ЖУРНАЛ ФIЗИЧНИХ ДОСЛIДЖЕНЬ т. 12, № 2 (2008) 2902(11 с.) JOURNAL OF PHYSICAL STUDIES v. 12, No. 2 (2008) 2902(11 p.) ҐРАВIМАГНIТНI РОТАТОРИ В КАТАКЛIЗМIЧНИХ ПОДВIЙНИХ СИСТЕМАХ I. Л. Андронов Факультет довузiвської пiдготовки молодi, Одеський нацiональний морський унiверситет, вул. Мечнiкова, 34, Одеса, 65029, Україна (Отримано 11 квiтня 2007 р.) Зроблено огляд рiзноманiтних астрофiзичних процесiв, що вiдбуваються у класичних, асинхронних та промiжних полярах, а також результатiв їх теоретичного i спостережувального дослiдження за мiжнародною програмою “Inter-Longitude Astronomy”. Унiкальнiсть класу полярiв полягає в найбiльшому вiдносному впливi магнiтного поля бiлого карлика на акрецiю. Розглянуто результати монiторинґу, що розпочатий 30 рокiв тому за iнiцiативою В. П. Цесевича (1907–1983) i з 1989 р. проводиться поляриметрично на базi КрАО сумiсно з М. М. Шаховським та С. В. Колеснiковим. Для аналiзу також використано данi супутникiв IUE, Chandra, XMM, HST, Hipparcos. Розроблено теоретичнi моделi синхронiзацiї обертального та орбiтального рухiв бiлого карлика з наступним збудженням квазiперiодичних двовимiрних автоколивань орiєнтацiї магнiтної осi бiлого карлика. Створено математичну теорiю автокореляцiйних функцiй сиґналiв, за допомогою якої дослiджено залежнiсть характеристик мерехтiння для подвiйних систем рiзних типiв iз рiзним ступенем впливу магнiтного поля на акрецiю на рiзних рiвнях свiтностi та рiзних фазах обертання. Проведено огляд характеристик джерел змiнностi з рiзним спектром випромiнювання на основi аналiзу головних компонент, шкалограмного та спалах-аналiзу. Розглянуто процеси в асинхронних полярах iз “прокручуванням” бiлого карлика та його синхронiзацiєю. Виявлено нерiвномiрнiсть змiни обертального перiоду групи промiжних полярiв, для пояснення якої запропоновано модель прецесiї бiлого карлика за рахунок акрецiйного моменту сил. Ключовi слова: взаємодiючi подвiйнi зорi, магнiтнi катаклiзмiчнi змiннi, класичнi, асинхроннi та промiжнi поляри, AM Геркулеса, BY Жирафа. PACS number(s): 97.10.Gz, 97.10.Ld, 97.30.Qt, 97.80.Gm До 30-рiччя вiдкриття полярiв i 100-рiччя вiд дня народження В. П. Цесевича I. ВСТУП Зорi типу АМ Геркулеса — однi з найцiкавiших космiчних об’єктiв, якi iнтенсивно спостерiгають i моделюють теоретично, починаючи з вiдкриття лiнiйної i колової поляризацiї їхнього випромiнювання, що змiнюється синхронно з характеристиками рентґенiвського, оптичного й iнфрачервоного потоку випромiнювання та емiсiйних лiнiй у спектрi. Цi об’єкти часто називають “полярами”. Хоча фотометричну змiннiсть системи АМ Геркулеса виявив M. Вольф ще в 1924 роцi [1], феноменологiчна класифiкацiя за кривою блиску не вiдбивала фiзичної природи об’єкта, який згодом став прототипом нового класу. Систему помилково вiдносили до класу RW Вiзничого через перехiд мiж активним (яскравим) i неактивним (слабким) станами свiтностi й навiть до типу R Пiвнiчної Корони, оскiльки неактивнi стани траплялися рiдше, нiж активнi. Берг i Дазi [2] ототожнили AM Геркулеса з яскравим джерелом рентґенiвського випромiнювання 3U 1809+50 [3], що за спектральними характеристиками [4] нагадувало катаклiзмiчнi системи. Але з вiдомих на ту пору немагнiтних систем Z Жирафа реальний проґрес у розумiннi природи цих об’єктiв розпочався в 1976 роцi, коли Тапiа [5,6] знайшов не тiльки лiнiйну, але i кругову поляризацiю випромiнювання АМ Геркулеса, що змiнюються з перiодом 3 години 6 хвилин. Це важливе вiдкриття iнiцiювало сплеск iнтенсивних дослiджень рiзними методами, якi виявили, що потоки випромiнювання в оптичному [7] i рентґенiвському [8] дiапазонах та спектральнi [9] характеристики змiнюються з тим самим поляриметричним перiодом. Це привело до створення “стандартної моделi” (Чанмуґам i Ваґнер [10]), що описує розмаїтiсть отриманих спостережуваних даних. Вiдповiдно до моделi, цi об’єкти є магнiтними катаклiзмiчними (вибуховими) подвiйними зоряними системами, що складаються з червоного карлика, який заповнює свою порожнину Роша, i бiлого карлика, магнiтне поле якого досить велике, щоб запобiгти формуванню акрецiйного диска, на вiдмiну вiд вiдомих доти “немагнiтних” (U Близнюкiв) або “слабкомагнiтни” (DQ Геркулеса) систем. Мiнiмальнi орбiтальнi перiоди є в межах iнтервалу 81–120 хвилин. Група “довгоперiодичних” полярiв характеризується 