Inter la plej gravaj direktoj de moderna astrofiziko distingeblas la esplorado de strukturo kaj evolucio de malvastaj duoblaj sistemoj (MDS). Oni precipe esploras tiun-ĉi problemon dum lasta tempo, lige kun evoluado de rentgena astronomio bazita sur specialigitaj artefaritaj sputnikoj de Tero1. En la vico de tiaj mirindaj fontoj de rentgena lumo, kiel Cygno X-12, Herkulo X-13, SS 4334, Kraba nebulo5, ekflamaj kaj provizoraj fontoj (burster'oj kaj transient'oj)6, apartan lokon okupas steloj de AM Herkulo-tipo.
Oni ekinteresiĝis pri ili en la jaro 1976, kiam S. Tapia malkovris polarizadon de la lumo el AM Herkulo. La emisio an vasta regiono de ondlongoj ekde rentgena ĝis infraruĝa variis kun la sama periodo kiel la radiaj rapidoj (determineblaj uzante devion de spektraj linioj laŭ Doplera efekto) kaj polarizado. Nun oni scias 10 similajn objektojn kun 80-120 - minutaj periodoj kaj du kun la trihoraj - AM Herkulo kaj QQ Vulpo. Estas notinde, ke oni povas observi lumvariaĵon ankaŭ kun aliaj karakteraj daŭroj ekde kelkonoj de sekundo ĝis monatoj kaj eĉ jaroj. Tiuj ĉi objektoj estas ofte nomataj "polar'oj", kio substrekas grandan polarizadon de optika kaj infraruĝa emisio, ligitan kun forta magneta kampo.
Sekvaj esploroj montris, ke polaroj estas ultrakurtperiodaj duoblaj stelaj sistemoj. Malplimasa stelo (nomita "kunanto") perdas substancon de la ŝelo tra ĉirkaŭaĵoj de la interna Lagrange'a (Lagranĵa) punkto, en kiu gravitaj fortoj de ambaŭ steloj kaj forcentra forto ekvilibras. Tiu ĉi procezo de transfluado de substanco el unu stelo al alia, nomita en astrofiziko "akrecio", estas gravega por evolucio de MDS'oj7. Forfluanta plasmo havas grandan impulsmomenton, tial rekta falo sur malgrandan laŭ mezuroj (sed grandan laŭ maso) ĉefan stelon estas malebla. La plasmo sin movas laŭ spiralo. Aperas akrecia disko, la substanco de kiu poiomete faladas sur la surfacon de ĉefa stelo. Tiaj MDS'oj kun akreciantaj blankaj nanoj estas bone konataj - ili estas objektoj similaj al la stelo U Ĝemeloj.
En polaroj blankaj nanoj havas fortan magnetan kampon (107-108 gausoj sur la surfaco), kio aperigas aldonatan forton efikantan al la plasmo. Forire stelon, la magneta kampa streĉiteco rapide malgrandiĝas kaj ĉe la interna Lagrange'a punkto estas nur ~104 gausoj8 forta. Sed eĉ tio estas sufiĉe por malebligi ekaperadon de la akrecia disko, kaj movigi la plasmon laŭ linioj de magneta kampo (vidu bildo 1).
| ||
Bildo 1. La modelo de sistemo AM Herkulo. La substanco forlasa ŝelon de kunanto moviĝas laŭ linioj de magneta kampo de la blanka nano kaj falas ĉe ĝia magneta poluso. Sur iu alteco super la surfaco aperas la fronto de puŝa ondo, kiu disigas relative "malvarman" akrecian fluon (~104 kelvinoj) disde la varma (106-108 kelvinoj) akrecia kolumno. Skeme estas montrita la evolucio de aparta densaĵo de akrecia substanco ĝis "spaghetti". | ||
Karakterizoj de emisio varias laŭ orbita periodo, ĉar oni observas turnantan ĉirkaŭ la mas-centro duoblan sistemon ĉe variaj kondiĉoj. Sed malsimile al "trankvilaj" duoblaj steloj (ekzemple, Algolo), por kiuj la cikloj de variaĵoj estas praktike la samaj, en steloj kun transfluado de substanco estas observitaj la erupciaj procezoj kaŭzantaj esencan varion de lum-kurboj (kurboj de variaĵo de lumstrio depende la orbita fazo).
