Astronet Астронет: С. Ю. Шугаров/ГАИШ Основные физические характеристики катаклизмических звезд
http://variable-stars.ru/db/msg/1169756
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$\scriptstyle \odot$. 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 9m - 15m. 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 0m.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$\scriptstyle \odot$/год). Как циклы так и амплитуды вспышек таких объектов (7m - 11m) находятся между классическими и карликовыми новыми. Обычно звезды со следующими характеристиками относят к повторным новым (Weebnik et.al [11]):

  1. Наблюдалось две или более вспышки у звезды, причем абсолютная величина во время вспышки была сравнимой с абсолютной величиной новых ( Mv = - 5m.5).

  2. 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$10-10M$\scriptstyle \odot$/год при Mwd$ \le$1M$\scriptstyle \odot$). У обычных карликовых новых, или звезд типа U Gem, происходят вспышки с амплитудой 2m - 6m, 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.

  1. 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]).

  2. Перенос массы с вторичного компонента стационарен, но сам диск гравитационно нестабилен, и вспышки вызваны падающей на WD материей (Smak [16,17] and Osaki [18]).

  3. Причина -- нелинейный эффект, вызванный существованием области ионизованного водорода, ведущей к нестабильному переносу вещества (Faulkner [19]).

Звезды типа U Gem имеют характерные абсолютные величины Mv $ \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 5m - 6m (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 Ps - период биений между орбитальным периодом двойной системы Porb и периодом вращения внешнего диска:

1/Ps = 1/Porb - 1/Pd .

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

Ps/Porb = 0.0367 . (Porb - 2.00) + 1.043,

(Porb в часах). В этой работе он предполагает, что все карликовые новые с Porb < 3h 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 2m - 8m (неактивное, ``off'' состояние), с последующим возвращением к обычному уровню.

Изучение динамики новоподобных звезд, проведенное Kraft и Luyten [30] показало, что у них Mv $ \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

Ld = G$\displaystyle {M_1\dot M_2\over {2R_1}}$ , (1)

С аналогичным допущением эффективная температура Teff, 2 на любом расстоянии a от белого карлика представляется выражением

T4eff, 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$\scriptstyle \phi$, соответствующей расстоянию от WD:

V$\scriptstyle \phi$2 = 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 . $\displaystyle \left(\vphantom{{q\over 1+q} }\right.$$\displaystyle {q\over 1+q}$$\displaystyle \left.\vphantom{{q\over 1+q} }\right)^{1/3}_{}$         для  0 < q < 0.8 ,
(4)

при q = M2/M1, таким образом, R2 зависит только от отношения масс и расстояния между двумя звездами. Далее, существует множество доказательств, что вторичная звезда в системе с орбитальным периодом меньше 6h не сошла с главной последовательности. Для них существует соотношение между массой и радиусом, которое сравнительно хорошо апроксимировано соотношением:

R2/R$\scriptstyle \odot$ = 0.959 . M2/M$\scriptstyle \odot$ (5)

(Warner [8,37]).

Комбинируя соотношение (5) и третий закон Кеплера, можно получить

M2/M$\scriptstyle \odot$ = 3.3 . 10-5Psec,
R2/R$\scriptstyle \odot$ = 3.2 . 10-5Psec.
(6)

(Warner [8]).

В общем случае, из формул (4), (5), и третьего закона Кеплера имеем:

log$\displaystyle {M_2\over M_\odot}$ = 0.571$\displaystyle \left\{\vphantom{0.06-\log \left[ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}\right] }\right.$0.06 - log$\displaystyle \left[\vphantom{ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}}\right.$$\displaystyle {1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}$$\displaystyle \left.\vphantom{ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}}\right]$$\displaystyle \left.\vphantom{0.06-\log \left[ { 1.003\cdot 10^8 \over P^2(1+{1\over q})\cdot (0.38+0.2\log q)^3}\right] }\right\}$ , (7)

где период выражен в секундах.

