Файл: Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды.pdf

m[,g — m(Pg связана со значениями гр и Тр следующим об­ разом;

где v — значение эффективной частоты для фотопла­ стинки.

Индексом (1) обозначены значения гр и Tv в тот мо­ мент, когда блеск звезды равен m(Pg, а индексом (2) —

при блеске, равном mPg.

Судя но характеру эмиссионного спектра Z And, в ко­ тором присутствуют линии с большим потенциалом воз­ буждения [6 ], степень ионизации водорода и гелия в про­ тяженной оболочке очень высока. Поэтому принимается, как и в случае протяженной оболочки новой звезды после вспышки [4], что непрозрачность протяженной оболочки в системе Z And в видимой области спектра обусловлена рассеянием излучения на свободных электронах. Тогда гр и величина электронной концентрации на границе фо­

В то же время из (9.5) следует:

где через пе0) обозначено значение электронной концентра­ ции на внутренней границе протяженной оболочки. При помощи (52.5) и (53.5) находится величина гр:

Поскольку из определения температуры Тр следует ра­ венство j

то для величины Тр при учете (54.5) получается соотно­ шение:

Значения наблюдаемой величины скачка интенсивно­ сти, определяемого по (2.4), Dw и D<-2>в соответствующие моменты времени зависят от гри Тр, а также от электрон­ ной температуры в оболочке Те. По относительным интен­ сивностям линий [О III] в спектре ZAnd величина Т„ определяется независимо и при учете протяженности обо­ лочки получается равной 10 000—12 000° К [92]. Таким

образом, для неизвестных величин гр\ гр{ \ Тр* и Тр* имеются три соотношения: (51.5) и выражения D<0 и D(2К При учете формул (54.5) и (56.5) вместо четырех неиз­ вестных остается три:

Использование для системы Z And данных о величинах

разности m(p2i — mjjg, Z>(1) и DW, приводимых в [93], дало три уравнения с тремя неизвестными. Из решения этих уравнений получено [92], что

А* = 1,3-103® эрг/сек.

Расстояние от Солнда до системы Z And при такой светимости горячей компоненты составляет около 600 пс и визуальная абсолютная величина холодной компоненты Му ~ + 2т -н -j- Зт . Следовательно, система Z And не яв­ ляется тесной двойной системой звезд карликов и отлича­ ется от новоподобных систем, рассматриваемых в этой книге.

Радиус горячей звезды г*, активность которой обуслов­ ливает вспышки, наблюдаемые в системе Z And, очень мал.

чит, горячая компонента по своим размерам близка к бе­ лым карликам. По характеру горячей компоненты си­ стема типа Z And аналогична бывшим новым и новоподоб­

ным системам звезд карликов.

Однако в настоящее время нет оснований для пред­ положения о том, что горячая компонента у ZAnd и дру­ гих подобных объектов сама по себе является тесной двойной системой. Быстрых флуктуаций блеска, кото­ рые возникают вследствие перетекания вещества в тес­ ной двойной системе, при фотоэлектрических наблюде­ ниях этих звезд не обнаружено. С другой стороны, обра­ щает на себя внимание сходство звезд типа Z And с пов­ торной новой Т G В. В этой довольно широкой паре одна из компонент — красный гигант, а вспыхивающий объект массой ^ 2,53R® [5], по-видимому, представляет собой тесную двойную систему. Возможно, что такое же строение имеет повторная новая RS Oph. Не зная про­ цессов, приводящих к образованию пар, содержащих красный гигант, трудно сказать, является ли это сход­ ство случайным пли нет.

