Астронет: А. Г. Морозов, А. В. Хоперсков Физика Дисков http://variable-stars.ru/db/msg/1168623/node8.html

---

<< 1.4 Активные галактические ядра | Оглавление | 1.6 Протозвезды >>

Разделы

• 1.5.1 Звезды типа U Близнецов или карликовые новые
• 1.5.2 Новые звезды
• 1.5.3 Системы с белым и красным карликами
• 1.5.4 Диски вокруг нейтронных звезд
• 1.5.5 Диски вокруг черных дыр

---

1.5 Тесные двойные системы (ТДС)

Наиболее эффективно процесс аккреции может происходить в двойных системах^1.12, когда одна из звезд превращается в компактный релятивистский объект (белый карлик, нейтронную звезду, черную дыру), а другая заполняет свою область Роша [131]. В настоящее время считается, что такие системы обязательно образуются на определенных стадиях эволюции достаточно близких массивных двойных систем^1.13 [131,132]. Через внутреннюю точку Лагранжа () вещество покидает нормальную оптическую звезду и оказывается в области Роша компактного объекта. Благодаря наличию углового момента газ не падает сразу, а образуется вращающееся вокруг релятивистской звезды кольцо, которое при наличии эффективных механизмов переноса момента может расплываться в аккреционный диск (АД). Газовая струя, истекающая из оптической звезды через внутреннюю точку Лагранжа, ударяет в диск с выделением большого количества энергии. Эта область АД наблюдается как яркое пятно (bright spot или hot spot). Схематично структура такого рода аккрецирующих систем изображена на рис. 1.2.

Как известно, компактные объекты имеют следующие радиусы [133]:

1. для черной дыры ;

2. для нейтронных звезд см;

3. радиусы белых карликов примерно в 100 раз меньше радиуса Солнца см.

Если релятивистская звезда не обладает магнитным полем, то можно считать, что внутренняя граница АД простирается до поверхности звезды. Магнитное поле может разрушать АД на расстояниях, существенно превышающих радиус аккрецирующего объекта. По данным [134-136], магнитные поля у нейтронных звезд могут достигать Гс. Еще Прингл и Рис [132] заметили, что диск должен разрушаться магнитным полем на расстояниях порядка альвеновского радиуса см.

Значения радиуса внешней границы аккреционных дисков определяются параметрами двойной системы, прежде всего орбитальным периодом и массой оптической звезды , темпом потери ее массы, а также процессами, происходящими в АД [137]. Вследствие большого различия физических условий в тесных двойных системах встречаются любые ситуации, и аккреционный диск может занимать почти всю полость Роша компактного объекта. Расстояния между компонентами могут лежать в широких пределах .

Наблюдаемые проявления ТДС весьма разнообразны, прежде всего потому, что различные объекты сильно отличаются друг от друга по своим физическим условиям. И, естественно, построить сколько-нибудь универсальную модель АД невозможно. Поэтому мы ниже кратко опишем, исходя из данных наблюдений, некоторые типы ТДС, в которых весьма вероятно наличие газовых дисков, и они могут быть ответственны за некоторые наблюдаемые особенности.

1.5.1 Звезды типа U Близнецов или карликовые новые

Отличительной особенностью данных объектов является квазипериодическая вспышечная активность с характерными временами , существенно превышающими орбитальный период . В настоящее время известно более 300 объектов данного типа [118]. Карликовые новые (звезды типа Близнецов) обычно различаются по своим фотометрическим характеристикам.

-- Объекты типа SS Лебедя (типичные представители U-Gem, SS-Cyg, BV Cen, RU Peg, VY Aqr, SS Aur, T Leo, VZ Aquarii и др.). Отличаются достаточно длительными интервалами покоя между вспышками (рис. 1.3,а). Продолжительность цикла у объектов типа SS Aur может быть различной: приблизительно 43 дня у VZ Aquarii, 57 дней у SS Aur, 103 дня у U-Gem, 558 дней у ЕX Hya.