AM Herkulo havas du karakterizajn statojn, unu el kiuj superas la alian laŭ potenco proksimume dekoble. "Malpotencaj" malaktivaj statoj estas dekoble mallongdaŭraj ol la aktivaj, kaj cikle aperas post 130-850 tagnoktoj. Diversregionaj observoj montras, ke formo de orbitaj lum-kurboj esence varias depende de ondlongo. Eĉ en unu spektr-regiono la kurboj ricevitaj dum diversaj noktoj videble diferencas unu de la alia, kio atestas pri granda variado de orbitaj lum-kurboj en ĉiuj koloroj, krom, eble, la malproksima infraruĝa regiono.
En la j. 1978 en la Astronomia observatorio de Odesa Ŝtata universitato laŭ iniciato de V. P. Ceseviĉ, famega esploranto de variaj steloj, estis komencitaj regulaj observoj de AM Herkulo, kaj poste de aliaj similaj objektoj. Dum plenumado de tiu observa programo ni malkovris statistikan interrilaton de diversaj parametroj de kurboj inter si mem kaj ilian dependon de la sistema lumpotenco. Polaroj ofte ekzistas en "meza" (laŭ lumpotenco) stato, dum kiu la amplitudo de variaĵoj amplifikiĝas, kaj lumstrio ege fluktuadas. La lumpotenco malpliiĝas ~1.5-oble pli malrapide, ol daŭras la inversa transmovado ekde malaktiva stato al la aktiva. Tiuj ĉi kaj aliaj karakterizaĵoj de steloj de AM Herkulo-tipo kaŭzis grandan intereson al polaroj, kio, sekve, stimulis esploradon de ili per diverslandaj sciencistoj per orbitaj kosmaj stacioj. Oni malkovris, ke en rentgena regiono ekzistas du partoj de emisio. La unua fonto de AM Herkulo estas karakterizita per temperaturo de termika emisio Tbb ≈ 28 eV kaj lumpotenco Lbb ≈ 3 · 1033 (D/100 parsekoj)2 erg/sek, kie D estas la distanco ĝis la sistemo. En malmola rentgena regiono la spektra distribuo de energio konfirmas al la bremsa emisio de dua fonto kun temperaturo Tbr ≈ 20 keV kaj lumpotenco Lbr≈ 3 · 1032 (D/100 parsekoj)2 erg/sek.
En optika kaj ultraviola regiono al maldiskreta spektro estas aldonitaj potencaj emisiaj linioj de hidrogeno, heliumo kaj aliaj kemiaj elementoj. Dum malaktiva stato ili malpotenciĝas, kaj oni povas distingi absorbajn liniojn, aperantajn en la atmosfero de la kunanto. Spektrala klaso de la kunanto estas M4V-M5V, ĝia maso 0.18 ≤ M2/M0 ≤ 0.27. La sistemo situas je D = 60-100 parsekoj de la Tero.
Dum bremso de tiuj ĉi plasmaj ŝhuroj la kinetika energio transformiĝas al emisio, kaj sur lum-kurbo oni povas observi rapidajn fluktuaĵojn kun karakteriza daŭro de kelkaj sekundoj kaj dekoj de sekundoj. Spektraj esploroj, faritaj per la plej granda 6-metra teleskopo de Akademio de Sciencoj de Sovetunio per N. F. Vojhanskaja kun kunlaborantoj, montris ekziston de diversaj movantaj emisifontoj en AM Herkulo. Kiam lumpotenco amplifikiĝas, Ia kvanto de densaĵoj ankaŭ pliiĝas, iliaj individuaj apartaĵoj redukiĝas kaj spektraj linioj iĝas pli glataj.
Laŭ "standarta modelo" la magneta akso de blanka nano estas fiksita en turnanta koordinata sistemo. Sed se blanka nano sin turnas malsinkrone al orbita movado, aperas fortoj bremsantaj la turnadon de la dupolusaĵo. Varia kampo kaŭzas aperadon en la kunanta ŝelo de induktaj karentoj. La emisiata energio de disipado kaŭzas perdon de turna energio de la blanka nano, kio kondukas al sinkronigado. La karakteriza daŭro de tiu ĉi procezo, unue esplorita en j. 1979 per P. Joss, J. Katz kaj S. Rappaport, estas 108-1010jaroj, kio estas tre multe eĉ por astronomiaj skaloj de tempo.
