Астронет > Основные физические характеристики катаклизмических звезд

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Характеристики катаклизмических звезд

Основные физические характеристики катаклизмических звезд

С.Ю.Шугаров

ГАИШ
1999

Катаклизмическими переменными (CVs) называют двойные системы с очень коротким орбитальным периодом (в среднем, несколько часов), в которых маломассивный компонент - карликовая красная звезда главной последовательности спектрального класса K-M заполняет свою полость Роша, вследствие чего происходит перенос вещества (плазмы) на первичный компонент -- белый карлик (WD). Поскольку движущаяся на WD плазма имеет значительный угловой момент, она не падает непосредственно на него, а обращаясь вокруг и обладая определенной вязкостью, образует вокруг WD аккреционный диск (рис. 1).

Рис. 1. Катаклизмическая переменная. Вид с полюса.

Ringwald [1] справедливо заметил, что CVs являются прекрасной природной лабораторией для изучения физики аккреционного диска, поскольку основной вклад в излучение вносит именно геометрически тонкий диск. Компоненты системы, характеристики которых также можно вычислить, при определенных условиях затмевают диск или его части, что позволяет с хорошим пространственным разрешением вычислить его структуру. Аккрецирующее вещество по спирали проходит через диск, высвобождая гравитационную энергию и нагревает диск до температуры 4000-100000 K, вызывая светимость диска 0.001-10L. В большинстве случаев такая светимость превышает видимую светимость обеих компонент, поэтому в наблюдаемом спектре преобладает синий континуум аккреционного диска. Не смотря на различия в строении, физике и геометрии CVs, они всегда показывают сильный ультрафиолетовый избыток, чем выделяются среди других нестационарных объектов. Яркие (абсолютно) CVs излучают в континууме по степенному закону, слабые имеют более плоское распределение энергии, но всегда с сильными эмиссионными линиями и Бальмеровским скачком в эмиссии. Излучение CVs многокомпонентно, это аккреционный диск, WD, красная звезда и струя газа с нее, яркое горячее пятно на диске в месте соударения струи с ним и зона между диском и WD (см. рис. 1). Скорость переноса массы и наклонение диска несомненно влияют на видимую картину излучения от системы.

Отметим последние обзоры по CVs: Patterson [2], Waade and Ward [3], King [4], Hack and Selvelli [5] и Livio [6].

Помимо орбитальных изменений у CVs наблюдаются различные виды вспышечной активности. Звездами этого типа являются карликовые новые, повторные и классические новые, а также голубые звезды, показывающие быстрые неправильные изменения блеска, у которых пока не наблюдалось очевидных вспышек (новоподобные переменные). Эти вспышки имеют разную природу и вызваны переносом массы на вторичный компонент, нестабильным потоком в аккреционном диске и термоядерными реакциями на WD (Robinson [7], Warner [8], Mattei [9]).

1 Вспышечная активность катаклизмических звезд

Амплитуда вспышек новых звезд обычно достигает 9^m - 15^m. Слабая горячая звезда внезапно, за несколько суток или десятков дней увеличивает видимую яркость а затем постепенно, в течение нескольких месяцев или лет возвращается к своему обычному состоянию. У некоторых новых после вспышки обнаруживаются пульсации горячего компонента с периодом порядка 100 с и амплитудой около 0^m.1. Новые разделяются на быстрые (NA) медленные (NB) и, возможно, предельно медленные (NC). Появление вспышек объясняется ядерными процессами: богатое водородом вещество аккрецирует на поверхность вырожденного WD, сжимаясь и нагреваясь, пока не произойдет взрыв или не начнется термоядерная реакция (Shara [10]).

Повторные новые отличаются от классических повторными вспышками, происходящими с интервалами 10-100 лет, что больше по сравнению с карликовыми новыми и существенно меньше, чем дают теоретические оценки для новых (10⁵ лет для темпа аккреции $\dot{M}$ = 10^-10M/год). Как циклы так и амплитуды вспышек таких объектов (7^m - 11^m) находятся между классическими и карликовыми новыми. Обычно звезды со следующими характеристиками относят к повторным новым (Weebnik et.al [11]):

Наблюдалось две или более вспышки у звезды, причем абсолютная величина во время вспышки была сравнимой с абсолютной величиной новых ( M_v = - 5^m.5).
Во время вспышки скорость расширения оболочки (V = 300 км/с). была сравнима со скоростью расширения оболочки у классических новых.