-- Отличительной особенностью вспышек у объектов типа SU Большой Медведицы (TU Men, YZ Cnc, SU UMa, VW Hyi, HT Cas и др.) является то, что кроме обычных максимумов блеска через 3-10 циклов наблюдаются так называемые сверхмаксимумы, отличающиеся более высоким блеском и продолжительностью (рис. 1.3,б). Обзор звезд типа SU UMa дан Харлесом [138].

-- У звезд типа Z Жирафа время покоя сравнимо со временем вспышки. Средняя длина цикла составляет 9-40 суток. Но иногда возникают продолжительные интервалы времени, в течение которых активность отсутствует (рис. 1.3,в).

Часто выделяют подгруппу карликовых новых, отличающуюся большой амплитудой вспышек (6-9 звездных величин), их называют звездами типа WZ Sge. Несмотря на количественные отличия, между звездами типа WZ Стрелы и типа SU Большой Медведицы нет принципиальных различий, и карликовые новые типа WZ Sge являются предельным случаем звезд типа SU UMa [139].

Вне больших вспышек фотометрическое поведение звезд типа U Близнецов является очень сложным. Выделяют как нерегулярные флуктуации блеска, так и периодические, обусловленные орбитальным движением. Следует заметить также, что нет строгой корреляции между продолжительностью квазипериодических циклов , амплитудой переменности блеска и орбитальным периодом .

Помимо наблюдаемого нестационарного поведения светимости у некоторых карликовых новых удалось проследить динамику внешнего радиуса диска во время вспышки. Так, например, у U-Gem в неактивном состоянии (между вспышками) величина составляет , увеличиваясь до во время вспышки и затем возвращаясь к исходному значению. Весьма похоже ведет себя Z Cha и OY Car [140-143]. Об интересной детали в поведении сообщает О'Донахью [140] -- в самом начале вспышки происходит резкое кратковременное уменьшение величины (диск сжимается) и только затем происходит увеличение размера диска.

1.5.2 Новые звезды

Для новых звезд характерно быстрое увеличение блеска (на 6-13 звездных величин), яркое состояние держится несколько суток, после чего начинается спад, длящийся обычно несколько недель^1.14. В соответствии с характерными временами кривой блеска новой обычно различают четыре типа:

1. Na -- быстрые новые. Подъем блеска очень крутой (за с). После достижения максимума уменьшение блеска на происходит не дольше, чем за секунд.

2. Nb -- медленные новые. Спад блеска на занимает больше 100 сут.

3. Nc -- очень медленные новые. К этой группе относится, например, упомянутая выше RT Ser.

4. Nr -- повторные новые, у которых наблюдаются повторные вспышки, разделенные десятками лет.

Распространено мнение, что все новые в конечном счете являются повторными.

Обычно через несколько лет после максимума блеска вокруг новой звезды наблюдается газовая оболочка, расширяющаяся со скоростью км/с. Массы оболочек оцениваются в г. Все это свидетельствует о том, что на звезде произошел сильный взрыв, в результате которого система теряет % своей массы и излучает энергию эрг.

1.5.3 Системы с белым и красным карликами

Непосредственно из наблюдений в большинстве случаев не удается доказать двойственность катаклизмических переменных (к которым относятся в том числе карликовые новые и новые), и сложные кривые блеска были поняты на основе следующих модельных представлений. Новые звезды и карликовые новые являются маломассивными системами, состоящими из белого карлика (первичная компонента) и из красной звезды с , которая заполняет свою критическую полость Роша и при этом теряет массу через внутреннюю точку Лагранжа . Ввиду сохранения момента количества движения вокруг компактного объекта образуется АД. Вклад первичного компонента в непрерывный спектр системы очень мал. Проявления вторичного компонента в спектре связаны в основном с абсорбционными линиями. Основной вклад в непрерывный спектр и эмиссионные линии дают диск и яркое пятно. Скорость движения вещества в струе может достигать нескольких сотен км/с, а темп перетекания вещества /год, тем самым для км/с нетрудно оценить светимость яркого пятна эрг/с . В результате аккреции в стационарном случае половина потенциальной энергии переходит в тепловую и затем излучается. Естественно, для катаклизмических переменных стационарная модель дает оценку значения светимости АД сверху. В неактивном состоянии , но можно считать , в то время как светимость карликов много меньше величины .

