovnya bleska ot cikla k ciklu. Pokazateli cveta pyatna sootvetstvuyut cvetovoi temperature 40-50 tysyach gradusov (Straizhis [49]). Tot fakt, chto radius pyatna zavisit ot dliny volny, mozhno ob'yasnit' tem, chto raspredelenie temperatury po disku neravnomerno, poetomu raznye uchastki diska naibolee effektivno izluchayut v razlichnyh diapazonah voln.

Chto kasaetsya tochnosti naidennyh velichin, poluchennyh v ramkah prinyatoi modeli, otmetim, chto odni i te zhe znacheniya v principe mozhno poluchit' i pri drugom nabore ishodnyh parametrov. Chasto avtory privodyat oblast' dopustimyh znachenii odnoi velichiny i sootvetstvuyushee mnozhestvo znachenii drugogo parametra. Odnako v kachestve nachal'nogo priblizheniya naidennye znacheniya vpolne mozhno prinyat', tem bolee, chto oni ne sushestvenno rashodyatsya s dannymi drugih avtorov (sm. raboty [50,51,52,53]).

Ukazhem, chto sushestvuyut i drugie metody postroeniya modeli. V chastnosti, algoritm resheniya obratnoi zadachi astrofiziki opisan v knige Goncharskogo, Cherepashuka i Yagoly [54].

V zaklyuchenii otmetim, chto sredi dvuhsot sravnitel'no detal'no issledovannyh kataklizmicheskih zvezd i pochti tysyachi zvezd tipa U Gem, novyh, zvezd s sil'nym UF-izbytkom i drugih kandidatov v CVs ne sushestvuet ni odnoi odinakovoi pary ob'ektov. Kazhdaya CV po-svoemu unikal'na i nepovtorima. Mnogie CVs pokazyvayut neskol'ko vidov peremennosti, odnovremenno otnosyas' srazu k neskol'kim podklassam. Pri odinakovom stroenii i soizmerimosti osnovnyh parametrov u neskol'kih CVs povedenie kazhdoi iz nih mozhet byt' razlichnym. Do sih por odnoznachno ne ob'yasnen proval v raspredelenii CVs po periodam ot $ \sim$ 2h do 3h, kotoryi vprochem s uvelicheniem novyh nablyudenii postepenno razmyvaetsya. Ne smotrya na aktivnoe izuchenie CVs kraine zhelatel'ny novye vsestoronnie issledovaniya (fotometricheskie i spektral'nye vo vseh diapazonah i na vseh vremennyh shkalah, rentgenovskie, astrometricheskie i drugie). Dazhe menee tochnye lyubitel'skie nablyudeniya vspyshechnoi aktivnosti pozvolili vyyavit' ryad zakonomernostei, svyazannyh s ciklicheskoi aktivnost'yu krasnogo karlika, podobnyh solnechnym 11-letnim ciklam. Tol'ko bol'shaya statistika i raznoobraznye nablyudeniya pozvolyat ponyat', pochemu pohozhie po stroeniyu sistemy pokazyvayut takoe raznoobrazie krivyh bleska.

Bibliography

1 Ringwald F.A. // A Thesis degree of Dr. of Philosophy, 1993, Hanover, New Hampshire

2 Patterson J. // Ap.J.Suppl.Ser., 1984 54, 443

3 Wade R.A., Ward M.J. // 1985 In: Interacted Binary Stars/eds. Pringle J., Wade R., Cambridge: Cambridge University Press, 129