Первый критерий позволяет отличить повторные новые от классических и карликовых новых, а второй - от симбиотических звезд, многие из которых показывают повторные вспышки, которые происходят без выброса оболочки с большими скоростями. Как теория, так и наблюдения показывают, что вспышки карликовых новых можно объяснить нестабильностью аккреционных процессов в CVs, в то время как вспышки классических новых являются вероятно результатом термоядерных процессов в оболочке WD, сформировавшейся в результате аккреции вещества с холодного спутника. Для повторных новых рассматриваются обе модели - как аккреционная, таке и ядерная (Weebnik et.al [11]). Следует отметить, что модель термоядерных вспышек при высоких темпах аккреции встречает определенные трудности (для $\dot{M}$ $\ge$ 10^-10M/год при M_wd $\le$ 1M). У обычных карликовых новых, или звезд типа U Gem, происходят вспышки с амплитудой 2^m - 6^m, продолжительность в несколько дней. Вспышки непредсказуемо повторяются через недели или месяцы, сохраняя однако, некоторый средний цикл, зависящей от амплитуды (Холопов [12]).

Из нескольких моделей, объясняющих поведение звезды во время вспышки, наиболее часто рассматриваются следующие.

Вспышка объясняется эпизодическим выбросами материи со спутника на диск, что приводит к увеличению его яркости (Bath [13,14]). Причина нестационарного переноса массы объясняется температурной нестабильностью спутника (Горбацкий [15]).
Перенос массы с вторичного компонента стационарен, но сам диск гравитационно нестабилен, и вспышки вызваны падающей на WD материей (Smak [16,17] and Osaki [18]).
Причина -- нелинейный эффект, вызванный существованием области ионизованного водорода, ведущей к нестабильному переносу вещества (Faulkner [19]).

Звезды типа U Gem имеют характерные абсолютные величины M_v $\sim$ 8, которые были определены благодаря тому, что в спектрах CVs иногда были видны следы вторичного компонента (Warner,[20]). Короткий обзор подтипов звезд типа U Gem (Z Cam, SU UMa и VY Scl) привел Ringwald [1].

Звезды подкласса Z Cam подобны звездам типа U Gem, за исключением того, что каждые несколько лет во время вспышки они остаются в ярком состоянии, примерно на одну величину слабее максимального блеска. Smak [17] отмечает, что звезды типа Z Cam в состоянии покоя в среднем имеют большую светимость, чем карликовые новые. Вероятно поэтому скорость переноса массы приближается к критической скорости переноса, которая ведет к ионизации диска, увеличению вязкости и препятствует обычному протеканию вспышки. Mayer и Meyer-Hofmeister [21] предположили, что y звезд типа Z Cam обычная вспышка освещает красную звезду заставляя ее слабо-гравитационную атмосферу расширяться, что приводит к увеличению темпа аккреции и продолжению вспышки. Фактически, в системе образуется положительная обратная связь, поддерживающая повышенный темп переноса массы и светимость. Вспышка заканчивается, когда красная звезда прекращает быстрое расширение, необходимое для продолжения повышенного темпа перетекания вещества и остановка прекращается. Однако King [22] заметил, что на поверхность красной звезды падает недостаточно жесткое излучение, чтобы вызвать соответствующий эффект в атмосфере красной звезды.

SU UMa -- звезды это карликовые новые, у которых кроме обычных вспышек, подобных вспышкам звезд типа U Gem, происходят сверхвспышки амплитудой 5^m - 6^m (Warner [23]). Они длятся в течение недель и повторяются с характерным временем от 6 месяцев до года и видимо связаны с предыдущими нормальными вспышками (Osaki [24]). Он объясняет их температурной и приливной нестабильностью, при которых масса диска увеличивается после каждой обычной вспышки пока не достигнет критического значения. При этом диск становится гравитационно нестабильным. В течение вспышки наблюдаются периодические модуляции кривой блеска с амплитудой в несколько процентов, называемые ``суперхампами'' (superhumps). Суперхампы имеют очень стабильный период, который на несколько процентов больше орбитального и воспроизводится от вспышки к вспышке (Warner [23]). Орбитальные периоды у звезд типа SU UMa как правило меньше трех часов и следовательно у них должно быть предельное отношение масс компонентов ( $\geq$ 4 : 1). В этих системах большую роли играют потоки: во время сверхвспышки происходит повышенный перенос массы, радиус диска из-за вязкости возрастает, пока не достигнет гравитационно нестабильного значения, величина которого меньше радиуса полости Роша WD. На диске развивается приливное вздутие, которое медленно прецессирует вокруг белого карлика, вызывая суперхампы (Whitehurst [25]). Однако вспышка не всегда является необходимым условием для образования суперхампов. У CVs с предельным отношением масс могут наблюдаться постоянные суперхампы. Это следует из того, что у многих CVs уверенно определяются фотометрический и спектроскопический периоды, которые тем не менее слегка различаются (Patterson and Richman [26]).

Кинематическая модель (Gilliland, Kemper [27]) показывает, что суперхампы появляются, когда образуется внешний диск (с ярким пятном) от вещества, перетекающего через внутреннюю точку Лагранжа. В этой модели P_s - период биений между орбитальным периодом двойной системы P_orb и периодом вращения внешнего диска:

1/P_s = 1/P_orb - 1/P_d .