2–3-годинним провалом на гiстограмi розподiлу орбiтальних перiодiв [11,12]. Однак сама АМ Геркулеса та деякi iншi об’єкти цього нового екзотичного класу, виявленi пiзнiше, показують змiннiсть у дуже широкому дiапазонi вiд секунд [2,7] до десятилiть [13,14]. Отже, стало очевидно, що необхiдний iнтенсивний монiторинґ для дослiдження змiни характеристик кривих блиску як функцiй часу i свiтностi. На сьогоднi зареєстровано 74 2902-1 I. Л. АНДРОНОВ представники цього класу полярiв [15], але тiльки деякi з них спостерiгали бiльш-менш реґулярно. Еволюцiя цих об’єктiв визначається втратою кутового моменту через випромiнювання ґравiтацiйних хвиль i магнiтного зоряного вiтру (див. монографiї [11,12]). Тривалий фотометричний монiторинґ iнiцiював видатний учений, педагог й органiзатор науки членкореспондент АН УРСР, професор Володимир Платонович Цесевич (1907–1983). Його розпочато в унiверситетських астрономiчних обсерваторiях Одеси (I. Л. Андронов, С. В. Васильєва, В. П. Цесевич [16–18] за участи М. I. Банного, С. А. Коротина, Ю. Б. Яворського, С. Н. Удовиченко, О. О. Райкова [19,20]) i Кишинева (В. П. Смиков, Л. I. Шакун [21]). Пiзнiше вiн був продовжений у межах програми “Поляр”, яку ми органiзували i яку згодом стала важливою частиною мiжнародної кампанiї спостережень “Inter-Longitude Astronomy” (ILA). У 1985–1987 рр. монiторинґ АМ Геркулеса та спорiднених об’єктiв продовжували одеськi дослiдники в Абастуманськiй астрофiзичнiй обсерваторiї сумiсно з Г. Н. Кiмерiдзе. Компiляцiя з 250 екстремумiв блиску АМ Геркулеса за кримськими, кишиневськими та абастуманськими спостереженнями, опублiкована у працi [22]. Вiд 1978 року поляриметричнi спостереження АМ Геркулеса й iнших полярiв розпочато в Кримськiй астрофiзичнiй обсерваторiї (КрАО) на 2.6-м (ЗТШ) i 1.25-м (АЗТ-11) телескопах (Ю. С. Єфiмов i М. М. Шаховськой, [23,24,25]). Вiд 1989 р. фотополяриметричний монiторинґ повнiстю переведений у КрАО. За цей час було отримано i проаналiзовано результати, одержанi протягом майже 300 ночей спостережень (Н. М. Шаховськой, С. В. Колеснiков i I. Л. Андронов). У цiй статтi подано короткий огляд властивостей полярiв, переважно АМ Геркулеса. На сьогоднi в астрономiчну базу даних (ADS) внесено 605 статей тiльки щодо об’єкта АМ Геркулеса, що не дає змогу процитувати всi з них. Ми також подаємо короткий огляд спостережуваних i теоретичних результатiв, якi отримала наша дослiдницька група. II. РЕНТГЕНIВСЬКЕ, УЛЬТРАФIОЛЕТОВЕ, ОПТИЧНЕ Й IНФРАЧЕРВОНЕ ВИПРОМIНЮВАННЯ A. Спостереження АМ Геркулеса була виявлена як джерело рентґенiвського випромiнювання [3] i вiдтодi є одним iз об’єктiв, що часто спостерiгають. Огляд характеристик рентґенiвського випромiнювання подвiйних систем типу AM Геркулеса наведений, наприклад, у працi Бейєрмана [26]. Сiльбер та iншi [27] апроксимували розподiл енерґiї в неперервному спектрi, використовуючи ультрафiолетовi (супутника IUE) й нашi оптичнi данi. Оцiнка 2902-2 температури бiлого карлика у фазi низької яскравости становить 20000 K, тодi як у фазi яскравiшого потоку наявний другий компонент, який можна пояснити як яскраву пляму з температурою 35000±5000 K, що охоплює ≤ 8% поверхнi. Нещодавно де Мартiно та iншi [28] знайшли глибокий мiнiмум рентґенiвської свiтностi AM Геркулеса, коли потiк зменшується в 7 разiв за 40 хв. Iмовiрно, протягом неактивної фази iстотний внесок може дати випромiнювання корони супутника — червоного карлика. Новi спостереження АМ Геркулеса на супутнику BeppoSAX (Матт та iншi [29]) показали, що протягом промiжного стану джерело випромiнювання вiдповiдає “нормальному” становi акрецiї з одним полюсом. У високому станi вiдбувся перехiд у нетиповий стан акрецiї “з двома полюсами” з iстотним м’яким i жорстким рентґенiвським випромiнюванням вiд обох полюсiв. Однак розподiл енерґiї у спектрi випромiнювання вiд другого полюса набагато “м’якший” (“холоднiший”), нiж вiд головного полюса. Це iнтерпретовано глибоким проникненням “спаґеттi” у фотосферу. Отже, сумарне випромiнювання мiстить принаймнi 6 компонентiв, що частково розрiзняються за довжинами хвиль: 1) циклотронне випромiнювання вiд акрецiйної колони, що збiльшується вiд вiзуального дiапазону до iнфрачервоного; 2) випромiнювання вторинного компонента, що заповнює порожнину Роша (оптичне й iнфрачервоне); 3) випромiнювання