Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

250 Р Е Н Т Г Е Н О В С К И Е И С Т О Ч Н И К И В Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ АХ [Гл. 6

С III, N III. По-видимому, минимальный спектральный класс отражает собственные свойства звезды, а максималь­ ный характеризует свойства зоны, прогретой внешним рентгеновским излучением. Анализ данных о системе и о продолжительности рентгеновских затмений показал, что размеры видимой звезды превышают размеры, характер­ ные для нормальной звезды главной последовательности

Рис. 85. К ри вая блеска системы HZ Н е г = Н е г Х-1 (К урочкин , 1972).

класса более [позднего, чем F0. Звезда |HZ Her является субгигантом и, скорее всего, заполняет свою критическую полость Роша (Лютый и др., 1973), (Баско и Сюняев, 1973). Примерные параметры системы приведены на рис. 87. При таких параметрах поток рентгеновского излучения, падающий на самую близкую к рентгеновскому источнику область поверхности нормальной звезды, в 30 раз превы­

снер, 1972; Джонс и др., 1973), т. е. звезда продолжает

§ з ] К О Н К Р Е Т Н Ы Е СИСТЕМ Ы 251

облучаться рентгеновским источником. Значит, рентге­ новский источник не выключается, но Земля периодиче­ ски выходит из его диаграммы. Это можно объяснить пре­ цессией нейтронной звезды (Бречер, 1972; Новиков, 1973; Шкловский, 1973Ь) или периодическим изменением раст­ вора диаграммы, связанным, например, с переменностью скорости аккреции (Комберг, 1973).

Сопоставление оптических наблюдений 1908—1912 гг. и 1960—1971 гг. (Курочкин, 1972) не выявило заметного изменения периода системы за десятки лет. С другой сто­ роны, анализ пластинок 1932—1940 гг. (Вензел и Гесснер, 1972) показал, что сильная оптическая переменность HZ Her с периодом 1^7 не имела места в течение нескольких лет: скорее всего, звезда не облучалась рентгеновским по­ током. Переменность составляла лишь 0™3 и, по-видимому, может объясняться эллиптичностью звезды. Это могло бы быть дополнительным свидетельством заполнения звез­ дой своей Ьолости Роша. Имеется и другая возможность: переменность в этот период была связана с затмениями звезды диском из аккрецирующего на компактный объект веществаРентгеновский источник не выключался, но в

няев, 1973). Однако построенная на основе расчетов тео­ ретическая кривая блеска не согласуется с данными наб­ людений; она имеет более острый максимум, чем наблю­ дается. Анализ теоретической и экспериментальной кри­ вых блеска приводит к выводу о существовании в системе второго оптически яркого объекта (Баско и Сюняев, 1973). Таким объектом может быть диск из аккрецирую­ щего на нейтронную звезду вещества. Собственная опти­ ческая светимость диска, связанная с выделением в нем гравитационной энергии, мала ( ^ 1033 эрг/сек) (Шакура и Сюняев, 1973). Излучать он должен, отражая и перера­ батывая падающее на него оптическое и ультрафиолетовое излучение горячей стороны видимой звезды, а также рент­ геновское излучение Her Х-1. Если размеры диска срав­ нимы с размерами полости Роша рентгеновского источника

ется близкой к 1037 эрг!сек. Система IIZ Her высокоширот­ ная (Ь = 37°) и при данной оценке расстояния явно лежит вне плоскости Галактики, возможно, являясь объектом сферической составляющей (Шкловский, 1973а).

Звезды, входящие в эту высокоширотную систему, ма­ ло массивные, сама система может быть очень старой. Давно могла закончить свою эволюцию и превратиться

254 Р Е Н Т Г Е Н О В С К И Е И С Т О Ч Н И К И В Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ АХ [Гл 6

составляет 2,08707 дня, скорость движения по орбите

компоненты составляет 1550?q. Звезда с такой массой долж­ на обладать высокой оптической светимостью (L ^ 1038 эрг/сек). Однако уверенное отождествление пока не сдела­ но, чему, по-видимому, препятствует сильное межзвезд­ ное поглощение. Рентгеновские наблюдения показали,

в год. Такая скорость потери массы нормальна для сверх­ гиганта с Ш ~ 15 -ч- 20 3R®. Следует отметить, что для поддержания рентгеновского излучения Cen Х-3 необхо­ дима аккреция лишь 10~9 $$®/год, т. е. ничтожной части массы, теряемой системой.

Суд Х -1 = V 1357 Суд.

Источник Cyg Х-1 представляет особый интерес для релятивистской астрофизики. На основе ряда фактов, и в частности, быстрой переменности излучения и большой массы, предполагается, что он является «черной дырой» — объектом принципиально новым для наблюдательной астрофизики.

Характер рентгеновского излучения этого объекта сильно отличается от наблюдаемого в рентгеновских пуль­ сарах,— оно не обнаруживает регулярных пульсаций. Анализ показывает, что временные флуктуации рентге­ новского излучения в масштабе 0,1—10 сек можно предста­ вить как квазипериодическую переменность с периодом т<5§:1 сек, устойчивым на протяжении лишь нескольких секунд. Для разных моментов найденные квазипериоды различны, временами переменность имеет чисто случай­ ный характер (Ода и др., 1972).

ружены. Имеется лишь надежная идентификация его со слабым переменным радиоисточником (Хелминг и Вейд,

5 3] К О Н К Р Е Т Н Ы Е СИСТЕМ Ы 255

1971). Координаты последнего точно совпадают с поло­ жением оптически яркой (~9™7) переменной звезды BD + 34°3815 спектрального класса BOIb. Именно точное совпадение координат радиоисточника и оптической звез­ ды и послужило основанием для идентификации BD -|- 34°3815 с рентгеновским источником Cyg Х-1. Отсут­ ствие рентгеновских затмений свидетельствует о большом угле наклона плоскости орбиты системы.

Период двойной системы, установленный по доплеров­ ским смещениям линий поглощения, принадлежащих фо­

(1972), пришли к выводу о большой массе рентгеновского источника > 3 $Ш©. Этот вывод привлек внимание к Cyg Х-1 как возможной «черной дыре».

Наблюдения Лютого и др. (1973) выявили фотометри­ ческую переменность BD + 34°3815 с периодом 2,8 дня — вдвое меньше периода обращения системы (рис. 88). Этот факт интерпретирован как эффект эллипсоидальности: форма видимой звезды искажена приливным воздействием массивного рентгеновского источника. Предполагая, что видимая звезда заполняет свою критическую полость Роша, Лютый и др. (1973) определили из данных наблю­ дений наклон системы i ~ 30°. Эта оценка слабо зависит от соотношения масс компонент. Используя приведенную

межзвездное покраснение, болометрическую поправку и расстояние до системы, находим светимость видимой звез­ ды L0 ^ 6-1038 эрг!сек. Звезда с такой светимостью должна иметь массу > 65SJ©, иначе ее светимость будет превы-