§ 25. КАРЛИКОВЫЕ ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ ДРУГИЕ СЛУЧАИ НЕСТАЦИОНАРНОСТИ: РЕНТГЕНОВСКИЕ ЗВЕЗДЫ

ЗВЕЗДЫ ТИПА U БЛИЗНЕЦОВ. СИМБИОТИЧЕСКИЕ ЗВЕЗДЫ

По характеру изменений блеска к новым близко примыкают упоминавшиеся уже звезды типа U Близнецов (U Gem) или SS Лебедя (SS Cyg), у которых цикл, состоящий из быстрой вспышки, задержки в максимальном блеске и последующего более длительного пребывания в минимальном блеске (с небольшими короткими флуктуациями), продолжается несколько десятков или одну — две сотни дней (рис. 132).

Рис. 132. Изменение блеска SS Cyg в 1960 г. Числами обозначены номера циклов

Амплитуда вспышки — чаще всего , но нередко достигает и даже . Спектральные изменения очень своеобразны и непохожи на изменения у новых звезд: звезда имеет в минимуме слабый непрерывный спектр с накладывающимися на него сильными эмиссионными линиями Н, HeI, CaII и немногими линиями поглощения, а в максимальном блеске непрерывный спектр усиливается и наибольшая интенсивность его перемещается в коротковолновую часть; линии поглощения по-прежнему слабо выражены, а эмиссионные линии исчезают.

Рис. 133. Изменения блеска звезды U Gem в течение орбитального периода. Объяснение см. в тексте. Число фотонов, поступающих за 1 с, в максимуме равно 22 тыс., а в минимуме 10 тыс.

Если распределение энергии в непрерывном спектре во время минимума блеска соответствует спектральному классу G и температуре 4900 К, то в максимуме непрерывный спектр подобен спектру , а температура достигает 12—15 тыс. Кельвинов. Такие сильные спектральные изменения нашли себе объяснение, когда было открыто, что звезды типа U Gem — двойные, с очень разными компонентами. В частности, звезда SS Cyg оказывается спектрально-двойной с периодом , компоненты которой одна — горячая , а другая — холодная G5. Именно горячий субкарлик испытывает вспышки и в максимуме блеска преобладает над G5. Звезда U Gem имеет период и спектры компонент . В этой короткопериодической системе происходят затмения, а кривая блеска показывает неправильности, которые позволяют допустить существование газовых потоков, неощутимых во время вспышек горячей компоненты.

Это хорошо заметно на рис. 133. Довольно резко выраженному минимуму при фазе 0 предшествует продолжительный (между фазами 0,6 и ) подъем блеска на по сравнению с его уровнем за предыдущие полпериода. То обстоятельство, что после затмения блеск системы далеко не достигает блеска до затмения, говорит о том, что за время затмения затмеваемый источник сильно ослабел, но не исчез.

Последнее вытекает из непрекращающихся мелких колебаний блеска с характерным временем около минуты с амплитудой от 1 % до 30 %. Но во время затмения, при фазах от 0,94 до , эти колебания прекращаются. В сочетании со спектральными наблюдениями эти фотометрические данные приводят к такой модели двойной системы U Gem: красная холодная звезда, заполняющая свою полость Роша, посылает через первую лагранжеву точку непрерывный поток газов, которые образуют вокруг горячей звезды-спутника довольно плотный диск или кольцо (см. выше, § 23). В том месте, где газовая струя встречается с диском, образуется горячее пятно, переменное по яркости так же, как и поток газов, его порождающих. Яркое пятно видно всю остальную часть орбитального периода, но в некоторых фазах оно светит сквозь газовые массы диска. Сама горячая звезда в этой системе не затмевается из-за невыгодного угла наклона плоскости орбиты к лучу зрения. Во время вспышек системы U Gem вспыхивает именно горячая звезда, обычно же ее вклад в полную светимость системы незначителен.

Двойственность, притом очень тесная, является общим свойством для звезд типа U Gem, массы же из компонент лишь с трудом поддаются определению. По-видимому, они довольно значительны — около . Но абсолютные звездные величины горячих компонент в минимуме около , что ставит их в разряд белых карликов. Лишь в максимуме вспышки их радиусы возрастают до 100 тыс. км. Поэтому звезды типа U Gem вместе с другими повторными новыми называются карликовыми новыми, хотя по масштабу явлений те и другие сильно отличаются. Если обыкновенная новая за время вспышки излучает , а повторные новые расходуют всего лишь на порядок меньше , то звезды U Gem в раз меньше; при этом частота вспышек у последних в 103—10 раз больше. Впрочем, хотя у настоящих новых звезд в минимуме блеска абсолютная звездная величина близка к , изменения блеска у Новой Геркулеса 1934 г. (DQ Her) в минимуме совершенно совпадают с изменениями блеска U Gem.

В конечном счете вспышки звезд U Gem определяются процессами, протекающими в аккреционном диске, его разрушениями и восстановлением, но это связано с деятельностью холодной звезды-спутника, которая в свою очередь не остается безразличной к обратному воздействию со стороны горячей первичной звезды и диска, излучающих во время вспышки приблизительно как Солнце. При этом оно нередко богато ультрафиолетовым и даже рентгеновским излучением. При падении вещества на белого карлика выделяется очень много энергии в соответствии с изменением потенциальной энергии на величину (для единицы массы), что очень много при малом R.

Рентгеновское излучение рассеивается частично межзвездной пылью, и тогда вокруг звезды образуется рентгеновское гало, а у SU UMa вовремя вспышек появляется нетепловое радиоизлучение, вероятно, связанное с магнитным полем.