головного компонента — бiлого карлика (м’яке рентґенiвське, ультрафiолетове й оптичне); 4) жорстке рентґенiвське гальмiвне випромiнювання вiд ударної хвилi; 5) жорстке ультрафiолетове й м’яке рентґенiвське випромiнювання з розподiлом енерґiї в спектрi, близьким до чорнотiльного, що виникає внаслiдок висвiчування “полярної шапки” на бiлому карлику циклотронним i гальмiвним випромiнюванням акрецiйної колони i, можливо, мiсцевих термоядерних реакцiй; 6) вторинне випромiнювання акрецiйного потоку вище вiд ударної хвилi. B. Модель полярної шапки Не описуючи докладно численнi моделi ґенерацiї рентґенiвського випромiнювання, вiдзначимо двi з них. Модель полярної шапки на поверхнi бiлого карлика у припущеннi постiйного i змiнного розподiлу поверхневої яскравостi з урахуванням поглинання в акрецiйнiй колонi [30] була застосована для апроксимацiї фазової кривої м’якого рентґенiвського потоку ҐРАВIМАГНIТНI РОТАТОРИ В КАТАКЛIЗМIЧНИХ ПОДВIЙНИХ СИСТЕМАХ AM Геркулеса, отриманої в роботi [8]. Одержано теоретичну залежнiсть спостежуваного потоку жорсткого випромiнювання “полярної шапки” на поверхнi бiлого карлика вiд орiєнтацiї її осi симетрiї. Показано, що акрецiйна колона в АМ Геркулеса є оптично товстою, i визначено орiєнтацiю акрецiйної колони — нахилу орбiти i та кут мiж вiссю колони та вiссю обертання δ : 51◦ < i < 64◦ , 30◦ < d < 34◦ . Отримана оцiнка i узгоджується з даними поляризацiйних спостережень (63◦ − 76◦ ) [25]. Крiм того, показано, що зона м’якого рентґенiвського випромiнювання розташована над поверхнею бiлого карлика, а не в поверхневiй “полярнiй шапцi” (з найбiльшою геометричною товщиною поблизу осi симетрiї), а поглинаюча речовина розташована вище в акрецiйнiй колонi. Акрецiйна колона має асиметрiю i може бути нахиленою до локальної вертикалi. Як було вiдзначено вище, Сiльбер та iншi [27] запропонували для розподiлу енерґiї модель iз двома компонентами — бiлого карлика й гарячої плями. Реальний розподiл температури повинен бути плавним, а не стрибкоподiбним, так що отриманi значення температури i площi є оцiнками. Надлишок м’якого рентґенiвського випромiнювання можна пояснити краплинною структурою замiсть однорiдної акрецiйної колони [31,32]. Пiзнiшi моделi структури йонiзацiї в акрецiйнiй дiлянцi представленi в роботi [33]. III. ПОЛЯРИЗАЦIЯ Й МАГНIТНЕ ПОЛЕ БIЛОГО КАРЛИКА Поляризацiю випромiнювання виявив Тапiа [5,6], який спостерiгав пiк лiнiйної поляризацiї тривалiстю декiлька хвилин, а також плавнi змiни кругової поляризацiї. Вiн висловив припущення про механiзм циклотронного випромiнювання плазми в дiлянцi сильного магнiтного поля. Поляризацiя зменшується з довжиною хвилi, що зникає при λ = 4000 Å. У припущеннi, що випромiнювання утворюється на циклотроннiй частотi, вiн оцiнив напруженiсть B ∼ 230 МҐс. Кручевськi [34] оцiнив верхню межу значення напруженостi магнiтного поля B ∼ 270 МҐс. Поширення й поляризацiю випромiнювання в космiчному середовищi розглянуто в монографiї Долгiнова, Гнєдiна та Сiлантьєва [35]. Припускаючи, що спектр випромiнювання акрецiйної колони є набором емiсiйних лiнiй на циклотроннiй частотi ωc = e/2mc, що залежить вiд висоти над поверхнею бiлого карлика, Предгорскi та iншi [36] вивчили залежнiсть мiнiмуму поляризацiї вiд довжини хвилi. Вони зробили висновок, що напруженiсть магнiтного поля змiнюється з висотою повiльнiше, нiж вiдповiдно до дипольного закону ∼ r−3 . Однак прямi вимiри напруженостi магнiтного поля за зееманiвськими лiнiями поглинання в спектрi бiлого карлика пiд час фази слабкої свiтностi показали, що магнiтне поле в АМ Геркулеса насправдi набагато менше ∼ 14 МҐc (Шмiдт та iншi, [37]). IV. АКРЕЦIЙНА КОЛОНА Акрецiйна колона є основним джерелом випромiнювання, потужнiсть якого пiд час активного стану перевищує внесок зоряних компонентiв у кiлька десяткiв разiв. Для iнтерпретацiї вiдповiдних змiн характеристик випромiнювання необхiднi реалiстичнi моделi. Короткий огляд моделей зроблено в роботi [38], де вивчено вплив неоднорiдностi акрецiйної колони на поляризацiю i спектр її випромiнювання. У стацiонарних симетричних моделях необхiдно задати розподiл температури, густини i, можливо, поля швидкостей. Спостережуванi спектри випромiнювання в обох (звичайнiй, незвичайнiй) поляризацiйних модах iстотно залежать вiд цих розподiлiв. Наприклад, для колони кiнцевої