Если взять для рассчетов эволюционный сценарий вторичной компоненты, [38] можно вывести:

(M2/M$\scriptstyle \odot$)2 = 0.966 . 10-8 . P2$\displaystyle \left(\vphantom{1+{1\over q}}\right.$1 + $\displaystyle {1\over q}$$\displaystyle \left.\vphantom{1+{1\over q}}\right)$$\displaystyle \left(\vphantom{0.38+0.2\log q}\right.$0.38 + 0.2 log q$\displaystyle \left.\vphantom{0.38+0.2\log q}\right)^{3}_{}$/$\displaystyle \xi^{2}_{}$ , (8)

где $ \xi$ - эволюционный параметр, описывающий эволюционное состояние красной звезды. Далее, из (4) можно определить большую полуось орбиты a, а из уравнения

a . sin i = a1 . sin i + a2 . sin i (9)

возможно оценить угол наклона орбиты к лучу зрения i. Параметры дисков определялись на основе У-Ф спектров, используя стационарную дисковую модель, предложенную Шакурой и Сюняевым [39].

Patterson [2] нашел очень полезную эмпирическую зависимость для звезд начальной главной последовательности:

R2/R$\scriptstyle \odot$ = 10-3 . M1/3 . P2/3 . (10)

Отсюда, даже если M2 мы оценили грубо, с фактором (ошибкой) в три раза, R2 определяется с фактором 1.4.

Warner [40] показал, что отношение между амплитудой радиальных скоростей K1 и V . sin i для частиц, находящихся на равновесных радиусах, которые недавно попали в полость Роша, являются только функцией отношения масс:

$\displaystyle {K_1\over V_2\sin i}$ = $\displaystyle {f^2(q)\cdot q^3 \over (1+q)^2}$ , (11)

где f (q) = 0.500 - 0.227 log q (0.1 < q < 10), а K1 - амплитуда лучевых скоростей первичного компонента.

Таким образом, если для CV получена кривая лучевых скоростей для эмиссионного компонента, можно определить массу исследуемой CV, используя соотношение масса-радиус (10), поскольку наблюдаемая величина K1/V2sin i теперь является только функцией отношения масс q.

3 Короткопериодическая переменность катаклизмических переменных

Важной характеристикой CVs является наличие у них короткопериодических колебаний блеска в оптическом и в ряде случаев в рентгеновском диапазонах. Различают три вида быстрых колебаний.

  1. Фликеринг -- это изменения среднего блеска, которое наблюдается на всех стадиях активности CVs. Амплитуда фликеринга порядка нескольких десятых звездной величины, характерные времена от секунд до десятка минут. Обычно наблюдается тенденция к увеличению амплитуды фликеринга у карликовых новых в спокойном состоянии, а также при появлении ``горба'' на орбитальной кривой блеска, видимому во время нижнего соединения горячего пятна на диске, и сильному уменьшению во время затмений. Подробные наблюдения затмений карликовых новых HT Cas, V2051 Oph и новоподобной системы RW Tri показывают, что основной источник фликеринга это нагретый близкий к WD внутренний диск, или горячее пятно на диске (Patterson [41]; Warner and Cropper [42]; Horne and Stiening [43]).

  2. Когерентные осцилляции (которые иногда называют осцилляциями или пульсациями карликовых новых, или, что отчасти вводит исследователей в заблуждение пульсациями WD) c периодами в несколько десятков секунд и амплитудой порядка 0m.002, проявляющихся у карликовых новых во время вспышек, у новоподобных -- во время яркого состояния и у WZ Sge во время покоя. Сообщения об открытии и анализе когерентных осцилляций у СVs обобщено в работах Warner [44], Patterson [41], Warner and Brickhill [45].

  3. Квазипериодические осцилляции блеска (QPOs) -- промежуточный класс переменности блеска, наблюдаемый во время вспышек карликовых новых. Амплитуды QPOs больше, чем у когерентных осцилляций, а периоды порядка одной минуты и изменения периода носят стохастический характер. Подобно когерентным осцилляциям, QPOs наблюдаются не во всех вспышках у карликовых новых, а у многих из них они никогда не регистрировались. У одной и той-же системы во время различных вспышек периоды QPOs могут существенно различаться (например, Robinson и Nather [46]. нашли период 150 с во время одной вспышки U Gem, в то время как во время другой вспышки Patterson [41] нашел период только в 24 с.).

4 Наблюдения катаклизмической переменной DW Большой Медведицы

DW UMa -- одна из CVs, показывающая наиболее характерные ``черты'', наблюдаемые у рассматриваемых звезд. Открыли ее, как очень голубую звезду с сильными эмиссионными линиями водорода и гелия (включая HeII,$ \lambda$4686Å), вскоре ряд авторов открыли у нее глубокие затмения, происходящие с периодом $ \sim$ 0d.137. Все авторы, проводившие фотометрическое изучение этой системы, отмечают, что кривые блеска DW UMa как правило очень сильно отличаются одна от другой. Следовательно, характеристики в системе постоянно изменяются, поэтому автор провел независимое фотометрическое исследование DW UMa и получил ряд физических величин, характеризующих изменение этих характеристик.

Наблюдения проводились автором и Е.А. Казенновой [47] с помощью одноканального UBV-электрофотометра конструкции И.М.Волкова, а также по негативам фототеки ГАИШ. На рис. 2 показаны кривые блеска 7 апреля 1989 г. (J.D. 2447624), построенная с найденным нами уточненным значением орбитального периода ( 0d.1366067). Видно глубокое затмение во всех трех полосах, а также ``горб'' перед ним. В полосе U амплитуда горба больше, чем в B, а в полосе V его амплитуда минимальна. Появление горба на определенных фазах орбитального периода является следствием изменения условий видимости горячего пятна на диске (рис. 1), а увеличение его амплитуды с уменьшением длины волны указывает на большую температуру пятна. В главном минимуме показатель цвета B - V увеличивается, что должно происходить при прохождении красной звезды (вторичного компонента) перед горячим диском и белым карликом. Правда, у системы остается избыток ультрафиолетового излучения и в минимуме. На рис. 3 показана кривая блеска в полосе B в следующую ночь. Глубина затмения несколько возрасла, а горб не наблюдался (не было заметно его и в последующую ночь). Вероятно, темп аккреции упал и пятно на диске исчезло.

Рис. 2. Орбитальные кривые блеска DW UMa 7 апреля 1989 г. в полосах UBV.

Рис. 3. Орбитальная кривая блеска DW UMa 8 апреля 1989 г. в полосе B.

Фотографические оценки блеска, проведенные Е.А.Казенновой [47], показали, что в основном блеск системы изменяется вне затмений от 14m.3 до 14m.9. Однако в январе 1990 г. звезда неожиданно резко ослабела до $ \sim$ 17m, через месяц ее блеск был уже $ \sim$ 16m, а к маю 1990 г. почти вернулась к своему первоначальному уровню ($ \sim$ 15m). Наблюдения в это время показали, что горба перед минимумом по-прежнему нет (только в полосе U он на слегка проявляется), а орбитальный период не изменился и найденные до ослабления световые элементы снова выполняются. Согласно Hessman [32] в момент депрессии эмиссии водорода оставались, но линии высокого возбуждения HeII отсутствовали полностью.

Для построения модели системы была использована программа Т.С.Хрузиной [48], составленная для персональных компьютеров. Программа позволяет решать прямую задачу - для конкретной модели CV вычислить для данной длины волны орбитальную кривую блеска. Изменяя ряд параметров, можно добиться согласия наблюдаемой и теоретической кривых блеска.

Используя данную программу и используя приведенные ранее формулы, мы нашли, что Mwd $ \sim$ 0.9M$\scriptstyle \odot$, q = 3, a = 1.1R$\scriptstyle \odot$, R2 = 0.31R$\scriptstyle \odot$, i = 83o. В следующей таблице приведены найденные с помощью алгоритма Т.С. Хрузиной значений, соответствующих диску и пятну.

