Диплом: Уникальный астрономический объект SS 433

эксцентриситета е и угла w, определяющего положение периастра.

Характерные образцы кривых лучевых скоростей для некоторых частных значений

е и w изображены на рисунке 3. Положение горизонтальной прямой у

всех кривых этого рисунка соответствует лучевой скорости, которую компоненты

имеют при своем движении под прямым углом к лучу зрения (т.е., иными словами,

лучевой скорости центра масс системы).

Независимо от применяемого способа из числа элементов орбит спектрально-двойных

звезд могут быть определены только w,

, Т и t. Совершенно нельзя определить позиционный угол и нельзя

определить в отдельности наклонение i плоскости орбиты и большую

полуось а, так как одни и те же лучевые скорости могут получиться при

движении звезды по орбитам с различными наклонениями и соответственно

различными большими полуосями. [2, 4, 23]

1.3. Затменно–двойные звезды

Затменными переменными называются неразрешимые в телескопы тесные пары

звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически

наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим.

В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей –

спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь (b

Персея) и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной

звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная

величина затменных переменных звезд меняется периодически.

Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а

промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами –

периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2d

20h49m, а у b Лиры– 12d21h48

m.

По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы

орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а

в некоторых случаях даже получить представление об их форме. На рис. 4

показаны кривые блеска некоторых затменных переменных звезд вместе с

полученными на их основании схемами движения компонентов. На всех кривых

заметны два минимума: глубокий (главный, соответствующий затмению главной

звезды спутником), и слабый (вторичный), возникающий, когда главная звезда

затмевает спутник.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие

данные о компонентах затменных переменных звезд:

1. Характер затмений (частное, полное или центральное) определяется наклонением

i и размерами звезд. Когда i = 90°, затмение центральное, как у

b Лиры (рис. 5). В тех случаях, когда диск одной звезды полностью

перекрывается диском другой, соответствующие области кривой блеска имеют

характерные плоские участки (как у IH Кассиопеи), что говорит о постоянстве

общего потока излучения системы в течение некоторого времени, пока меньшая

звезда проходит перед или за диском большей. В случае только частных затмений

минимумы острые (как у RX

Геркулеса или b Персея).

2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов R

1 и R2, выраженные в долях большой полуоси орбиты,

так как продолжительность затмения пропорциональна диаметрам звезд.

3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти

отношение светимостей, а при известных радиусах,– также и отношение

эффективных температур компонентов.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины

вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного минимума

зависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра w.

Точнее, фаза наступления вторичного минимума зависит от произведения

. Если вторичный минимум лежит посередине между двумя главными минимумами

(как у RX Геркулеса), то орбита симметрична относительно луча зрения и, в

частности, может быть круговой. Асимметрия положения вторичного минимума

позволяет найти произведение

.

5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами, позволяет

количественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как,

например, у b Персея.

6. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у b Лиры, говорит об

эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких

компонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа b Лиры и W

Большой Медведицы (см. рис. 5). В этом случае по форме кривой блеска можно

установить форму звезд.

7. Детальный ход кривой блеска в минимумах иногда позволяет судить о законе

потемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, как правило, очень

трудно. Однако это единственный имеющийся в настоящее время метод изучения

распределения яркости по дискам звезд.

В итоге на основании вида кривой блеска затменной переменной звезды в принципе

можно определить следующие элементы и характеристики системы: i –

наклонение орбиты; Т – период;

– эпоху главного минимума; е – эксцентриситет орбиты; w –

долготу периастра; R1 и R2 – радиусы

компонентов, выраженные в долях большой полуоси; для звезд типа b Лиры

– эксцентриситеты эллипсоидов, представляющих форму звезд; L1/L

2 – отношение светимостей компонентов или их температур

.

В настоящее время известно свыше 4000 затменных переменных звезд различных

типов. Минимальный известный период – около часа, наибольший – 57 лет.

Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при

дополнении фотометрических наблюдений спектральными. [4,6].

1.4. Черные дыры

Считается, что, если масса звезды больше 2,5

, то в конце своей эволюции эта звезда превратится в черную дыру.

Черной дырой называется релятивистский объект, в котором гравитационное

поле настолько сильно, что даже свет не может покинуть эту область. Это

происходит, если размеры тела меньше его гравитационного радиуса

, (1.7)

где G – постоянная тяготения Ньютона, с – скорость света, М

– масса тела. Гравитационный радиус Солнца – 3 км, Земли – около 9 мм. [18]

Как возникают черные дыры?