Pli efika estas mekanismo ligita kun akrecio. Se orbita kaj turna movadoj de la blanka nano ne estas sinkronigitaj, aperas aldona centrifuga forto direktita for de dupolusaĵo. La substanco akceliĝas ĝis la limo de magnetosfero (surfaco disiganta regionon, en kiu efikantaj al la plasmo magnetaj fortoj superas hidrodinamikajn fortojn, de la resta regiono de spaco), kaj poste perdas ligon kun magnetaj linioj kaj forlasas la sistemon. Estas notinde, ke erupto de substanco el sistemo per rapide turnanta magneta kampo estis prognozita por neŭtronaj steloj en masivaj rentgenaj duoblaj sistemoj per A. F. Illarionov kaj R. A. Sjunjaev kaj nomita per ili "stato de turnanta ŝraŭbo (aŭ helico)". Ĝi kaŭzas la bremson de turnado de magneta stelo. Niaj kalkuloj montras, ke sinkronigado daŭras ≤ 103 jaroj. Estonte la blanka nano montros al la kunanto praktike nur unu flankon, same kiel la Luno al la Tero.
En magnetaj MDS'oj ekzistas ankaŭ unika inter duoblaj sistemoj fenomeno - la modulado per magneta kampo de akrecia nivelo (kvanto de forlasa kunantan ŝelon substanco dum unu sekundo). Kiel estis menciita, por penetrado tra la meza regiono estas necese superi potencialan barieron. ĝia grandeco dependas ne nur de stelaj masoj kaj distanco inter ili, sed ankaŭ de la orientiĝo de magneta kampo. Nature, la substanco moviĝas ne nur r tra la Lagrange'a punkto (matematike ne havanta grandecon), sed tra la iaj ĝiaj ĉirkaŭaĵoj. Tial estas necese integri la kvanton de "elvaporigita" substanco laŭ la surfaco de la kunanto. La kalkuloj montras, ke akrecia nivelo estas maksimuma, kiam la angulo θ0 inter magneta akso kaj linio da centroj estas nula, kaj akro malgrandiĝas dum pligrandiĝo de la angulo θ0. Dum θ0=90° "magneta klapo" estas tute fermita, magneta kampo malhelpas forfluadon de substanco. Tiuokaze akrecio estas ebla nur danke al "tragutiĝo" de plasmo en magnetosferon de blanka nano.
Momento de fortoj efikantaj al blanka nano estas nula, se θ0=0° aŭ 90°. La ekvilibra estas nur dua direkto, ĉirkaŭ kiu ekscitas esence neliniaj osciladoj de magneta akso (vidu bildon 3).
| ||
Bildo 3. Dependo de akrecia nivelo M1 kaj momento de fortoj J1, agantaj al blanka nano, de angulo θ0. | ||
Variado de direkto de magneta akso kaŭzas ciklajn variojn de orbitalaj kurboj de polarizado, radiaj rapidecoj, emisio en diversaj regionoj ekde rentgena ĝis infraruĝa. Tiu ĉi cikleco de fotometria periodo estis malkovrita per niaj regalaj fotometriaj observoj (bildo 4). Krom tio, malrapidaj varioj de la ligita kun akrecia nivelo lumpotenco de AM Herkulo-tipa steloj povas parte esti ligitaj kun varioj de aksa direkto. Neperiodeco eble estas ligita kun malkonstanteco de karakterizaĵoj de kunanta ŝelo.