4 King A.R. // QJRAS, 1988 4, 1

5 Hack M., Selvelli P.L. // 1993 In: Cataclysmic Variables and related objects/eds. Hack M., la Dous C. NASA, 511

6 Livio M. // Preprint of Space Tel. Sci. Inst., 1992, No 659

7 Robinson E.L. // Ap.J., 1976, 203, 485

8 Warner B. // Observatory, 1976, 96, 49

9 Mattei J.A. // 1990 In: Active Close Binares/ed. Ibanoglu C. Dordrecht: Kluwer. Publ., 611

10 Shara M.M. // PASP, 1989, 101, 5

11 Webbink R.F., Livio M., Truran J.W., Orio M. // Ap.J., 1987, 314, 653

12 Efremov Yu.N., Holopov P.N., // Perem. zvezdy, 1976, 20, 277

13 Bath G.T. // Nat.Phys.Sci., 1973, 246, 84

14 Bath G.T. // MNRAS, 1974, 169, 447

15 Gorbatskii V.G. // Pis'ma a Astron. zhurn., 1975, 1, 23

16 Smak J. // Acta Astr., 1971, 21, 15

17 Smak J. // PASP, 1984, 86, 5

18 Osaki Y. // PASJ, 1974, 26, 429

19 Faulkner J., Lin D.N.C., Papaloizou J. // MNRAS, 1983, 205, 359

20 Warner B. // MNRAS, 1987, 227, 23

21 Meyer F., Meyer-Hofmeister E. // Acta Astr., 1983, 121, 29

22 King A.R. // MNRAS, 1989, 241, 365

23 Warner B. // Ap.Space Sci., 1995, 227, 23

24 Osaki Y. // PASJ, 1989, 41, 1005

25 Whitehurst R. // MNRAS, 1988, 232, 35

26 Patterson J., Richman H. // PASP, 1991, 103, 735

27 Gilliland R.L., Kemper E. // Ap.J, 1990, 236, 854

28 Robinson E.L., Shafter A.W. // Ap.J., 1987, 322, 296

29 Robinson E.L. AJ, 1975, 80, 515

30 Kraft R.P., Luyten W.J. Ap.J., 1965, 142, 1041

31 Shafter A.W., Szkody P., Liebert J. et al. // Ap.J., 1985, 290, 707

32 Hessman F.V. // IAUC, 1990, No 4971

33 Patterson J. // PASP, 1994, 106, 209

34 Cropper M. // Space Sci.Rev., 1990, 54, 195

35 Warner B. High Speed Astronomical Photometry, Cambridge: Cambridge Press University, 1988

36 Paczynski B. // Ann.Rev.Astr.Ap., 1971, 9, 183

37 Warner B. // MNRAS, 1972, 160, 435

38 Penning W.R., Ferguson D.H., Mc Graw J.T. et al. // Ap.J., 1984, 276, 233

39 Shakura N.I., Sunyaev R.A. // Astr.Ap., 1973, 24, 337

40 Warner B. // MNRAS, 1973, 162, 189

41 Patterson J. // Ap.J.Suppl.Ser., 1981, 45, 517

42 Warner B., Cropper M. // MNRAS, 1983, 203, 909

43 Horne K., Stiening R.F. // MNRAS, 1985, 216, 933

44 Warner B. // 1986 In: Structure and Evolution of Close Binary System/ed. Eggleton P., Cambridge: Cambridge University Press, 85

45 Warner B., Brickhini A.J. // MNRAS, 1978, 182, 777

46 Robinson E.L., Nather R.E. // Ap.J.Suppl., 1979, 39, 461

47 Kazennova E.A. // 1991 MGU, fizicheskii fakul'tet, diplomnaya rabota

48 Hruzina T.S. // Astron.zhurn., 1991, 68, 1211

49 Straizhis V. ``Mnogocvetnaya fotometriya zvezd'', Vil'nyus: ``Mokslas'', 1977

50 Shafter A.W., Hessman F.V., Zhang E.H. // Ap.J, 1988, bf 327, 248

51 Zhang E. // As.Ap. Sinica, 1989, bf 8, 251

52 Kopylov I.M., Somov N.N., Somova T.A. // SAO, preprint, 1989, No 40

53 Dhillon V.S., Jones D.H.P., Marsh T.R. // MNRAS, 1994, bf 266, 859

54 Goncharskii A.V., Cherepashuk A.M., Yagola A.M. ``Nekorrektnye zadachi astrofiziki'', Moskva: ``Nauka'', 1985



Publikacii s klyuchevymi slovami: kataklizmicheskie peremennye - dvoinye zvezdy - Peremennye zvezdy - akkreciya - belyi karlik - fizicheskie harakteristiki kataklizmicheskih zvezd
Publikacii so slovami: kataklizmicheskie peremennye - dvoinye zvezdy - Peremennye zvezdy - akkreciya - belyi karlik - fizicheskie harakteristiki kataklizmicheskih zvezd
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu
Ocenka: 3.4 [golosov: 106]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya