ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 10, с. 743-753
УДК524.387; 524.31.084
БЕЛЫЙ КАРЛИК В СОСТОЯНИИ ЭЖЕКТОРА
© 2004 г. Н. Р. Ихсанов12*, В. В. Неустроев3, Н. Г. Бескровная1
1 Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург 2Национальная астрономическая обсерватория Кореи, Тэджон, Южная Корея
3Лаборатория вычислительной астрофизики Национального университета Ирландии, Галвей, Ньюкасел Поступила в редакцию 26.03.2004 г.
Анализируется возможность наблюдательного отождествления белых карликов, находящихся в состоянии эжектора. К числу отличительных особенностей объектов этого класса относятся высокий темп потери вращательной энергии, сравнимый или превышающий наблюдаемую светимость объекта, и нетепловой характер спектра в гамма- и/или радиодиапазоне. Отмечается, что проявления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея находятся в хорошем соответствии с указанными критериям. Показано, что большинство пекулярных проявлений этого объекта в жесткой области спектра, а также наблюдаемая картина переноса массы в системе находят свое объяснение в рамках модели, основанной на классификации состояния белого карлика как эжектора.
Ключевые слова: звезды — строение и эволюция, тесные двойные системы, белые карлики.
A WHITE DWARF IN THE STATE OF AN EJECTOR, by N. R. ¡skhanov, V. V. Neustroev, and N. G. Beskrovnaya. We analyze the possibility of observational identification of white dwarfs in the state of an ejector. Among the distinctive features of this class of objects are a high rate of rotational energy losses comparable to or higher than the observed luminosity of the object and nonthermal gamma-ray and/or radio spectra. The manifestations of the white dwarf in the close binary system АЕ Aqr closely match these criteria. We show that most of the peculiar manifestations of this object in the hard spectral range and the observed pattern of mass transfer in the system can be explained in terms of the model in which the state of the white dwarf is classified as an ejector.
Key words: stars — structure and evolution, close binary systems, white dwarfs.
ВВЕДЕНИЕ
Компактная звезда, обладающая сильным магнитным полем, может находиться в одном из следующих трех состояний: эжектор, пропеллер и ак-кретор. Эта классификация отражает разные стадии эволюции компактных звезд в соответствии с доминирующим механизмом энерговыделения, ответственным за их излучение (см., Липунов, 1987).
В отношении нейтронных звезд все три перечисленные выше состояния имеют достаточно надежное наблюдательное подтверждение. Эжекторы и аккреторы отождествлены с радио- (ротационными) и аккреционными пульсарами соответственно. Анализ спектров рентгеновского излучения ряда Be/рентгеновских транзиентов позволяет отождествить состояние нейтронной звезды в течение спокойной фазы источника как пропеллер (Кампана и др., 2002; Меноу, МакКлинток, 2001).
Электронный адрес: ikhsanov@kao.re.kr
В отношении белых карликов успехи в наблюдательном подтверждении приведенной выше классификации выглядят более скромно. Общепринятым является лишь отождествление ряда белых карликов с аккреторами, каковыми являются большинство вырожденных компонентов маломассивных тесных двойных систем, известных как взрывные (катаклизмические) переменные (Вар-нер, 1995).
Детальные исследования проявлений белого карлика в состоянии эжектора были выполнены Усовым (1988, 1993) и Пачинским (1990) в отношении аномального рентгеновского пульсара Ш 2259+586. В частности, было отмечено, что модель ускорения частиц в области вакуумного зазора у поверхности звезды (Аронс, Шарлеман, 1979) в полной мере применима к белым карликам, температура поверхности которых не превосходит 106 К (Усов, 1988). Следует отметить, что большинство альтернативных моделей, описывающих
замедление ротационных пульсаров, также могут быть использованы при моделировании проявлений белого карлика, находящегося в состоянии эжектора. В частности, модели ускорения частиц во внешнем зазоре (Ченг и др., 1986), а также модель токовой диссипации в магнитосфере (Бескин и др., 1993), разработанные в отношении нейтронных звезд, не встречают существенных ограничений в приложении к белым карликам. Пожалуй, единственным исключением является модель Муслимова и Цыгана (1992), связывающая происхождение электрического потенциала у поверхности нейтронной звезды с эффектами общей теории относительности, которые в случае белых карликов оказываются пренебрежимо малы.