Известно, что если масса ядра звезды, претерпевшего изменение химического

состава из-за термоядерных реакций и состоящего в основном из элементов группы

железа, превышает 1,4

, но не превосходит 3

, то происходит коллапс ядра, в результате которого звезда сбрасывает внешнюю

оболочку. Это приводит к вспышке сверхновой и образованию нейтронной звезды. В

такой звезде силам гравитации противостоит давление вырожденного нейтронного

вещества. Радиопульсары и рентгеновские пульсары как раз и представляют собой

нейтронные звезды. Первые наблюдаются как источники периодических

радиоимпульсов, что связано с переработкой сильным магнитным полем нейтронной

звезды энергии вращения в направленное радиоизлучение.

Рентгеновские пульсары светят за счет аккреции вещества в тесных двойных

системах: магнитное поле нейтронной звезды направляет плазму на полюса, где

она сталкивается с поверхностью нейтронной звезды и разогревает ее до

температуры в десятки миллионов градусов. Это приводит к излучению

рентгеновских квантов. Поскольку горячие рентгеновские пятна на магнитных

полюсах вращающейся нейтронной звезды периодически бывают обращены к

наблюдателю, он видит строго периодические пульсации интенсивности

рентгеновского излучения [19]. Периодические пульсации радио- или

рентгеновского излучения говорят о том, что у нейтронной звезды есть твердая

поверхность, сильное магнитное поле и быстрое вращение. У черной дыры строго

периодических пульсаций излучения ожидать не приходится, поскольку она не

имеет ни твердой поверхности, ни магнитного поля.

Звездам, массы железных ядер которых превышают 3

, ОТО предсказывает в конце эволюции неограниченное сжатие с образованием черной

дыры. Это объясняется тем, что силы гравитации, стремящиеся сжать звезду,

определяются плотностью энергии, а при громадных плотностях вещества,

достигаемых при сжатии ядра звезды, главный вклад в плотность энергии вносит

уже не энергия покоя частиц, а энергия их движения и взаимодействия.

Получается, что давление вещества при очень больших плотностях как бы само

становится весомым. Чем больше давление, тем больше плотность энергии и,

следовательно, больше силы гравитации, стремящиеся сжать вещество. Кроме того,

при сильных гравитационных полях, согласно ОТО, становятся принципиально

важными эффекты искривления пространства-времени, что также способствует

неограниченному сжатию вещества. [18, 20]

Глава 2. Физические процессы в тесных звездных системах

Если две звезды образуют достаточно тесную систему, такую, что расстояние

между звездами сравнимо с их радиусами, взаимодействие звезд-партнеров не

ограничивается только тем, что они вращаются вокруг общего центра тяжести.

Очень важно, что в этом случае возможно перетекание вещества с одной звезды

на другую под действием гравитационного притяжения.

Каждая звезда в тесной паре имеет свою «зону влияния», в пределах которой

преобладает ее, а не партнера, собственное тяготение. Эту зону называют

полостью Роша (по имени французского астронома XIX века, который изучал

взаимное тяготение планет и их спутников, но построил и общую теорию,

применимую к двойным звездам).

Эти зоны должны, очевидно, соприкасаться в одной точке на линии, соединяющей

центры звезд: в ней сила тяготения отсутствует, ибо одна звезда создает в ней

силу тяготения, точно такую же по величине, что и другая, по противоположную

по направлению (рис.7). Для этой точки тоже есть специальное название –

внутренняя точка Лагранжа (по имени другого французского ученого, знаменитого

математика и механика XVIII – начала XIX вв.). Если массы звезд одинаковы, то

точка Лагранжа лежит посередине между ними; если массы разные, то она,

естественно, ближе к менее массивной звезде, так как полость Роша тем

обширнее, чем больше масса звезды.

Обмен веществом между звездами возможен двумя путями: либо «звездный ветер»

проникает из полости Роша «своей» звезды в полость Роша звезды-компаньона,

либо одна из звезд, так сказать, переполняет свою полость Роша.

Звездный ветер был открыт, прежде всего, у Солнца (солнечный ветер);

оказалось, что происходит непрерывное истечение плазмы солнечной короны в

межпланетное пространство. У более массивных и горячих, чем Солнце, звезд

потоки плазмы интенсивнее; они имеют вполне достаточные скорости и

достаточный запас кинетической энергии, чтобы навсегда покинуть звезду,

преодолев ее притяжение. В двойной системе какая-то часть частиц, покинувших

одну звезду, может быть захвачена полем тяготения другой звезды.

