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. В отличие от обычных карликовых новых характеризуются наличием двух видов вспышек — нормальных и сверхмаксимумов. Нормальные, короткие, вспышки похожи на вспышки звезд типа UGSS. Сверхмаксимумы ярче нормальных на 2^m, более чем в пять раз продолжительнее (шире) и наступают более чем в три раза реже нормальных. Во время сверхмаксимумов на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на неё периодические колебания (cупергорбы - superhumps) с периодом, близким к орбитальному, и амплитудами около 0.2 – 0.3 ^m. Супергорбы уникальны тем, что период колебаний от 2 до 3% больше, чем период обращения системы, поэтому, наблюдая супергорбы, можно узнать орбитальный период. Орбитальные периоды меньше 0.1 дня (менее чем два часа), спектральный класс спутников — dM^[1].

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

$\frac{1}{P_{sh}}=\frac{1}{P_{orb}}-\frac{1}{P_{prec}}$

где $P_{sh}$ — период сверхгорбов, $P_{orb}$ — орбитальный период, $P_{prec}$ — 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].

Вне ОКПЗ из подтипа UGSU выделяют ещё два характерных подтипа. Звезды типа ER Большой Медведицы (ER UMa) показывают частые сверхвспышки (с интервалами между ними от 19 суток до полутора месяцев), амплитуды вспышек этих звезд не превосходят 3^m. Звезды типа WZ Стрелы (WZ Sge) не демонстрируют обычных вспышек, у них раз в несколько лет наблюдаются только сверхвспышки амплитудой до 6^m-8^m и продолжительностью до месяца^[2].

Особенности звёзд типа WZ Стрелы

Звезды типа WZ Стрелы имеют цикл длиной в несколько лет и даже десятилетий. Фактором, определяющим такой срок, как полагают учёные^[3], является скорость перетекания вещества. Поскольку эти звёзды очень малой массы, то скорости перетекания, могут быть, только порядка 10¹² кг/с. Учитывая медленные темпы массопереноса, требуются десятилетия, чтобы накопить достаточно материала для сверхвспышки. Основная загадка этих звёзд, почему они совсем не показывают или мало показывают нормальные вспышки в течение всего этого интервала. Даже при низкой скорости массообмена, материал должен накапливаться, дрейфуя во внутренний диск, и вызывать взрыв. Одно из предложений, почему этого не происходит, заключается в том, что вязкость диска является очень низкой, соответственно материал остаётся во внешнем диске, где он может гораздо больше накапливаться до вспышки. Проблема с этой идеей, однако, состоит в том, чтобы объяснить крайне низкий уровень вязкости. Другое возможное объяснение заключается в том, что существуют механизмы, препятствующие проникновению вещества во внутренний диск. Самый вероятный механизм это взаимодействие вещества и магнитного поля белого карлика^[3].

См. также

• Переменные звёзды типа SS Лебедя
• Переменные звёзды типа Z Жирафа

Примечания

1. ↑ SU Ursae Majoris star. David Darling Encyclopedia. Архивировано из первоисточника 6 июля 2012. (англ.)
2. ↑ ^{1 2} Н.Н.САМУСЬ ВЗРЫВНЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ  (рус.). ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ГАИШ МГУ. Архивировано из первоисточника 6 июля 2012.
3. ↑ ^{1 2} WZ Sagittae star. David Darling Encyclopedia. Архивировано из первоисточника 6 июля 2012. (англ.)