ширини випромiнювання не залежить вiд оптичної товщини τ, якщо τ ≫ 1. Геометричнi ефекти нахилу колони описанi у працi [39]. Для колони з густиною, що поступово зменшується з вiдстанню вiд осi, ефективний радiус залежить вiд розподiлу густини, довжини хвилi, поляризацiйної моди й кута мiж колоною та променем зору. Для колон з елiптичним поперечним перерiзом iснує додаткова залежнiсть характеристик випромiнювання вiд другого кута — мiж головною вiссю i проєкцiєю променя зору на площину поперечного перерiзу. Залежнiсть спектра вiд напруженостi магнiтного поля й вертикальна видовженiсть колони можуть спричинити ефект “веселкової” колони, якщо спектр мiстить сильнi циклотроннi лiнiї. Цей метод визначення напруженостi магнiтного поля в дiлянцi випромiнювання запропонував Митрофанов [40], потiм його широко використовували у випадку циклотронного випромiнювання в декiлькох гармонiках [41]. Нестабiльнiсть “киплячої” колони [31] приводить до iстотної змiни спектра випромiнювання порiвняно зi стацiонарними моделями. Значно складнiша проблема виникає, якщо акрецiйна колона не єдина i акрецiя вiдбувається на обох полюсах. У цьому разi обернена задача у визначеннi модельних параметрiв стає набагато менше визначеною, оскiльки похилi асиметричнi колони можуть вiдповiдати магнiтним полюсам iз рiзною напруженiстю поля й вiдповiдно структурою колони, що розташованi не точно в протилежних точках на бiлому карлику [25, 34, 42]. V. СИНХРОНIЗАЦIЯ ОБЕРТАЛЬНОГО ТА ОРБIТАЛЬНОГО РУХIВ БIЛОГО КАРЛИКА A. Взаємодiя “диполь–сфера” Одна з найразючiших особливостей полярiв — синхронiзм мiж обертанням бiлого карлика та його орбiтальним рухом. Цей клас подвiйних зiр — єдиний, 2902-3 I. Л. АНДРОНОВ де такий синхронiзм iснує, тому що момент iмпульсу плазми, що перетiкає, повинен компенсуватися деяким механiзмом утрати [43]. Факт синхронiзацiї випливає зi збiгу перiоду змiни поляризацiї та потоку рентґенiвського випромiнювання (пов’язаних з обертанням бiлого карлика) з перiодом змiни променевих швидкостей емiсiйних лiнiй (що домiнують у яскравому станi й утворюються в акрецiйному потоцi та частинi червоного карлика, який опромiнюється високоенерґетичними квантами), а також з перiодом, визначеним за вузькими спектральними лiнiями натрiю (що виникають в атмосферi червоного карлика i спостерiгаються у станi слабкої свiтностi). Незважаючи на те, що цей синхронiзм викликаний досить сильним магнiтним полем, першу чисельну фiзичну модель запропонували в 1979 р. Жосс та iншi [44]. Вони знехтували акрецiєю, орбiту вважали круговою, а взаємодiю бiлого карлика, який обертається, з атмосферою червоного карлика зводили до виникнення iндукцiйних струмiв Фуко змiнним зовнiшнiм магнiтним полем, що приводить до нагрiвання атмосфери й утрати енерґiї. Зменшення енерґiї обертання вiдповiдало характерному часу такої синхронiзацiї ∼ 1011 рокiв (5 · 109 рокiв для найоптимiстичнiшої оцiнки напруженостi магнiтного поля). Це занадто великий характерний час, порiвняний з часом iснування подвiйної системи, i тому було дивно, що за такий час цi системи вже синхронiзувалися. Ми [45,46] поширили цю модель для елiптичних орбiт. Згаданий механiзм також веде до циркуляризацiї орбiт, але вiн значно менш ефективний, нiж припливний механiзм. перiоду iншого знака в системi V1432 Орла, що робить її унiкальною. На сьогоднi обертання бiлого карлика повiльнiше, нiж орбiтальний рух. Вiдбувається прискорення обертання з характерним часом 97.5 ± 1.5 рокiв, що iнтерпретовано переносом моменту iмпульсу акрецiйним потоком [53]. Захоплення плазми магнiтним полем вiдбувається iстотно ближче до бiлого карлика, нiж внутрiшня точка Лаґранжа, й акрецiя вiдбувається на обидва полюси одночасно. Великий iнтерес для теорiї еволюцiї обертання бiлого карлика i взаємодiї плазми з магнiтним полем становлять деталi синхронiзацiї. Зокрема, наступним завданням спостережень є визначення не тiльки першої похiдної частоти df /dt, але i другої. У випадку синхронiзацiї абсолютне значення похiдної повинно зменшуватися з часом [47,54], що може бути перевiрено монiторинґом протягом десятилiть. Однак ряд спостережень повинен бути досить рiвномiрно розподiленим за фазами биття, оскiльки прокручування бiлого карлика стосовно червоного карлика змiнює положення акрецiйної колони на зорi з перiодом биття Pbeat = Pspin Porb /|Pspin − Porb | мiж орбiтальним Porb i обертальним Pspin перiодами. Значення перiоду биття становлять кiлька тижнiв, наприклад 14d у BY Жирафа [55] i 57d у V1432 Орла [53]. Коли ж обидва магнiтнi полюси перебувають поблизу площини орбiти й характеризуються однаковою напруженiстю магнiтного поля, змiни положення акрецiйної дiлянки повторюються двiчi за перiод биття, тому iстотними можуть бути биття “половина обертального — орбiтальний перiод” [56]. VI. МОДЕЛЬ “ДИПОЛЯ, ЯКИЙ ПОХИТУЄТЬСЯ” B. Взаємодiя магнiтного поля з плазмовим потоком Запропоновано [47] модель “асиметричного пропелера” з припущенням, що акрецiйний потiк “уморожений” у магнiтне поле. Додаткова вiдцентрова сила, пов’язана зi швидким обертанням магнiтного поля, приводить до прискорення плазми до межi магнiтосфери бiлого карлика й утрати системою маси й моменту iмпульсу. Це уповiльнює обертання бiлого карлика. Оцiнка вiдповiдного часу синхронiзацiї — усього лише 6–260 рокiв, тобто ≪ 103 рокiв. Ця стадiя подiбна до стадiї “пропелера” в системах iз нейтронними зорями (Iлларiонов i Сюняєв [48]), але в полярах ситуацiя ускладнюється вiдсутнiстю симетрiї структури плазми, що перетiкає. Синхронiзацiю з таким характерним часом було виявлено в Нової Лебедя 1975 (V1500 Cyg) (Павленко i Пельт [49]) i BY Cam (велику кампанiю спостережень цiєї зорi пiд умовною назвою “Ноїв Ковчег” органiзували Сiльбер та iн. [50] за нашою участю. Iншi оцiнки часу синхронiзацiї були бiльшими: 103 – 5 10 рокiв [51]. Докладнi огляди проблеми наведенi в монографiях [11,52,12]. Вiдзначимо синхронiзацiю бiлого карлика зi змiною 2902-4 A. Магнiтна взаємодiя головного i вторинного компонентiв Важливе питання фiзики катаклiзмiчних подвiйних зiр — подальша еволюцiя обертання спочатку бiлого карлика, який синхронiзується. Чи буде це “фiксованою орiєнтацiєю” (англiйською “phase – locked” — “фiксованою фазою”), “прокручуванням” чи “хитанням” навколо деякого рiвноважного положення? Згiдно з [44], синхронiзацiя веде до фiксованої орiєнтацiї. Однак у цьому випадку можуть залишатися дуже повiльно загасаючi коливання орiєнтацiї магнiтної осi поблизу положення рiвноваги з характерним перiодом у десятки рокiв, тобто “хитання”. B. “Магнiтний клапан” Модель структури акрецiйного потоку в околицях внутрiшньої точки Лаґранжа у випадку домiнування впливу магнiтного поля була запропонована у роботi [57]. Потiк максимальний, коли магнiтне поле поблизу внутрiшньої точки Лаґранжа орiєнтовано вздовж лiнiї центрiв, i зникає, коли вони ортогональнi. Отже, можна назвати цю модель “магнiтним клапаном”. ҐРАВIМАГНIТНI РОТАТОРИ В КАТАКЛIЗМIЧНИХ ПОДВIЙНИХ СИСТЕМАХ Момент сил, зв’язаний з переносом моменту iмпульсу акрецiйним потоком, також залежить вiд кута θ мiж магнiтною вiссю та лiнiєю центрiв. Положеннями рiвноваги є θ = 0◦ i θ = 90◦ [57,54], якi збiгаються з розглянутою вище взаємодiєю, що виявляється внаслiдок взаємодiї “диполь–сфера” [44]. Розраховано сiтку моделей коливань орiєнтацiї з урахуванням обох цих ефектiв у рiзних спiввiдношеннях. Аналiз обчислень показав, що перiод коливань орiєнтацiї залежить вiд величини акрецiйного потоку й амплiтуди. Однак положення рiвноваги θ = 90◦ вiдповiдає ситуацiї “магнiтний клапан закритий”. Теорiя еволюцiї передбачає, що середня величина акрецiйного потоку (її часто називають швидкiстю акрецiї, i вона дорiвнює масi, яка перетiкає за одиницю часу) повинна бути вiдмiнна вiд нуля й визначатися випромiнюванням ґравiтацiйних хвиль i магнiтним зоряним вiтром [58,11]. Отже, має вiдбуватися збудження автоколивань, протягом яких акрецiя проходить хвилями, але в середньому за промiжок у мiльйони рокiв вiдповiдає еволюцiйному статусовi системи. Оцiнка характерного часу коливань орiєнтацiї P становить декiлька рокiв [54]. C. Взаємодiя “диполь–диполь” У цiй моделi магнiтне поле обох зiр вважається дипольним. Потенцiальна енерґiя залежить вiд орiєнтацiї магнiтних осей обох зiр. Андронов [59] обчислив сiтку моделей залежно вiд часу. Однак червоний карлик має набагато бiльший момент iнерцiї, нiж бiлий, так що цикл змiн орiєнтацiї в червоного карлика у ∼ 6 разiв бiльший, нiж у бiлого. Отже “вiльнi коливання” можна описати, як вiдносно повiльнi змiни орiєнтацiї червоного карлика i швидшi цикли компактної зорi навколо повiльно мiнливого положення рiвноваги. Для