Г Л А В А VI

*

Вспышки звезд — компонент тесных

двойных систем звезд карликов

§ 1. Локализация вспышек

Компоненты тесной двойной системы звезд карликов обычно сильно различаются по своим свойствам. Поэтому для теории происхождения вспышек новых и новоподоб­ ных звезд решение вопроса о том, какая из компонент тесной двойной системы испытывает вспышки, имеет фундаментальное значение. В случае вспышек новых получить информацию об этом непосредственно из наблю­ дений не удается. Через несколько минут после срыва внешних слоев звезды вся двойная система оказывается погруженной в мощную непрозрачную оболочку и ника­ кие фотометрические исследования самой системы в это время невозможны. Косвенную информацию о вспыхи­ вающем компоненте могут дать наблюдения через значи­ тельное время после вспышки, если считать, что актив­ ность звезды, связанная со вспышкой, затухает медленно. Наблюдения бывшей новой, являющейся в то же время компонентой затменной системы, должны были бы ука­ зать на источник вспышечной активности. Однако подоб­ ные наблюдения не производились систематически и, как отмечает Крафт [5], наблюдательных данных, которые по­ зволили бы с уверенностью говорить о том, какая из ком­ понент вспыхивает, сейчас нет.

Традиционно многие придерживаются мнения о том, что как новая вспыхивает компонента малого радиуса, относимая к белым карликам. В последнее время появи­ лись соображения теоретического характера, подтверж­ дающие эту точку зрения. Вспышка новой связывается с аккрецией богатого водородом вещества, перетекающего от спутника на главную звезду, и последующим быстрым развитием тепловой неустойчивости во внешних слоях белого карлика. Детально эта гипотеза рассматривается

140 ГЛ. VI. ВСПЫШКИ ЗВЕЗД

в § 4. Вспышки же типа U Gem радикально отливаются во всех отношениях от вспышек новых и повторных но­ вых и нет никаких оснований для заключений™ аналогии с новыми о локализации этих вспышек в белом карлике.

Условия для систематических наблюдений систем, в которых происходят вспышки типа U Gem, гораздо бла­ гоприятнее, чем для бывших новых и для обсуждения вопроса о том, в какой из компонент системы происходят вспышки, имеются важные, хотя и не вполне достаточные для окончательных выводов данные.

Наблюдения затменной системы U Gem во время вспышек, выполненные Кшеминским [13], к сожалению, до сих пор остающиеся уникальными, дали очень ценные сведения о природе вспышек. По мере возрастания блеска при вспышке затмения в системе становятся все менее глубокими, а в максимуме блеска почти полностью исче­ зают. Как неоднократно отмечалось выше, затмения в тесной двойной системе звезд карликов вызваны главным образом тем, что дискообразная оболочка частично за­ крывается холодным спутником. Общий блеск системы в максимуме в десятки раз больше, чем в обычном состоя­ нии, и так как затмений при этом почти не видно, возра­ стание блеска системы—вспышка—связывается с увеличе­ нием светимости именно холодной компоненты. Что касается главной звезды, то согласно [13] ее излучение вместе с из­ лучением окружающей оболочки меняется мало. Если оно и возрастает во время вспышки, то незначительно — при стократном увеличении блеска всей системы блеск главной звезды не более чем в пять раз превосходит ми­ нимальный.

Другим характерным явлением, сопровождающим вспышку, оказывается изменение продолжительности («ширины») затмений. В то время, когда блеск системы максимален, затмение продолжается наиболее долго. За­ тем в течение 80—100 суток продолжительность затмения монотонно спадает до первоначального «довспышечного» значения (рис. 37). Вместе с увеличением ширины затме­ ния оно становится асимметричным. Асимметрия убывает с уменьшением блеска системы. Оба эти факта в [13] объясняются возрастанием в 1,5—2 раза радиуса холод­ ной звезды, так сказать, ее «вздутием», причем не вполне сферически-симметричным. В направлении орбитального

движения радиус звезды увеличивается несколько силь­

одновременном сравнительно небольшом увеличении ее

0J0

I

1 0,08

Ч

I

0,06

Дни после максимума блесна

Рис. 37, Зависимость ширины затмения в системе U Gem от времени, прошедшего после момента максимального блеска [13J.

радиуса, полученные по фотометрическим данным, хо­ рошо согласуются с результатами исследований спектров таких систем (см., например [43]). На основе анализа из­ менений как линейчатого, так и непрерывного спектра [1], [54] уже давно был сделан такой же вывод о характере вспышки. Увеличение блеска системы вызвано, согласно [54], возрастанием температуры звезды, первоначальный радиус которой около 1010 см, от 4000°—5000° до 12000°— 15 000° при одновременном возрастании площади ее по­ верхности.