Большинство систем типа SU UMa имеют периоды короче 2^h. Robinson [28] нашел следующую эмпирическую зависимость между P_s и P_orb:

P_s/P_orb = 0.0367^.(P_orb - 2.00) + 1.043,

(P_orb в часах). В этой работе он предполагает, что все карликовые новые с P_orb < 3^h принадлежат к SU UMa типу.

``Новоподобными'' (NL) звездами мы будем называть все CVs, у которых (пока?) не наблюдалось вспышек. По фотометрическим и спектральным наблюдениям новоподобные звезды похожи на карликовые новые во время вспышки, или звезды Z Cam во время продолжительной остановки блеска, или классической новой, спустя много лет после вспышки. Среди них могут быть классические новые, вспышки которых были пропущены, или возможные новые до вспышки (Robinson [29]). Новоподобные CVs -- неоднородный класс объектов. Warner [8] вводит подкласс этих объектов -- звезды подтипа UX UMa. У них наблюдаются как широкие абсорбционные линии, так и эмиссионные, которые часто слабы относительно континуума.

Другой подкласс новоподобных - звезды типа VY Scl, которые иногда называют ``анти-карликовыми новыми'' (``anti-dwarf novae''). Они находятся большую часть времени яркими (активное, ``on'' состояние), но затем их видимый блеск падает на 2^m - 8^m (неактивное, ``off'' состояние), с последующим возвращением к обычному уровню.

Изучение динамики новоподобных звезд, проведенное Kraft и Luyten [30] показало, что у них M_v $\sim$ 4.^m2, следовательно красная звезда почти никогда не проявляется в их спектре. Поэтому звезды типа VY Scl в неактивном состоянии могут быть незаменимы для изучения спектра красной звезды, поскольку в это время перенос вещества может быть почти полностью отсутствовать [31,32].

В случае, если белый карлик обладает большим магнитным полем (с напряженностью H > 10⁶ Гс), на движение вещества в околозвездном пространстве влияют как гравитационные, так и магнитные поля. Такие CVs относят к классу поляров. Диск вокруг белого карлика при H < 10⁷ Гс образуется не всегда (промежуточные поляры), а при полях H $\sim$ 10⁸ Гс обычно не образуются вовсе (поляры). Более детально эти объекты описаны в статьях [33,34].

Накопление новых наблюдательных данных для CVs показывает, что их разделение на типы довольно условно. Часто, с увеличением данных, один тип превращается в другой, или в системе наблюдаются черты как одного, так и другого подтипа.

Кроме вспышек (или их отсутствия) все CVs показывают неправильные фотометрические изменения блеска с амплитудой в несколько процентов и характерным временем в минуты, называемые фликерингом (Warner [35]). В общем случае это вызвано нестационарной аккрецией, хотя достоверная причина фликеринга неизвестна. Другая фотометрическая особенность -- горб, часто наблюдаемый на орбитальной кривой блеска. Это поярчание происходит в тот момент, когда яркое пятно, образованное в месте соударения струи с красного компонента и аккреционного диска находится в нижнем соединении (наилучшая видимость пятна). Хотя его видимый блеск и связан с орбитальным периодом, эти изменения нерегулярные и имеют небольшую (несколько десятых величины) амплитуду. Поэтому по ним трудно уверенно определять орбитальный период.

2 Модель Роша для катаклизмических переменных

Один из компонент системы, ``первичная'' звезда, является WD, много меньшим, чем его полость Роша, другой, ``вторичный'' компонент, напротив, заполняет свою полость Роша. Через внутреннюю точку Лагранжа L₁ вторичная звезда, слегка переполняя свою полость Роша, перетекает в полость Роша WD. Если скорость переноса массы постоянна для всего диска, полная энергия, излучаемая диском, для невращающегося белого карлика равна

L_d = G $\displaystyle {M_1\dot M_2\over {2R_1}}$ ,

(1)

С аналогичным допущением эффективная температура T_{eff, 2} на любом расстоянии a от белого карлика представляется выражением

T⁴_{eff, 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)

Если вязкость вещества отсутствует или разумно мала, вещество в диске вращается с Кеплеровской скоростью V, соответствующей расстоянию от WD:

V² = G^. $\displaystyle {M_1\over a}$ .

(3)

Приблизительный размер диска может быть оценен, с одной стороны, из наблюдений а также теоретических рассчетов, показывающих, что величина a меньше примерно 2/3 от полного радиуса Роша, с другой стороны полным размером радиуса Роша.

Внутренний радиус диска связан с радиусом WD в случае с немагнитной или слабо магнитной звездой.

Радиус сферической звезды заполняющей свою полость Роша был вычислен Paczynski [36]:

R₂/a = 0.38 + 0.20^.log(q)	для 0.3 < q < 20 и
R₂/a = 0.462^.