неплоского випадку й довгота, i широта хаотично змiнюються з перерозподiлом енерґiї коливань мiж двома координатами i двома диполями. Iнодi вiдбувається навiть змiна полюса бiлого карлика, спрямованого в пiвкулю з другою зорею, що може продовжуватися вiд декiлькох до багатьох циклiв. Дуже цiкаве явище, яке необхiдно шукати в спостереженнях, для чого необхiдний реґулярний фотополяриметричний монiторинґ. Пiзнiша теорiя змiн орiєнтацiї була описана у працi [52]. D. Спостережувальнi тести Модель “диполя, який похитується”, можна перевiрити наявнiстю статистичної залежности орбiтальної фазової кривої блиску вiд середньої свiтностi й часу. Є деякi спостережувальнi факти, що вiдповiдають передбаченням моделi змiн акрецiйної структури в АМ Геркулеса: 1) довгостроковi змiни блиску; 2) довгостроковi змiни форми фазових кривих рiзних фiзичних характеристик; 3) статистична залежнiсть кривих блиску вiд свiтностi. Систематичне вивчення фазових характеристик почалося разом з початком монiторинґу, що потiм привело до виявлення статистичної залежностi кривої блиску вiд свiтностi в яскравому i промiжному станах [60]. Фази змiнюються з 3-рiчним циклом у серединi теоретично перебачуваного дiапазону 1–10 рокiв [19], що iнтерпретовано, як коливання орiєнтацiї осi колони з амплiтудою 17◦ . Смиков i Шакун [21] пiдтвердили цей результат, зареєструвавши залежнiсть “фаза–блиск”, причому збiльшення свiтности супроводжується збiльшенням фази екстремумiв, що узгоджується з моделлю “диполя, який похитується”. Iнший об’єкт, що показує циклiчну змiннiсть фази зi змiнною амплiтудою, — QQ Vul [61,62]. Не слiд очiкувати, що цi “похитування” будуть строго перiодичними, оскiльки змiнюється не тiльки довгота магнiтного полюса, але також i широта [63]. Крiм того, змiни яскравостi можуть також модулюватися i радiацiєю супутника жорстким випромiнюванням вiд околиць бiлого карлика [64,65]. Iнше непередбачене джерело модуляцiї акрецiйного потоку пов’язане з перемiщенням плями на червоному карлику [66]. Кривi блиску показують сильну змiннiсть фази мiнiмумiв. Об’єднаний вплив рiзних механiзмiв приводить до дуже складних змiн блиску й форми. Модель “диполя, який похитується”, можна переглянути для деяких полярiв у моделi з балiстичною частиною траєкторiї й захоплення потоку набагато ближче до бiлого карлика, нiж поблизу внутрiшньої точки Лаґранжа (див. [11]). Однак навiть у цьому випадку коливання орiєнтацiї повиннi бути. Отже, необхiднi новi реалiстичнi моделi випромiнювання, так само, як визначення орiєнтацiї за iндивiдуальними фазовими фотометричними й поляриметричними кривими. Набагато точнiшими для дослiдження змiн перiоду обертання є поляриметричнi моменти часу, що значно менше залежать вiд фотометричних мерехтiнь. Циклотронне випромiнювання падаючих “спаґеттi” характеризується практично такою ж поляризацiєю, що й в iнших частинах акрецiйної колони. Тому мерехтiння виявляються у фотометричному потоцi, не змiнюючи ступеня поляризацiї. Докладне обговорення цих результатiв готуємо до друку (Н. М. Шаховськой, I. Л. Андронов i С. В. Колеснiков). VII. ЧЕРВОНИЙ КАРЛИК A. Ефективний радiус порожнини Роша й спiввiдношення “перiод–маса” Звичайно вважається, що маломасивний червоний карлик не встиг проеволюцiонувати i, отже, лежить на головнiй послiдовностi дiаграми Герцшпрунґа– Рассела в магнiтних i немагнiтних системах. Класичнi спiввiдношення “маса–радiус”, отриманi для одиноких зiр, повиннi бути переглянутi введенням “ефективного” радiуса порожнини Роша, так що проблема (навiть 2902-5 I. Л. АНДРОНОВ при спрощеннi) подiляється на двi: залежнiсть ефективного радiуса зорi, що заповнює порожнину Роша, вiд вiдношення мас, i спiввiдношення “маса–радiус” для реальних зiр. Припускаючи, що деформована зоря має той самий обсяг, що i сферично-симетрична, Уорнер [67] отримав теоретичну залежнiсть M2 /M⊙ = 2.45(P/1d ). Iчеварiя [68] запропонував переглянути залежнiсть M2 /M⊙ = 0.0751(P/1h )1.16 . Нещодавно де Лур i Вур [69] перевизначили вiдношення “маса–радiус” для маломасивних зiр головної послiдовностi. У такий спосiб можна одержати набагато сильнiшу залежнiсть M2 ∝ P 2.5 . Наприклад, оцiнки маси для поляра АМ Геркулеса, одержанi з використанням цих статистичних спiввiдношень, становлять вiдповiдно 0.32, 0.28 i 0.061M⊙ . Останнє значення суттєво вiдрiзняється