Втечение нескольких лет мнение о том, что вспышка

всистеме типа U Gem связана с холодной компонентой, сколько-нибудь серьезно не оспаривалось. Был предло­ жен ряд конкретных механизмов (о них говорится в § 3) для того, чтобы объяснить происходящее время от вре­ мени возрастание блеска спутника. Однако в некоторых более поздних работах, в частности, в обстоятельном ис­ следовании Смака [94], результаты наблюдений Кшеминского были пересмотрены и указанная выше интерпрета­

142 ГЛ. -VI. ВСПЫШКИ ЗВЕЗД

ция их подвергнута сомнениям. В [94] сделан вывод, что вспышка связана с «горячей звездой», т. е. главной компо­ нентой системы. Важное значение, которое может иметь этот вывод, если он окажется правильным, заставляет рас­ смотреть работу [94] подробнее.

При анализе фотометрических данных, приводимых в [13], Смак исходит из хорошо установленного факта присутствия горячего пятна на периферии оболочки,

тогда как ранее предполагалось, что пятно находится на поверхности главной звезды. Соответственно, в [94] счи­ тается, что главный минимум блеска системы U Gem обу­ словлен затмением горячего пятна.

Обработка фотометрических наблюдений в предполо­ жении о том, что радиус спутника остается постоянным и равным гоп = 0,32а, привела к сравнительно малому зна­ чению наклонов i ~ 64°. При таких значениях гоп и i центральная часть дискообразной оболочки, где нахо­ дится главная звезда очень малого радиуса, не подвергает­ ся затмению (рис. 38). Это дает основание считать, не входя в противоречие с наблюдениями, что вспышка вызвана

сильным возрастанием блеска главной звезды, а не холод­ ной компоненты.

Для объяснения наблюдаемых изменений продолжи­ тельности затмения в [94] сделано предположение о том, что расстояние горячего пятна от центра оболочки при вспышке возрастает. Впоследствии эта величина в течение 100 суток медленно уменьшается без значительного измене­ ния расположения пятна на оболочке.

Ограничиваясь фотометрическими данными о затмени­ ях и горбе на кривой блеска U Gem, трудно прийти к за­ ключению о том, какая из двух указанных моделей систе­ мы предпочтительнее и установить, где локализована вспышечная активность. В выборе модели [94] существует известный произвол и она может, по нашему мнению, рас­ сматриваться лишь как альтернативная, но не исключаю­ щая выводы Кшеминского. Заметим, что при наличии пол­ ной кривой блеска за весь цикл системы U Gem в эпоху вспышки, можно было бы однозначно установить, увели­ чивает ли холодная звезда блеск при вспышке. Когда эта звезда находится в удаленном от наблюдателя участке ор­ биты, она должна затмеваться дискообразной оболочкой (рис. 38). Оптическая толщина оболочки в видимых часто­ тах не мала, так как блеск пятна сильно слабеет, когда пятно находится на удаленной от наблюдателя части обо­ лочки. Следовательно, в том случае, когда излучение холодной компоненты составляет значительную долю об­ щего излучения системы, на кривой блеска должен наблю­ даться провал, обусловленный затмением этой компо­ ненты. На кривых блеска во время вспышки (рис. 39), приводимых в работе [13], такие провалы видны и указы­ вают на большую величину блеска холодной звезды в это время. К сожалению, данные [13] нельзя считать полными и до их подтверждения трудно сказать, связаны ли про­ валы на приводимых кривых блеска с затмением спутника, сильно увеличивающего блеск во время вспышки.

В качестве одного из доводов в пользу гипотезы о связи вспышечной активности с горячей звездой иногда указы­ вают на возможность в этом случае теоретического истол­ кования процесса вспышки (например 111]). Вспышки но­ вых звезд можно, по-видимому, объяснить мощным термо­ ядерным взрывом в поверхностных слоях белого карлика. Своеобразие вспышек в системах типа U Gem делает