| ||
Bildo 4. Devio de momentoj de minimumoj de AM Herkulo de tiu de efemerido. Trijara ciklado povas esti interpretita per osciladoj de direkto de dupolusaĵa magneta akso kun amplitudo ~17°. Per krucoj estas indikitaj mezaj signifoj laŭ niaj observoj, per punktoj - laŭ fotoelektraj observoj de aliaj aŭtoroj. Granda disperso ĉefe estas ligita kun vario de lum-kurbo (kaŭzita per malstabilieco de akrecia kolumno). | ||
Ĉe magneta poluso de blanka nano la plasmo, movanta kun rapideco de kelkaj miloj da kilometroj je sekundo, kunpuŝiĝas kun la jam bremsigita plasmo, aperigante puŝan ondon. Akrecia kolumno inter ĝia fronto kaj stela surfaco estas ĉefa fonto de sistema emisio. Forta magneta kampo kaŭzas esencan polarizadon de emisio. En spektro oni iufoje observas liniojn (absorbajn aŭ emisiajn) ligitajn kun la movado de elektronoj en magneta kampo. ĝia ekzisto por steloj estis prognozita en j. 1974 per Ju. N. Gnedin kaj R. A. Sjunjaev. La emision de plasmo en fortaj magnetaj kampoj skrupule esploras sciencistoj en Sovetunio (V. V. Jeleznjakov, G. G. Pavlov, I. G. Mitrofanov kaj iliaj kunlaborantoj) kaj en aliaj landoj (G. Chanmugam k. a.).
En reala akrecia kolumno la plasma denso forire akson reduktas ne salte, sed glate kvankam sufiĉe rapide. Ekzemple, al la leĝo de densa vario (ilustrita sur la supera parto de bildo 5) konformas vario de la observata heleco ilustrita malsupre. Oni observas interesan fenomenon: la observata dikeco de kolumno dependas de ondolongo.
| Bildo 5. Vario de observata heleco de akrecia kolumno depende de distanco de ĝia akso (relativaj unuoj), se la plasma denseco varias laŭ la leĝo ilustrita en la supra parto de la bildo. Nombroj konformas al lg t, kie t estas la optika dikeco de kolumno. La kurboj estas desegnitaj por signifoj de lg t, variantaj ekde -1 ĝis 3.5 kun 0.5-a paŝo. |
Malmola rentgena emisio praktike ne dependas de magneta kampo. Ĝi plejparte forlasas sistemon, sed parto de emisio estas absorbita kaj reemisiita per blanka nano kaj malvarma kunanto. La surfaco de la blanka nano varmiĝas ĝis 3x105 kelvinoj kaj emisias molan rentgenan lumon. Krom tio, varmiĝo povas esti kaŭzita per nukleaj reakcioj ĉe la fondo de akrecia kolumno (en "polusa ĉapo").
Laŭ kalkuloj de S. Langer, G. Chanmugam kaj G. Shaviv, aperas osciladoj de akrecia kolumno, dum kiuj la temperaturo povas varii duoble kaj lumpotenco 1.5-oble. Tio ĉi kaŭzata rapidan varion de emisio.
Estas vidinde, ke rentgenaj spektroj de AM Herkulo dum aktiva stato similas al tiu de la nana novstelo SS Cigno dum minimumo de lumpotenco. Tial magneta kampo de SS Cigno estas esence pli malgranda (~106 gausoj), el de polaroj, la akrecia kolumno aperas nur dum reduktado de akrecia nivelo. Se akrecia nivelo pliiĝaŝ, la kolumno malaperas, kaj internaj partoj de la akrecia disko aliras al surfaco de blanka nano. La bremsa emisio en malmola rentgena regiono estas absorbata kaj reemisiata per falanta substanco, kaj pro tio ĝi ne forlasas sistemon. Des pli interese ke ian similecon oni observas por optikaj lum-kurboj (bildo 2).
| Bildo 2. Dependo de orbitala lum-kurbo de AM Herkulo en flava spektr-regiono, de lumpotenco dum aktiva kaj meza statoj. I=1 se mv=12.5m. Mezaj por kurbo signifoj estas indikitaj. Ĉe pli alta lumpotenco antaŭ minimumo oni observas ĝibon karakterizan por eksterflama stato de steloj de U ĝemeloj-tipo. |
Interesa karakterizaĵo de kurboj de emisio kaj polarizado de polaroj estas ilia malsimetrio. Ĝi estas komprenebla se supozi, ke akrecia kolumno estas klinita al surfaco de blanka nano. Krom tio, la sekcsurfaco de la kolumno povas esti neronda sed ovala, kio ankaŭ pliigas la efekton. Estas notinde, ke ĉe kolumna fondo la transporto de emisiata energio ne plu estas efektiva. Aperas maldensaj nestabilaj regionoj kun malgranda optika dikeco ("vezikoj"), trans kiuj la energio penetras for centraj regionoj de kolumno. Malstabileco de akrecia fluo kaŭzas aperadon de neradiaj movoj en la kolumno.