вiд отриманих iз показником степеня ∼ 1 i здається нереалiстичним. Ґьоц [70] вiдзначив, що середня оцiнка спектрального класу червоного карлика в АМ Геркулеса (M4.5) добре узгоджується з оцiнкою M5.4, одержаного за спiввiдношеням “перiод — спектральний клас” [68]. Вiдповiднi значення маси M2 = 0.266M⊙ i радiуса R2 = 0.314R⊙ . Порiвняльний аналiз рiзних моделей зроблено в роботi [71] i переглянуто в [72]. У таблицю зведено численнi характеристики порожнини Роша й запропоновано вiдповiднi наближення. Важливо вiдзначити, що значення “баротропного” радiуса систематично бiльше на 2%–4%, нiж радiус “рiвного об’єму” для того ж самого вiдношення мас. Це спричиняє ∼ 12% розходження в теоретично очiкуваному об’ємi i, вiдповiдно, середньої густини й маси. B. Чи справдi червоний карлик — зоря головної послiдовностi? Поточнi моделi червоних карликiв у катаклiзмiчних змiнних показують, що вони можуть бути дещо проеволюцiонованими зорями [68,11]. Бейрман та iншi [73] показали, що в короткоперiодичних катаклiзмiчних змiнних червоний карлик близький до зiр головної послiдовностi, тодi як у довгоперiодичних системах (P > 3 годин) бiльшiсть супутникiв мають пiзнiшi спектральнi класи, нiж вiдповiднi до їхнiх мас для поодиноких зiр, що, можливо, пов’язано з утратою речовини зорею-супутником. C. Магнiтна активнiсть червоного карлика Вторинний компонент у магнiтних катаклiзмiчних змiнних — червоний карлик, що швидко обертається, хоч i синхронно з орбiтальним рухом. Отже, можна припустити фiзичну змiннiсть, що звичайно спостерiгається в поодиноких зiр цього типу. Магнiтна активнiсть червоного карлика [74] сонячного типу може привести до змiни швидкостi акрецiї в катаклiзмiчних змiнних [75], так само, як i мiґруючi плями 2902-6 [66]. В АМ Геркулеса був виявлений безпрецедентний за потужнiстю спалах [76], що вiдрiзняється вiд звичайних спалахiв, пов’язаних з акрецiєю окремих “спаґеттi” [77], значно “блакитнiшим” розподiлом енерґiї в спектрi та вiдсутнiстю колової поляризацiї. В максимумi спалаху ультрафiолетова свiтнiсть червоного карлика зросла майже у 8000 разiв. Тому цей спалах був класифiкований, як спалах типу UV Кита (магнiтний). Щобiльше, за свiтнiстю вона ввiйшла в п’ятiрку найпотужнiших для цього типу. Статистично вивчали змiннiсть акрецiйного i спалахуючого характеру проведене Боне–Бiдо та iн. [78]. Додатковий механiзм модуляцiї акрецiйного потоку може бути спричинений незначними змiнами вiдстанi мiж компонентами, пов’язаними з ґравiтацiйним впливом третього тiла (масивної планети чи коричневого карлика) [79]. VIII. АКРЕЦIЙНА КОЛОНА A. Асиметричнiсть Рiзноманiтнiсть умов у катаклiзмiчних подвiйних системах рiзних типiв приводить як до рiзноманiтностi спостережувальних проявiв, так i до необхiдностi створення вiдповiдних математичних моделей. Розгляньмо основнi напрямки нашого моделювання акрецiйних колон. У роботi [80] проаналiзовано модель осесиметричної однорiдної за висотою акрецiйної колони. Для коефiцiєнтiв поглинання в поляризацiйних модах використано спiввiдношення Г. Г. Павлова та iн. [81]. Показано, що, на вiдмiну вiд описаних у лiтературi моделей колон iз рiзкою межею при монотонному зменшеннi густини з вiддаленням вiд осi, “ефективний радiус” колони є функцiєю її оптичної товщини τ навiть при “оптично товстому” випадку τ ≫ 1. Зазвичай ця величина залежить вiд частоти випромiнювання й кута мiж вiссю колони та променем зору. Розподiл енерґiї навiть в оптично товстому континуумi помiтно вiдрiзняється вiд чорнотiльного. На вiдмiну вiд “однорiдного плоского прошарку”, поляризацiя не зменшується до нуля, коли оптична товщина “звичайної” та “незвичайної” хвиль велика. Отримано спiввiдношення для iнтеґрального потоку в циклотронних лiнiях та колової поляризацiї для оптично тонкого континууму. У цiй статтi обговорено деталi спектра та поляризацiї колон iз характерними для полярiв значеннями модельних параметрiв. Дослiджено вплив ефекту Доплера на поляризоване випромiнювання колони [80]. Ефект аберацiї змiнює напрямок фронту електромагнiтної хвилi, її частоту та енерґiю, але не впливає на величину поляризацiї. На вiдмiну вiд акрецiйних дискiв [82], у випромiнюваннi колони видiлити ефекти, пов’язанi з ефектом Доплера, неможливо. У працях [80, 83] розглянуто вплив вiдхилень колони вiд осьової симетрiї на