Д   И   С   К П    Я    Т    Н    О
дата сис Ld/L2 B - V U - B Rd/R$\scriptstyle \odot$ фаза Rsp/R$\scriptstyle \odot$ Lsp/Rd B - V U - B
7
апр.
1989		 V 3.6 -0.1   0.51 0.80 0.67 1.5 -0.5  
B 24 -1.5 0.57 0.85 0.80 2.0 -1.6
U 415   0.65 0.90 0.73 2.3  
8 V 4.3     0.50          
апр.     -0.4              
1989 B 42     0.56          
9 B 49     0.57          
апр.       -1.3            
1989 U 650     0.65          

Из таблицы видно, что основной вклад в излучение вносит диск, светимость которого от ночи к ночи изменяется в 1.5-2 раза, что и вызывает изменение среднего уровня блеска от цикла к циклу. Показатели цвета пятна соответствуют цветовой температуре 40-50 тысяч градусов (Страйжис [49]). Тот факт, что радиус пятна зависит от длины волны, можно объяснить тем, что распределение температуры по диску неравномерно, поэтому разные участки диска наиболее эффективно излучают в различных диапазонах волн.

Что касается точности найденных величин, полученных в рамках принятой модели, отметим, что одни и те же значения в принципе можно получить и при другом наборе исходных параметров. Часто авторы приводят область допустимых значений одной величины и соответствующее множество значений другого параметра. Однако в качестве начального приближения найденные значения вполне можно принять, тем более, что они не существенно расходятся с данными других авторов (см. работы [50,51,52,53]).

Укажем, что существуют и другие методы построения модели. В частности, алгоритм решения обратной задачи астрофизики описан в книге Гончарского, Черепащука и Яголы [54].

В заключении отметим, что среди двухсот сравнительно детально исследованных катаклизмических звезд и почти тысячи звезд типа U Gem, новых, звезд с сильным УФ-избытком и других кандидатов в CVs не существует ни одной одинаковой пары объектов. Каждая CV по-своему уникальна и неповторима. Многие CVs показывают несколько видов переменности, одновременно относясь сразу к нескольким подклассам. При одинаковом строении и соизмеримости основных параметров у нескольких CVs поведение каждой из них может быть различным. До сих пор однозначно не объяснен провал в распределении CVs по периодам от $ \sim$ 2h до 3h, который впрочем с увеличением новых наблюдений постепенно размывается. Не смотря на активное изучение CVs крайне желательны новые всесторонние исследования (фотометрические и спектральные во всех диапазонах и на всех временных шкалах, рентгеновские, астрометрические и другие). Даже менее точные любительские наблюдения вспышечной активности позволили выявить ряд закономерностей, связанных с циклической активностью красного карлика, подобных солнечным 11-летним циклам. Только большая статистика и разнообразные наблюдения позволят понять, почему похожие по строению системы показывают такое разнообразие кривых блеска.

Bibliography

1 Ringwald F.A. // A Thesis degree of Dr. of Philosophy, 1993, Hanover, New Hampshire

2 Patterson J. // Ap.J.Suppl.Ser., 1984 54, 443

3 Wade R.A., Ward M.J. // 1985 In: Interacted Binary Stars/eds. Pringle J., Wade R., Cambridge: Cambridge University Press, 129