Ni ne pritraktantos skrupule ĉiun polaron. Malgraŭ iuj diferencoj ĉiuj polaroj havas la similajn polarizajn, spektrajn kaj fotometriajn, karakterizaĵojn, per kiuj oni ilin klasifikas.
Dum lasta tempo estis malkovritaj kelkaj steloj, kiujn oni povas apartigi en la memstara grupo de "mezaj polaroj". Tio ĉi estas sistemoj kun magneta kampo, en kiuj la turnado de blanka nano estas pli rapida, ol la orbitala movado. Dum orbitala periodo (4-6 horoj) oni observas je unu ciklon pli multe da rentgenaj oscilaĵoj, ol la optikaj. La efekto estas ligita kun reemisiado de malmola lumo per la kunanto, kaj estas komprenebla se ekmemori, kial jare la Tero faras superfluan turnon rilate al steloj ol al la Suno.
Estas notinde, ke granda intereso al polaroj kaŭzas tio, ke oni komencas suspekti pri aparteno al polaroj la objektojn kun sufiĉe diversaj karakterizaĵoj. kaj, se J. Wheeler (Ĵ. Uiler) nomis nigrajn truojn kiel "propeka kapro de 70-aj jaroj", post la j. 1976 tiun ĉi nomon oni povas apliki al steloj de AM Herkulo-tipo. Tamen oni ne. devas forgesi, ke kataklizmaj variaj steloj ne ĉiuj estas polaroj.
Teoriaj modeloj ne povas komprenigi ĉiujn surprizojn, prezentitajn per tiu mirinda grupo de loĝantaro de nia Galaksio. Tial por kompreni observatajn fenomenojn estas necese intense esploradi ilin, kio nuntempe faras astrofizikistoj el diversaj landoj. Kiaj estas la ĉefaj direktoj de tiuj ĉi esploroj?
Unue, estas la kreado de modeloj de akrecia kolumno. Por mezuri distribuon de denseco, temperaturo kaj rapideco de plasmo en akrecia kolumno, estas necese solvi memkonsentan magnetohidrodinamikan taskon, konsiderante emisian transportadon. Nun estas ellaboritaj kelkaj modeloj konsiderantaj varion de kolumna strukturo laŭ ĝia akso. Prikomputado de almenaŭ dudimensia tasko estas ligita kun esencaj malfacilaĵoj, sed nur solvonte plenan, taskon, oni povos kompari teoriajn dependecojn kun observataj fazaj kurboj.
Due, estas ellaborado de metodoj por determinado de elementoj de sistema orbito12. Urĝe necesas la kreado de memkonsenta modelo, konforma al varioj en diversaj spektraj regionoj de lumstrio, polarizado profiloj de emisiaj linioj.
Trie, estas regula observado de AM Herkulo-tipaj objektoj. Tiuj observoj povus klarigi demandon pri karaktero de turnado de "preskaŭ sinkronigita" blanka nano. La fakto de variado de direkto de kolumna akso jam ne estas dubinda, sed detaloj de la procezo estas ankoraŭ nekonataj kaj bezonas sekvajn esplorojn.
Kvare, estas skrupulaj esploroj de varioj de la strio kaj spektro de radioemisio malkovrita per G. Chanmugam kaj G. Dulk. Esploro de ili permesus determini karakterizaĵojn de la regiono inter du steloj.
Kvine, estas esploro de periodoj de "mezaj polaroj"·por serĉi iliajn variojn. Depende de la streĉeco de magneta kampo ili evoluas aŭ al polaroj, aŭ al nanaj novsteloj. Krom tio, estas necese revizi ekziston de vastiĝantaj ĉirkaŭstelaj ŝeloj ĉe malsinkronaj magnetaj MDS’oj.
Ivan L. Andronov, astronomo
kandidato de fiz.-mat. sciencoj
Astronomia parto de fizika fakultato de Odessa Ŝtata universitato
Parko Shevchenko, UA-270014 Odessa, Sovetunio
Fonto: I. Andronov: La strukturo de magnetaj malvastaj stelaj sistemoj.
Broŝuro, eldonita de Teritoria Komitato de Hungara E-Asocio en Departamento Békés, en urbo Gyula, 1989.
Kunlaborinto: Vári Csilla, László Szilvási
STEB: http://www.eventoj.hu