ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 24.10.2024
Просмотров: 53
Скачиваний: 0
10 ГЛ. I. ИОВОПОДОБНЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ
долгого времени без достаточных оснований (просто из-за отсутствия сколько-нибудь полных наблюдатель ных данных) считалось, что по характеру вспышек эти звезды сходны с новыми, а различие сводится лишь к масштабу явления. Впоследствии выяснилось, что по всем характеристикам, как фотометрическим, так и спектро скопическим, вспышки звезд типа U Близнецов сильно отличаются от вспышек новых. Однако в недавнее время было обнаружено, что звезды типа U Близнецов входят в состав тесных двойных систем звезд карликов, очень сходных с теми системами, которые содержат новые звезды. Поэтому изучение систем типа U Близнецов вне вспышек не только уместно, но и необходимо для полного понима ния природы новых звезд. Характеристики некоторых систем типа U Близнецов приведены в табл. 2.
Звезды сравнительно немногочисленной группы — ти па Z Андромеды также относят к новоподобным, хотя вспышки этих звезд очень сильно отличаются от вспы
шек новых. Все же |
некоторые общие с |
новыми |
черты |
||||
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 2 |
|
|
Новоподобные системы типа U Gem (вне вспышек) |
|
|||||
Звезда |
SS Cyg |
U Gem |
RU Peg |
SS A ur |
R X And |
EY Cyg |
Z Cam |
т |
12m,l |
14m |
13m,l |
14m,8 |
13m,6 |
15m,0 |
14m,5 |
м |
9m,5 9m,5 ± lm 9m,5 ± lm |
|
|
9m,5 ± lm |
|||
р |
6h38m |
4h10m |
8h54m |
3h30m |
5h05m |
4h53m |
6h59m |
Спектр |
dG5 |
|
|
|
спут |
|
G8 IV |
||
ника |
|
|
|
|
10-10asint |
4,63 |
6,31 |
7,02 |
|
(см) |
|
|
|
|
Затме |
нет |
есть |
нет |
|
ния |
||||
|
|
|
1 о
0,88 2,09
нет нет
KOV G1 V
нет (?)
§ 1. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ И
|
|
|
|
Таблица 3 |
|
Системы типа ZAnd |
|
|
|
Система |
Z And |
АХ Per |
BFCyg |
CI Cyg |
m m in |
12™,4 |
13™,4 |
13™, 5 |
13™,7 |
|
|
|
|
|
Р (фотометр.) |
(714d |
630d |
750d |
(?) |
Спектр |
M2+[FeVII] M5+[Fe VII] M5+[FeVII] M5+[FeVII] |
|||
звезд типа Z Андромеды дают основание использовать результаты и их изучения при исследовании новых. Новоподобные звезды типа Z Андромеды (называемые также «симбиотическими»), по-видимому, также являются двойными системами, но с периодами в несколько сотен дней [6]. Одна из компонент — холодная звезда (гигант по спектральным критериям), а вспышечная активность связывается со второй компонентой. Системы типа Z Андро меды очень похожи на повторную новую ТСгВ. В табл. 3 приведены данные о четырех системах звезд типа Z Анд ромеды.
Новые звезды и звезды типа U Близнецов являются компонентами тесных двойных систем, обладающих весь ма специфическими особенностями, отличаювдими их от тесных двойных систем других видов. Они имеют очень малые светимости, малые периоды обращения — несколь ко часов — и состоят из очень слабого карлика поздне го спектрального класса и звезды с эмиссионными лини ями *). Известен ряд двойных систем с аналогичными характеристиками, но значительных вспышек в этих си стемах никогда не наблюдалось. Возможно, что некоторые из них содержат бывшую новую. Данные о наиболее известных системах этого рода приводятся в табл. 4.
*) Повторная новая Т СгВ является единственным известным исключением, как в отношении величины периода, так и по свети мости спутника. Высказывалось предположение [7], что система Т СгВ — тройная, т. с. вспыхивающая компонента — тесная двой ная система звезд карликов с малым периодом обращения.
12 ГЛ. I. НОВОНОДОБИЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ
Т а б л и ц а 4
Новоподобные, системы, у которых не наблюдалось больших вспышек
Система |
ATS A qr |
EM Cyg |
RW Tri |
т |
12m,0 |
14,n,4 |
12™, 5 |
р16h49m 7h00m 5h34m
Спектр
спутника dK5
и х UMa |
VV Pup |
|
|
со |
со |
14m,6—17m,0 |
4h43m |
l ll40ra |
|
Затмения |
нет |
есть |
есть |
есть |
есть |
Все перечисленные объекты, за исключением звезд типа ZAnd, являются тесными двойными системами звезд карликов. Если отвлечься от различий в проявлениях вспышечыой активности, то эти системы оказываются очень сходными между собой по внешним признакам. В даль нейшем такие системы, включая и те, которые содержат бывшую новую или повторную новую звезду, будем на зывать новоподобными. Причины, обусловливающие ха рактер активности в той или иной новоподобной системе, должны выявиться в результате дальнейших наблюде ний и теоретических исследований. По-видимому, вспьтшечная активность связана с особенностями структуры компонент, которая меняется со временем. Поэтому вопрос о природе вспышек новых, звезд типа U Близнецов и других новоподобных оказывается частью более общей проблемы — исследования происхождения и эволюции тесных двойных систем.