Гораздо большие порции вещества могут перейти от одной звезды к другой на

втором пути, когда дело не ограничивается истечением из короны звезды.

Значительный переброс вещества от одной звезды к другой способен очень

существенно повлиять на характер дальнейшей эволюции обеих звезд в тесной

паре.[10]

Многие интересные черты процессов такого рода выяснены в работах А.Г.

Масевич, А.В. Тутукова и Л.Р. Юнгельсона. Более массивная из двух звезд пары

первой переходит на ту стадию эволюции, на которой происходит сброс оболочки.

Значительную долю вещества этой оболочки способна захватить вторая, менее

массивная звезда; но, увеличив массу за счет вещества своего партнера, эта

звезда станет теперь более массивной, и потому темп ее эволюции возрастет.

Вскоре и она начнет расширяться, причем размеры ее оболочки станут столь

значительными, что внутри этой оболочки окажется и остаток первой звезды,

успевший уже превратиться в нейтронную звезду. Последняя, двигаясь в среде

оболочки, тормозится (как спутник в плотных слоях земной атмосферы),

приближается из-за этого к ядру второй звезды и в конце концов образует

вместе с ним тесное двойное ядро внутри обширной единой оболочки. Такие

объекты – две компактные звезды в общей оболочке – обнаружены прямыми

астрономическими наблюдениями. [4]

2.1. Модели течения вещества в двойных звездах

Для расчета течения вещества в двойных звездах обычно используют уравнения

газодинамики, описывающие поведение инертного газа под действием

гравитационных, радиационных и магнитных полей. Численное рассмотрение

трехмерных течений было до недавнего времени затруднено отсутствием

надлежащей вычислительной техники и даже теперь оно ограничено скудностью

ресурсов. Поэтому теоретики вынуждены были ограничиться расчетами для

двумерных газодинамических моделей. При этом предполагалось, что решение,

полученное для экваториальной плоскости, отражает общие особенности структуры

течения. Немногочисленные расчеты конкретных двойных систем, проведенные в

последнее время в рамках трехмерных моделей, подтверждают, что характерные

особенности течения, обнаруженные в упрощенных двумерных моделях, качественно

остаются неизменными. [3]

Двойные системы (без сильного магнитного поля) можно разделить на три класса в

зависимости от механизма массообмена и его типичных параметров. К первому типу

относятся системы, в которых процесс массопереноса происходит через окрестность

внутренней точки Лагранжа

(полуразделенные двойные системы).

Рассмотрим двойную систему звезд. По какой орбите движется материальная точка,

оказавшаяся в окрестностях этой системы? Пока она близка к одному из

компонентов, ее движение определяется тяготением этого компонента. Частицы

движутся по коническим сечениям (эллипс, парабола, гипербола). По мере удаления

от одной звезды и приближения к другой потенциал, создаваемый одной звездой,

уменьшается, а другой - растет. И где-то на линии, соединяющей звезды,

существует точка, где силы притяжения двух звезд и центробежная сила

уравновешены. Частица, попавшая в эту точку, может свободно перейти из поля

действия одной звезды в поле действия другой. Это и есть внутренняя точка

Лагранжа L1. Участки пространства вокруг каждой звезды,

заключенные внутри эквипотенциальной поверхности с потенциалом, равным

потенциалу в точке Лагранжа, называются полостью Роша данной звезды. Процесс

массообмена может быть весьма интенсивным, если одна звезда (донор) находится в

процессе перехода в красный гигант и заполняет свою полость Роша.

Ко второму и третьему типам относятся системы, в которых массообмен определяется

звездным ветром. Структура течения в этом случае сильно зависит от отношения

W скорости ветра к орбитальной скорости системы, поэтому и пришлось ввести

два варианта таких систем: с отношением W»£1 (второй тип), и

W>1 (третий тип). [3]

2.2. Обмен веществом в полуразделенных системах

В полуразделенной ТДС одна из звезд заполнила критическую поверхность Роша. Эта

звезда - донор; вторая, в конечном счете поглощающая значительную долю

вещества, потерянного первой, - аккретор. Обмен веществом происходит через

окрестность внутренней точки Лагранжа L1. Газодинамику

истечения вещества из окрестностей точки L1 неоднократно

исследовали многие авторы. Впервые анализ данной проблемы, полученный в

полуаналитическом приближении, представлен в работах Б. Пачинского и Р.

