Звёзды типа SU Большой Медведицы
Переменные звёзды типа SU Большой Медведицы (UGSU) — один из трех подклассов карликовых новых звёзд, названный в честь прототипа SU Большой Медведицы.
Помимо характерных для карликовых новых так называемых нормальных вспышек (роста на 2-6m на 1-3 дня), такие звёзды характеризуются наличием так называемых сверхвспышек (superoutbursts). Они ярче нормальных на 1-2m (то есть примерно в 5 раз), длятся 10-18 дней и наступают в 3-10 раз реже нормальных. Нарастание блеска при сверхвспышке неотличимо от нормальной, однако на максимумах на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на неё периодические колебания — супергорбы (superhumps) с периодом, близким к орбитальному, и амплитудами около 0,2-0,3m. Они появляются примерно через день после начала сверхвспышки, а по её завершении их амплитуда уменьшается; они дают до 30% вклада в общий поток излучения. Особенность супергорбов в том, что период флуктуаций от 2 до 3% больше, чем период обращения системы, так что, наблюдая супергорбы, можно определить величину орбитального периода. Как правило, они имеют продолжительность менее двух часов[1].
Cпектральный класс спутников — dM.
Теория
правитьМодель тепловой неустойчивости успешно объясняет большинство явлений, наблюдаемых у карликовых новых, за исключением сверхвспышек у звезд подтипа UGSU. Этот феномен объясняет выдвинутая в 1980-е годы модель приливно неустойчивого аккреционного диска. Для наступления этого вида неустойчивости необходимо, чтобы масса холодной звезды в системе не превышала одной четверти массы белого карлика. Обычные вспышки звезд типа UGSU недостаточно эффективно удаляют из диска перетекающее в него вещество, в результате нарастают масса, радиус и момент количества движения диска. Когда наступают условия приливной нестабильности, сначала тепловая нестабильность "запускает" обычную вспышку, при этом радиус диска увеличивается скачком, и "включается" резонанс 3:1 между периодом обращения пробной частицы в диске и периодом обращения вторичного компонента двойной системы. Под влиянием приливных сил диск принимает вытянутую форму (эксцентрический диск). Он медленно прецессирует в орбитальной системе отсчета, причем направление прецессии, как правило, совпадает с направлением орбитального движения в системе. Каждый раз, когда вторичный компонент в своем орбитальном движении проходит вблизи наиболее удаленной от белого карлика части эксцентрического диска, действие приливных сил несколько увеличивается, что приводит к небольшому увеличению темпа аккреции (поярчанию). Так образуются сверхгорбы. Их период определяется соотношением
где — период сверхгорбов, — орбитальный период, — период прецессии.
Во время сверхвспышки вещество интенсивно выпадает на белый карлик, масса диска уменьшается. После окончания сверхвспышки диск вновь оказывается холодным и круговым. Предполагается, что во время обычной вспышки на белый карлик выпадает меньше вещества, чем поступает в диск между вспышками, поэтому масса и размеры диска увеличиваются от вспышки к вспышке. Наконец, наступают условия приливной нестабильности и происходит сверхвспышка, во время которой вещество из диска эффективно удаляется на белый карлик, и диск становится сравнительно маленьким и маломассивным. Начинается накопление вещества к новой сверхвспышке[2].
Классификация
правитьКак правило, длина суперцикла - интервала от одной сверхвспышки до другой - для звёзд типа UGSU составляет несколько сотен дней. Однако некоторые системы имеют гораздо более короткий или длинный цикл[1], и на основании этого вне ОКПЗ из подтипа UGSU выделяют ещё два характерных подтипа.
Звезды типа ER Большой Медведицы
правитьЗвезды типа ER Большой Медведицы (ER UMa) показывают частые сверхвспышки амплитудой вспышек до 3m[2], на которые приходится от трети до половины времени их жизни. В промежутках между ними, которые длятся от 19 до 50 дней, довольно часто — примерно раз в 4 дня — происходят нормальные вспышки[1].
Звезды типа WZ Стрелы (WZ Sge) не демонстрируют обычных вспышек, у наблюдаются только них раз в несколько лет и даже десятилетий сверхвспышки амплитудой до 6m-8m и продолжительностью до месяца[2].
Фактором, определяющим такую большую длину цикла звёзд типа WZ Sge является скорость перетекания вещества. Поскольку она очень мала — порядка 1012 кг/с — то требуются десятилетия для накопления достаточного объёма материала для сверхвспышки. Не до конца понятно, однако, почему в течение всего этого интервала так мало или совсем нет нормальных вспышек. Даже при низкой скорости массообмена материал должен накапливаться, дрейфуя во внутренний диск, и вызывать взрыв. Одно из предположений, почему этого не происходит, заключается в том, что вязкость диска очень мала, соответственно материал остаётся во внешнем диске, где он может гораздо больше накапливаться до вспышки. Проблема этой гипотезы в том, чтобы объяснить, в свою очередь, этот крайне низкий уровень вязкости. Другое возможное объяснение заключается в том, что существуют механизмы, препятствующие проникновению вещества во внутренний диск, например, основанный на взаимодействии вещества с магнитным полем белого карлика[3].
Примеры
правитьПримеры звёзд типа SU Большой Медведицы с видимой звёздной величиной до 10,0[4]:
| Название | Макс. блеск | Мин. блеск | Период (дн.) | Спектральный класс |
|---|---|---|---|---|
| WZ Стр | 7 | 15,53 | 11900 | DAep(UG) |
| VW Южной Гидры[англ.] | 8,4 | 14,4 | 27,3 | pec(UG) |
| EX Гидры | 9,6 | 13,99 | pec(UG) | |
| WX Южной Гидры | 9,6 | 14,85 | 13,7 | pec(UG) |
| CU Парусов | 10 | 15,5 | 164,7 | pec(UG) |
См. также
правитьПримечания
править- ↑ 1 2 3 SU Ursae Majoris star. David Darling Encyclopedia. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)
- ↑ 1 2 3 Н.Н.САМУСЬ. ВЗРЫВНЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ГАИШ МГУ. Архивировано 28 января 2012 года.
- ↑ WZ Sagittae star. David Darling Encyclopedia. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)
- ↑ Variables of SU Ursae maioris type (англ.). SIT - The Star Information Tool (2000). Дата обращения: 6 сентября 2019. Архивировано 19 октября 2013 года.