Необходимыми условиями моделирования белого карлика в состоянии эжектора являются достаточно сильное магнитное поле на его поверхности и достаточно малый период вращения. В настоящее время существование белых карликов, обладающих сильными магнитными полями (вплоть до 109 Гс), является наблюдательно установленным фактом (Викрамазинг, Феррарио, 2000). С другой стороны, ряд белых карликов, входящих в состав взрывных переменных, показывают периоды вращения порядка 30 с (Сайон, 1999). Таким образом, ожидаемый темп потери вращательной энергии гипотетическим белым карликом с диполь-ным магнитным моментом / = 1035/35 Гс см3 и периодом вращения Р = 30Р30 с, оцениваемый в соответствии с формулой для магнитодипольных потерь, оказывается равным
^ — 5 X 1035/35Рзо4 эрг/с. (1)
Полученная величина сопоставима с темпом потерь вращательной энергии нейтронными звездами на стадии эжектора. В этом случае, давление релятивистского ветра, эжектируемого белым карликом, на расстоянии его аккреционного радиуса, Prw(ra) = Lmd|4пcrl, будет превосходить давление окружающего газа, = (1|2)ржР^, при условии (г > Га) < 60У7-2 см-3. Здесь
= 2СМ^ 1У?ё — аккреционный радиус белого карлика с массой М^, У^ — скорость движения белого карлика относительно окружающего газа (У7 = У^/Ю1 см/с) и рж — плотность материи, расположенной за аккреционным радиусом компактного объекта. Для типичных параметров рассматриваемой задачи это условие выполняется с большим запасом, что позволяет классифицировать состояние рассматриваемого белого карлика как эжектор.
Среди параметров, позволяющих идентифицировать звезды в состоянии эжектора, следует прежде всего выделить величину отношения наблюдаемой светимости объекта к темпу потерь его
вращательной энергии. Радиопульсары до сих пор остаются единственным классом астрономических объектов, в которых это отношение существенно меньше единицы (Майкл, Ли, 1999). Вращательная энергия этих объектов трансформируется в энергию релятивистского ветра и в магнитодиполь-ное излучение, проявления которых находятся вне детектируемой части электромагнитного спектра. Поэтому можно ожидать, что величина соответствующего отношения в случае белого карлика в состоянии эжектора также будет существенно меньше единицы.
Как показано Усовым (1993), белый карлик в состоянии эжектора может выступать как интенсивный источник гамма-излучения. Величина энергии гамма-квантов, испускаемых таким источником, лежит выше энергий, соответствующих массе покоя протона (1 ГэВ), и может достигать нескольких десятков ТэВ. Соответственно, спектр излучения такого источника в коротковолновой части спектра будет носить существенно нетепловой характер.
Наконец, можно ожидать, что спектр рентгеновского излучения белого карлика в состоянии эжектора будет отличаться от спектров белых карликов в состоянии аккретора. По аналогии с нейтронными звездами (Беккер, Трюмпер, 1997), можно ожидать, что спектр излучения белого карлика в состоянии эжектора будет мягче спектра излучения белых карликов, аккрецирующих вещество на свою поверхность.
Среди изученных на сегодня белых карликов лишь один объект отвечает перечисленным характеристикам. Им является белый карлик, входящий в состав тесной двойной системы АЕ Водолея (AE Aquaгii), анализ наблюдательных проявлений которой является предметом настоящей статьи.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ АЕ ВОДОЛЕЯ
Пекулярная новоподобная звезда АЕ Водолея — это незатменная тесная двойная система, компонентами которой являются красный карлик, находящийся на главной последовательности или близко к ней, и белый карлик, вращающийся с периодом — 33 с. Основные параметры системы приведены в таблице.
Излучение системы наблюдается почти во всех диапазонах электромагнитного спектра. В радио-(Бастиан и др., 1988) и гамма-лучах высоких (~1012 эВ) энергий (Мантьес и др., 1994) она выступает как нетепловой переменный источник. В остальных частях спектра излучение системы преимущественно тепловое и хорошо аппроксимируется суперпозицией трех пространственно разделенных источников. Красный карлик вносит
Параметры АЕ Водолея
Параметры системы Значение Литература
Расстояние 100 ± 30 пк Велшидр. (1995), Фридьюнг(1997)
Орбитальный период 9.88 ч Шинкарини, Волкер(1981)
Угол наклонения 50° < i < 70° Велш и др. (1995); Райнш, Боерманн (1994)
Эксцентриситет 0.02 Шинкарини, Волкер(1981)
Отношение масс 0.6-0.8 Велш и др. (1995); Райнш, Боерманн (1994)
Параметры компонентов Нормальный Компактный
Класс объекта K3V-K5V Белый карлик
Масса, М© 0.41 sin ^ i 0.54 sin~3 i
Период вращения -9.88 ч 33.08 с
Темп замедления, с с-1 - 5.64 х Ю-14
Угол наклона магнитной оси к оси вращения - 74°-76°
основной вклад в излучение системы (90—95%) в визуальной области спектра (Брух, 1991). Вклад белого карлика наиболее ярко проявляется в оптическом (Паттерсон, 1979), ультрафиолетовом (УФ) (Эраклеоз и др., 1994) и рентгеновском (Чой и др., 1999) диапазонах в форме компонента, промодулированного с периодом его вращения. Третий источник является протяженным и сильно переменным. Он проявляется в форме голубого УФ континуума, широких эмиссионных линий с однопиковым профилем, а также непульсирующего компонента рентгеновского излучения. Этот источник ассоциируется с материей, теряемой красным карликом и взаимодействующей с магнитным полем его вырожденного быстро вращающегося компаньона (Эраклеоз, Хорн, 1996). По-видимому, именно он является ответственным за уникальную вспышечную активность системы: на масштабе нескольких часов светимость системы в УФ-диапазоне меняется на порядок (Бескровная и др., 1996). Соответс
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.