Сенкевича, а также С. Любова и Ф. Шу в начале 70-х годов. Детальное

исследование процесса обмена веществом в двойных звездах аналитическими

методами затруднено, поскольку процесс очень сложный, в частности, необходимо

учитывать взаимодействие струи вещества, проходящей в окрестностях точки

Лагранжа, с окружающей средой. Нелинейный характер такого взаимодействия

приводит к необходимости решения полной системы газодинамических уравнений для

описания процессов, происходящих в полуразделенных двойных.

Рассмотрим теперь результаты исследований, выполненных в рамках трехмерной

модели. Расчеты были сделаны для типичных представителей маломассивных

рентгеновских и катаклизмических двойных. Катаклизмические переменные –

системы, состоящие из маломассивной звезды главной последовательности и

белого карлика с коротким (несколько часов) периодом орбитального обращения.

Помимо изменений блеска, вызванных орбитальным движением, у них наблюдаются

различные виды вспышечной активности.

Полученные результаты свидетельствуют о качественно похожем характере течения

в исследуемых системах. Выявлены следующие особенности процесса:

1) вещество струи разделяется на три потока: первый формирует

квазиэллиптический аккреционный диск вокруг звезды-аккретора; второй огибает

аккретор вне диска; третья часть струи удаляется от обеих звезд, однако

значительная доля вещества этого потока в дальнейшем меняет направление

своего движения под действием силы Кориолиса и остается в системе;

2) взаимодействие струи и диска не является ударным.

Часть вещества струи сразу попадает в диск и в дальнейшем, теряя угловой

момент под действием вязкости, участвует в процессе аккреции. Полученные

количественные оценки показывают, что в стационарном режиме течения доля

аккрецируемого вещества составляет весьма значительную долю (вплоть до 75%)

от общего количества газа, вбрасываемого в систему звездой-донором.

Гипотеза "горячего пятна", образуемого, якобы, в месте предполагаемого удара

истекающей из донора струи об аккреционный диск, была предложена ранее для

объяснения сложной картины переменности катаклизмических звезд. Вокруг звезд

системы существует общая оболочка из разреженного газа и, как оказалось,

взаимодействие газа со струей, вытекающего из окрестности Ц, отклоняет ее.

Это приводит к безударному (касательному) контакту струи с наружным краем

аккреционного диска и, как следствие, к отсутствию "горячего пятна". В то же

время взаимодействие газа общей оболочки со струей приводит к образованию

протяженной ударной волны переменной интенсивности, расположенной вдоль края

струи. Область высвечивания горячего газа, нагретого ударной волной, лежит

вне аккреционного диска, однако основное энерговыделение, вследствие

изменения интенсивности ударной волны вдоль струи, происходит в достаточно

ограниченной области (60% выделяется в прилегающей к диску части волны). Этот

факт, а также приблизительно равные значения скорости энерговыделения и

приводили к тому, что гипотеза "горячего пятна" в общем достаточно хорошо

удовлетворяла наблюдениям.

Для проверки истинности представленной модели были рассчитаны кривые блеска

для катаклизмической двойной Z Хамелеона (Z Cha) и проведено их сравнение с

наблюдениями. При построении теоретических кривых блеска использовалась

фотометрическая модель, разработанная членом-корреспондентом РАН A.M.

Черепащуком и кандидатом физико-математических наук Т.С. Хрузиной. Сравнение

наблюдаемой и рассчитанной кривых блеска показывает хорошее согласие. На

теоретической кривой можно увидеть практически все основные детали,

характерные для наблюдаемой кривой блеска Z Cha. Подобные кривые блеска

построены для различных типов катаклизмических двойных. Они показали, что,

оставаясь в рамках рассматриваемой модели течения без "горячего пятна", можно

объяснить все многообразие наблюдаемых кривых блеска. Более того, в ряде

случаев новая модель способна лучше объяснить наблюдения, чем модель с

"горячим пятном".

Качественное подобие полученных решений для различных типов полуразделенных

систем позволяет говорить об универсальности рассматриваемой модели. Однако

все эти результаты получены для установившегося режима течения. Если сильно

влияние внешних факторов, возможно возникновение и других особенностей, в

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5