В недавнее время некоторые из мощных источников рентгеновского излучения были отождествлены с тесными двойными системами (HZHer, Cyg XI). Одна из компонент системы по массе и светимости соответствует нормальной звезде главной последовательности. Природа другой ком поненты пока не выяснена и широко обсуждается предпо ложение о том, что она является нейтронной звездой. Высказывалось также мнение, что вторая компонента системы — коллапсар. Детальное рассмотрение подобных
§ 2. ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ |
13 |
систем не входит в задачи этой книги. Тем не менее в дальнейшем будет сказано о некоторых результатах теоре тических исследований рентгеновских источников, по скольку в предлагавшихся для них моделях много общего с моделями иовоподобиых систем. Известный источник рентгеновского излучения ScoXl некоторые авторы счи тают бывшей новой [135], хотя эта точка зрения встре чает сильные возражения [136].
Для изучения эволюции новых и иовоподобиых звезд и связи их с системами других видов существенной явля ется информация о пространственном распределении этих объектов. О нем можно судить лишь по новым звездам, которые в период вспышек видны иа сравиительно боль ших расстояниях от Солнца. Новые звезды относятся к промежуточной составляющей. Наблюдения новых в галактике М 31 показали, что вблизи ядра галактики распределение новых близко к сферическому.
§2. Фотометрические особенности иовоподобиых
ибывших новых звезд
Из нескольких десятков систем звезд карликов, изве стных как бывшие новые или повоподобные звезды, блеск лишь одной — SS Cyg — вне вспышки превышает 4-12"1. У остальных систем он значительно слабее и их деталь ные фотометрические исследования начались сравнитель но недавно, после того как был достигнут необходимый прогресс в электрофотометрии. Одной из пионерских работ
вэтом направлении были уже упоминавшиеся наблюдения Уокера [8], обнаружившего, что DQ Her является затмениой переменной с малым периодом. Тот же автор нашел, что блеск звезды испытывает флуктуации с амплитудами
внесколько сотых зв. величины и характерным временем 1—10 сек. На фойе беспорядочных малых изменений блеска выделяются периодические колебания с периодом 71s,9. Присутствие периодических быстрых колебапий блеска долгое время оставалось исключительной особен ностью DQ Her. Однако в 1970—1972 гг., после того как для наблюдений слабых объектов было использовано очень чувствительное устройство — счетчик фотонов с накоплени ем,— удалось выявить аналогичные колебания блеска еще
уряда систем [9]. Форма колебаний близка к синусои
14 ГЛ. I. НОВОПОДОБНЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ
дальной. Период колебаний — и это характерно для та ких систем — не остается постоянным. Он изменяется иногда в широких пределах (до 10—20%) в течение одной двухчасовой серии наблюдений н в отдельных случаях даже за 15—20 минут. У одной из звезд — ZCam,— испытывающей также и циклические изменения блеска, в эпохи минимального блеска колебания не замечены. Во время вспышки) период зависит от блеска— боль шему блеску соответствует и большая величина периода. Данные о периодических колебаниях блеска приведе ны в табл. 5.
Т а б л и ц а 5
Периоды, и амплитуды быстрых колебаний блеска тесных двойных систем aeead карликов
Система |
DQ Нет |
HZ 29 |
U X U M a |
Z Cam |
АН Нет |
CN O ri |
П ер и о д |
71,5 |
112,8-121 28,9—29,4 1 6 ,0 -1 8 ,8 |
31 ,3 -3 2 |
24 ,3 -2 5 |
||
к о л е б а |
|
|
|
|
|
|
н и й |
|
|
|
|
|
|
б л е с к а |
|
|
|
|
|
|
в с е к . |
|
|
|
|
|
|
Ампли |
0,016 |
0,008 |
0,002 |
0,001 |
0,003 |
0,005 |
туда к о |
|
|
|
|
|
|
л е б а н и й в з в .в е л .
Вопрос о наличии периодических быстрых колебаний блеска у других систем пока остается открытым. Что же касается нерегулярных флуктуаций блеска, то они отме чены у всех тех систем звезд карликов рассматриваемого вида, которые наблюдались достаточно детально. Повидимому, обнаружение у какого-либо объекта быстрых — с характерным временем I s—100s и малых — с амплиту дами 0П\001—0т ,1 — флуктуаций блеска является доста точным, чтобы считать этот объект тесной двойной систе мой. Характер флуктуаций иллюстрируется рис. 1 и 2. Следует заметить, что с увеличением разрешения по вре мени выявляется «субструктура» флуктуаций — фикси руются все более быстрые скачки блеска. Таким образом,