Одной из наблюдаемых особенностей у новых и карликовых новых звезд являются колебания блеска в минимуме (неактивном состоянии). Выявлены четыре составные такой переменности. С диском и/или ярким пятном связаны, по-видимому, быстрые нерегулярные мерцания (rapid flickering) с характерным временем с. Мерцания полностью исчезают во время затмения пятна и внутренних частей АД оптической звездой [144,145,118]. У объектов со слабым потоком вещества доминирует яркое пятно, это отчетливо видно у U-Gem [146]. Напротив, у объектов с сильным потоком вещества, что типично для новых (UX UMa), доминирует диск [147].

Интересной особенностью катаклизмических переменных является то, что у объектов гало амплитуда вспышки больше и орбитальные периоды короче, чем в галактическом диске [148,149].

1.5.4 Диски вокруг нейтронных звезд

Остановимся кратко на аккреторах -- замагниченных нейтронных звездах, находящихся на стадии аккреции. Речь идет о рентгеновских пульсарах (источниках пульсирующего рентгеновского излучения) и рентгеновских барстерах (источниках переменного непериодического излучения). У рентгеновских источников наблюдается сложное временное поведение блеска: выделяют периодические, квазипериодические и случайные изменения. Причины их весьма разнообразны, и требуется специальный анализ для каждого объекта [150].

Рентгеновские пульсары. Известно свыше 20 рентгеновских пульсаров, среди которых встречаются системы как с массивными ОВ-звездами, так и с красными карликами и гигантами. Первичной компонентой является вращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем Гс (см. обзор [151]), у Her X-1 величина магнитного поля достигает Гс [152].

Отличительной особенностью рентгеновских пульсаров является переменное периодическое рентгеновское излучение с характерными временами с (наиболее типичны значения с). Практически общепринято, что переменность излучения связана с мощными магнитными полями. Наблюдается и долгопериодическая переменность, которая, например, у Кентавра X-3, свидетельствует о том, что оптическая звезда заполняет свою критическую полость Роша. Светимость рентгеновских пульсаров составляет эрг/с, для чего необходим темп аккреции M/год. И если в случае сверхгигантов истечение в виде квазисферического звездного ветра обеспечивает наблюдаемые светимости, то в системах с и маломассивными звездами истекающее вещество образует аккреционный диск.

Другим наблюдаемым фактом, указывающим на существование АД, является ускорение вращения нейтронной звезды со временем. Этот эффект наблюдается у большинства рентгеновских пульсаров и может быть объяснен тем, что в режиме дисковой аккреции вещество, попадая в магнитосферу, передает ей свой момент количества движения.

Рентгеновские барстеры. Для рентгеновских барстеров характерна вспышечная активность в рентгеновском диапазоне ( кэВ). Обнаружено около сотни барстеров. Наблюдаются вспышки типа I, повторяющиеся с интервалами в несколько часов, и более быстрые вспышки типа II^1.15. Светимость барстеров во время вспышки составляет эрг/с, а полная энергия, излучаемая за это время в рентгеновском диапазоне, эрг. Между вспышками рентгеновские барстеры являются медленно меняющимися рентгеновскими источниками со средней светимостью эрг/с. Вся совокупность данных свидетельствует о том, что причина вспышек связана с ядерными взрывами вещества, накопившегося между вспышками на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции. У большинства рентгеновских барстеров отсутствуют затмения и яркие оптические двойники, что говорит в пользу того, что оптические звезды являются маломассивными красными карликами (), заполнившими полость Роша, так что аккреция идет в дисковом режиме. Таким образом, излучение барстеров между вспышками обусловлено существованием "стационарного" аккреционного диска.

Наблюдаемое излучение рентгеновских барстеров не испытывает строго периодических пульсаций, что можно объяснить малостью магнитных полей нейтронных звезд ( Гс). В такой ситуации АД может достигать поверхности звезды [153].

Вспышки типа II могут быть объяснены выделением энергии при аккреции вещества на нейтронную звезду с магнитным полем вблизи поверхности Гс, когда вещество порциями проникает внутрь магнитосферы за счет развития какой-либо неустойчивости на границе магнитного поля и аккрецирующей плазмы [154].