4 King A.R. // QJRAS, 1988 4, 1

5 Hack M., Selvelli P.L. // 1993 In: Cataclysmic Variables and related objects/eds. Hack M., la Dous C. NASA, 511

6 Livio M. // Preprint of Space Tel. Sci. Inst., 1992, No 659

7 Robinson E.L. // Ap.J., 1976, 203, 485

8 Warner B. // Observatory, 1976, 96, 49

9 Mattei J.A. // 1990 In: Active Close Binares/ed. Ibanoglu C. Dordrecht: Kluwer. Publ., 611

10 Shara M.M. // PASP, 1989, 101, 5

11 Webbink R.F., Livio M., Truran J.W., Orio M. // Ap.J., 1987, 314, 653

12 Ефремов Ю.Н., Холопов П.Н., // Перем. звезды, 1976, 20, 277

13 Bath G.T. // Nat.Phys.Sci., 1973, 246, 84

14 Bath G.T. // MNRAS, 1974, 169, 447

15 Горбатский В.Г. // Письма а Астрон. журн., 1975, 1, 23

16 Smak J. // Acta Astr., 1971, 21, 15

17 Smak J. // PASP, 1984, 86, 5

18 Osaki Y. // PASJ, 1974, 26, 429

19 Faulkner J., Lin D.N.C., Papaloizou J. // MNRAS, 1983, 205, 359

20 Warner B. // MNRAS, 1987, 227, 23

21 Meyer F., Meyer-Hofmeister E. // Acta Astr., 1983, 121, 29

22 King A.R. // MNRAS, 1989, 241, 365

23 Warner B. // Ap.Space Sci., 1995, 227, 23

24 Osaki Y. // PASJ, 1989, 41, 1005

25 Whitehurst R. // MNRAS, 1988, 232, 35

26 Patterson J., Richman H. // PASP, 1991, 103, 735

27 Gilliland R.L., Kemper E. // Ap.J, 1990, 236, 854

28 Robinson E.L., Shafter A.W. // Ap.J., 1987, 322, 296

29 Robinson E.L. AJ, 1975, 80, 515

30 Kraft R.P., Luyten W.J. Ap.J., 1965, 142, 1041

31 Shafter A.W., Szkody P., Liebert J. et al. // Ap.J., 1985, 290, 707

32 Hessman F.V. // IAUC, 1990, No 4971

33 Patterson J. // PASP, 1994, 106, 209

34 Cropper M. // Space Sci.Rev., 1990, 54, 195

35 Warner B. High Speed Astronomical Photometry, Cambridge: Cambridge Press University, 1988

36 Paczynski B. // Ann.Rev.Astr.Ap., 1971, 9, 183

37 Warner B. // MNRAS, 1972, 160, 435

38 Penning W.R., Ferguson D.H., Mc Graw J.T. et al. // Ap.J., 1984, 276, 233

39 Shakura N.I., Sunyaev R.A. // Astr.Ap., 1973, 24, 337

40 Warner B. // MNRAS, 1973, 162, 189

41 Patterson J. // Ap.J.Suppl.Ser., 1981, 45, 517

42 Warner B., Cropper M. // MNRAS, 1983, 203, 909

43 Horne K., Stiening R.F. // MNRAS, 1985, 216, 933

44 Warner B. // 1986 In: Structure and Evolution of Close Binary System/ed. Eggleton P., Cambridge: Cambridge University Press, 85

45 Warner B., Brickhini A.J. // MNRAS, 1978, 182, 777

46 Robinson E.L., Nather R.E. // Ap.J.Suppl., 1979, 39, 461

47 Казеннова Е.А. // 1991 МГУ, физический факультет, дипломная работа

48 Хрузина Т.С. // Астрон.журн., 1991, 68, 1211

49 Страйжис В. ``Многоцветная фотометрия звезд'', Вильнюс: ``Мокслас'', 1977

50 Shafter A.W., Hessman F.V., Zhang E.H. // Ap.J, 1988, bf 327, 248

51 Zhang E. // As.Ap. Sinica, 1989, bf 8, 251

52 Kopylov I.M., Somov N.N., Somova T.A. // САО, препринт, 1989, No 40

53 Dhillon V.S., Jones D.H.P., Marsh T.R. // MNRAS, 1994, bf 266, 859

54 Гончарский А.В., Черепащук А.М., Ягола А.М. ``Некорректные задачи астрофизики'', Москва: ``Наука'', 1985



Rambler's Top100 Яндекс цитирования