У объекта GX 339—4 рентгеновское гало достигает размеров 20 в диаметре. У SU UMa оно имеет форму кольца.

У нескольких звезд типа U Gem, объединяемых в группу , наблюдаются иногда сверхвспышки повышенной яркости и продолжительности (до двух недель), а на кривой их блеска отмечаются горбы с амплитудой около и периодом на несколько процентов длиннее орбитального, определяемого спектроскопически. Это можно объяснить существованием либо горячего пятна на холодном спутнике, вращающемся несколько медленнее, чем по орбите, либо довольно обширной областью повышенной яркости, которая затмевается с упомянутым выше периодом.

Близко к описанным звездам примыкает звезда АЕ Водолея (АЕ Aqr) тоже карлик, тоже двойная , у которой колебания блеска очень быстрые и обычно небольшие, но такие, что блеск может удвоиться за несколько минут. Изредка бывают более сильные вспышки (свыше ). Спектр похож на спектр звезд U Gem в минимуме, обе компоненты обладают эмиссионными линиями водорода. Абсолютные звездные величины тоже сходны с величинами звезд U Gem — у К-звезды у В-звезды , т. е. на ниже главной последовательности. Массы соответственно равны

Размеры компонент, вычисленные по абсолютным звездным величинам и спектрам (КПА, § 25), равны соответственно 1,7 и . Таким образом, эта тесная двойная система состоит из весьма малой горячей звезды и спутника, размеры которого не умещаются внутри соответствующей предельной поверхности Роша (см.§ 14) и истечение газовых масс которого создает эмиссия в спектре.

У карликовых новых звезд наблюдается отчетливая эмпирическая зависимость между амплитудой вспышки и длительностью последующего периода покоя звезды. При этом довольно хорошо соблюдается следующая формула, связывающая интервал времени t между вспышками с отношением энергии W вспышки к постоянной светимости L вспыхивающей звезды:

Близко к карликовым новым стоят симбиотические звезды — звезды, в спектрах которых отмечаются одновременно признаки и низко- и высокотемпературного излучения как в непрерывном спектре, так и в виде эмиссионного спектра очень высокого возбуждения. Последнее выявилось особенно рельефно при внеатмосферных наблюдениях в далеком ультрафиолетовом излучении.

Симбиотическими являются звезды Z Андромеды (And), RW Гидры (Нуa), BF Лебедя (Cyg), AG Пегаса (Peg) и другие.

Последняя была известна с 1894 г. как В-звезда с признаками спектра Р Cyg, но в 1922 г. в ней отчетливо появился спектр звезды класса М, а в 1942 г. возникли небулярные линии с растущим возбуждением: линии NIV стали сильнее линий NIII, появились запрещенные линии [Ne III] и [О III]. У звезды BF Cyg почти отсутствует непрерывный спектр и ее переменность определяется изменчивостью эмиссионного спектра с линиями [OIII], . Непрерывный спектр красной компоненты почти незаметен. Аналогично, у звезды FG Sge эмиссионные линии наблюдаются на фоне непрерывного спектра класса В, а блеск ее возрос за последние 70 лет от до . Звезду окружает туманность правильной формы.

Рис. 134. Модель симбиотнческой звезды R Aquarii. Слева — холодный гигант, справа — белый карлик, окруженный аккреционным диском. Эта модель пригодна для многих тесных двойных систем, причем большая звезда может быть звездой главкой последовательности любого спектрального класса, а меньшая — и белым карликом, и нейтронной звездой

Наоборот, звезда R Aqr окружена туманностью неправильной формы с туманным же выбросом из звезды — красного гиганта — на расстоянии около 6000 а. е. (рис. 134).

Эта звезда — единственная видимая в данной системе, долгопериодическая переменная типа Миры Кита спектрального класса М 7е, с периодом , а о существовании горячей звезды можно судить по сильному возбуждению туманности, которое красная звезда вызвать не может.

Рис 135. Струи газа, перпендикулярные орбитальной плоскости при сверхкритической аккреции и чрезмерном сближении звезд в двойной системе с эксцентричной орбитой. Впрочем, они могут существовать и постоянно, если орбита системы мала, так что перетекание вещества идет все время. См. также с. 305, где дано описание системы SS 433

Для этого нужна звезда с или горячее, чей непрерывный спектр становится заметным лишь в далекой ультрафиолетовой области , которую красный гигант с практически не излучает.

Скорее всего — это компактный объект типа белого карлика, но его светимость выше светимости Солнца, что вынуждает признать наличие вокруг него мощного аккреционного диска. Дело в том, что фотометрически R Aqr является переменной звездой весьма долгого периода, свет которой лишь модулируется периодом , а в целом на основании радионаблюдений можно допустить, что обращение красного гиганта и белого карлика вокруг центра их масс совершается по очень эксцентричной орбите с периодом около 40 лет. В пору их сильного сближения усиливается их аккреционный диск, так как очень возрастает перенос газов от красного гиганта. В эту пору, длящуюся несколько лет, растет горячее излучение, возбуждение газов в туманности и даже, возможно, происходит, вследствие чрезмерной аккреции, выброс вещества из диска перпендикулярно ему. Остаток такого выброса мы и наблюдаем в туманности.

Описанная схема процессов, происходящих в симбиотических системах, не является единственно возможной. Она подтверждается также наблюдаемым сейчас ростом возбуждения в системе RX Саr (Кормы) после 40-летнего спокойного существования. Но есть симбиотические звезды с гораздо более быстрым орбитальным движением. Таковы AR Pav (Павлина) и CI Cyg (Лебедя) с периодами Вдобавок они — затменные двойные, и в них расстояние между компонентами оказывается немногим меньше размеров красного гиганта.