Квазипериодические осцилляции (КПО). В галактическом балдже наблюдаются рентгеновские источники без вспышечной активности, но обнаруживающие квазипериодические осцилляции (КПО) рентгеновского потока с характерными частотами Гц. КПО, открытые рентгеновским спутником EXOSAT [155], в большом количестве наблюдаются на ИСЗ Ginga [156,157]. КПО наблюдаются и в рентгеновских спектрах некоторых рентгеновских пульсаров, причем на низких частотах, например у X 1627-673, которая является маломассивной двойной системой, Гц [158], а также у источников с ультрамягким рентгеновским спектром, у кандидатов в черные дыры (по сообщениям [159], у LMC X-1 Гц). Наличие квазипериодических осцилляций у кандидатов в черные дыры свидетельствует о том, что КПО связаны с процессами во внутренних частях АД и не зависят от твердой поверхности звезды или ее магнитного поля. Однако это справедливо, если природа у КПО для всех объектов едина.

Современная классификация КПО основана на двухцветной рентгеновской диаграмме, где четко различаются так называемые горизонтальная ветка, нормальная и вспыхивающая ветви, образующие характерный Z-образный рисунок. Часто у одного источника выделяют несколько гармоник. Мощность, частота центроида и ширина пика в спектре мощности сильно зависят от интенсивности источника.

1.5.5 Диски вокруг черных дыр

Список кандидатов в черные дыры постоянно пополняется, в то же время новые наблюдения иногда приводят к снятию подозрений в отношении некоторых объектов. Наиболее надежны следующие кандидаты в черные дыры: A0620-00, Cyg X-1, LMC X-3, LMC X-1, SS 433 [160], имеются и другие кандидаты, но более спорные. Примечательной особенностью является то, что масса оптической звезды в A0620-00 не превышает M. А это довод в пользу наличия аккреционного диска вокруг релятивистского компонента, поскольку мощность звездного ветра у маломассивных звезд невелика. По свидетельству [161], эмиссионные линии имеют характерные для АД двухпиковые профили. Наблюдаемая асимметрия может быть связана с ярким пятном на краю диска. Однако в этом случае диск должен иметь размеры, близкие к критической полости Роша, что не типично для маломассивных двойных систем.

Пожалуй, объект SS 433 наиболее известен благодаря своим релятивистским биполярным струям. Открытие оптических затмений в системе SS 433 позволило сделать вывод, что данный объект является ТДС, состоящей из массивной ( M) ОВ-звезды и релятивистского объекта ( ), окруженного ярким, оптически толстым для рентгеновского излучения прецессирующим аккреционным диском [162-165].

Объект Лебедь X-1 (Cyg X-1) является наиболее "старым" кандидатом в черные дыры (см. обзоры [164,166]). Интервал временной переменности огромен: от с до с. В рентгеновском диапазоне у источника Cyg X-1 наблюдаются переходы из "спокойного" в "возбужденное" состояние. В первом режиме излучается в основном жесткая рентгеновская компонента ( кэВ). Время пребывания в "возбужденном" состоянии -- около месяца. При этом появляется интенсивная мягкая спектральная компонента в полосе 3-6 кэВ, а полная светимость возрастает примерно в два раза. Наблюдаемый рентгеновский спектр удовлетворительно моделируется излучением от АД [167,168]. В то же время приемлемого объяснения причины переходов из "спокойного" в "возбужденное" состояния пока нет. Длительность процессов, по-видимому, означает, что они связаны с переносом вещества по АД.

Переменность излучения является общим свойством компактных звездных рентгеновских источников. Однако хаотическое постоянное изменение в досекундных интервалах наблюдается у немногих: Cyg X-1, GX 339-4, Cir X-1. Возможно, эти источники являются АД вокруг черных дыр. Такое временное поведение обычно объясняют вращающимися в самых внутренних областях АД () неоднородностями [169].

Обнаружение КПО у LMC X-1 свидетельствует также о наличии аккреционного диска в системе (см. п. 1.5.4).

---

<< 1.4 Активные галактические ядра | Оглавление | 1.6 Протозвезды >>