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 2-6^m на 1-3 дня), такие звёзды характеризуются наличием так называемых сверхвспышек (superoutbursts). Они ярче нормальных на 1-2^m (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 0,2-0,3^m. 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.

ТеорияПравить

Модель 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

$\text{[math]}$ $\text{[math]}$ ${\frac {1}{P_{sh}}}={\frac {1}{P_{orb}}}-{\frac {1}{P_{prec}}}$

где $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $P_{sh}$ — период сверхгорбов, $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $P_{orb}$ — орбитальный период, $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $P_{prec}$ — 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].

КлассификацияПравить

Как 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 МедведицыПравить

Звезды типа ER Большой Медведицы (ER UMa) показывают частые сверхвспышки амплитудой вспышек до 3^m^[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 Править

Звезды типа WZ Стрелы (WZ Sge) не демонстрируют обычных вспышек, у наблюдаются только них раз в несколько лет и даже десятилетий сверхвспышки амплитудой до 6^m-8^m 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].

ПримерыПравить

Примеры 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^[en]	8,4	14,4	27,3	pec(UG)
EX Гидры^[en]	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. такжеПравить

ПримечанияПравить

↑ ¹ ² ³ SU Ursae Majoris star (неопр.). David Darling Encyclopedia. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)
↑ ¹ ² ³ Н.Н.САМУСЬ. ВЗРЫВНЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ (рус.). ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ГАИШ МГУ. Архивировано 28 января 2012 года.
↑ WZ Sagittae star (неопр.). 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.

[DD-1] ¹ ² ³ SU Ursae Majoris star (неопр.). David Darling Encyclopedia. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)

[Samus-2] ¹ ² ³ Н.Н.САМУСЬ. ВЗРЫВНЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ (рус.). ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ГАИШ МГУ. Архивировано 28 января 2012 года.

[DD2-3] WZ Sagittae star (неопр.). David Darling Encyclopedia. Архивировано 6 июля 2012 года. (англ.)

[alcyone-4] Variables of SU Ursae maioris type (англ.). SIT - The Star Information Tool (2000). Дата обращения: 6 сентября 2019. Архивировано 19 октября 2013 года.

[1]

[2]

[3]

[4]