фазовi кривi блиску. В оптично тонкому випадку цей ефект несуттєвий, а в оптично товстому визначається законом розподiлу гус- ҐРАВIМАГНIТНI РОТАТОРИ В КАТАКЛIЗМIЧНИХ ПОДВIЙНИХ СИСТЕМАХ тини на зрiзi колони. Проаналiзовано граничнi модельнi наближення елiптичних колон: 1) з густиною, яка зменшується за експоненцiйним законом ; 2) з лоренцiвським профiлем щiльностi та рiзкою межею (тому що для “нескiнченно широкої” колони швидкiсть акрецiї, маса та випромiнювання колони формально збiльшуються до нескiнченностi); 3) з рiзкою межею та сталою густиною. У роботi [84] розглянута осесиметрична нахилена оптично товста колона. Нахил колони до нормалi на поверхнi компактної зорi може призвести до виникнення асиметрiї кривої блиску, якщо її частина пiд час орбiтального руху затемнюється бiлим карликом, а вiсь колони не перетинає осi обертання. Iз збiльшенням характерної висоти колони кривi блиску стають симетричнiшими. Вони мають один максимум, якщо вiсь колони не проходить при своєму обертаннi крiзь картинну площину, та два максимуми у протилежному випадку. Теоретичнi кривi блиску асиметричнiшi для колони з яскравiстю, яка зменшується з висотою, нiж для колони зi сталою яскравiстю. Спостережувана у зiр типу АМ Геркулеса асиметрiя орбiтальних кривих поляризацiї може свiдчити про сильнi неоднорiдностi колони вздовж її осi. Нахил колони може привести також до асиметрiї кривої променевих швидкостей та рентґенiвського потоку. Спостереження [85] показують статистичну залежнiсть форми кривої блиску АМ Геркулеса вiд свiтностi. У працi [86] запропонована модель “веселкової” колони, вiдповiдно до якої колона випромiнює на гармонiках циклотронної частоти, величина якої залежить вiд напруги магнiтного поля, тобто вiд висоти зони випромiнювання над поверхнею бiлого карлика. У цьому наближеннi розроблено метод визначення орiєнтацiї колони за фазовими багатокольоровими кривими змiни поляризацiї та потоку в системах iз затемненнями колони бiлим карликом. Для наближеної оцiнки параметрiв у системi без затемнення можна використати значення колової поляризацiї в одному кольорi, але надiйнiсть цього методу невелика. Для моделювання величини колової поляризацiї використано наближення Гнєдiна та Павлова [87]. Метод застосований для визначення орiєнтацiї колони в полярах AM Her, MR Ser, EF Eri. Автори роботи [86] обговорюють орбiтальнi змiни емiсiйних лiнiй, якi виникають поблизу колони. Показано, що середньоквадратична ширина лiнiї мiнiмальна, коли акрецiйна колона лежить у картиннiй площинi або коли найгарячiшi зони затемнюються бiлим карликом. Одержана за кривою змiни цiєї величини система 5 рiвнянь з 5-ма невiдомими є вирожденою, що свiдчить про неможливiсть визначення орiєнтацiї колони лише за спектральними спостереженнями. Отриманi результати якiсно узгоджуються зi спостереженнями AN UMa, але для кiлькiсної iнтерпретацiї необхiдно ретельно дослiдити фазовi залежностi профiлей емiсiйних лiнiй зiр типу AM Геркулеса (бажано також окремо “широкого” та “вузького” складникiв). Порiвняння спостережень iз результатами моделi дало змогу б прояснити питання про наявнiсть iнших джерел емiсiйних лiнiй. Останнiми роками для дослiдження розподiлу яскравостi в лiнiях широко застосовують алґоритм “Doppler imaging” (створення зображення з використанням ефекту Доплера) [88]. Велика зацiкавлення викликають ефекти, пов’язанi з наявнiстю в деяких полярiв (хоча б у деякi моменти часу) двополюсної акрецiї. При моделюваннi це потребує визначення удвiчi бiльше модельних параметрiв, що веде до значної невизначеностi в їхнiх величинах. Теоретична iнтерпретацiя iснування двох колон викликає серйознi труднощi, бо це може свiдчити, що радiус магнiтосфери менший за поверхню Роша бiлого карлика. Тодi незрозумiло, як магнiтне поле змогло б забезпечити синхронiзацiю орбiтального та обертального рухiв бiлого карлика. У межах моделi “магнiтного клапана”двоколонна акрецiя можлива лише в деякi iнтервали часу, коли магнiтна вiсь приблизно перпендикулярна до лiнiї центрiв. B. Нестабiльнiсть акрецiйної колони У роботi [31] обговорено типи нестабiльностi колони. Модель “осцилюючого стовпа” (оптично тонкої колони з переважно рентґенiвським випромiнюванням та рiзкою межею), яку запропонував Ланґер та iн. [89], пояснює характернi часи 2-секундних квазiперiодичних коливань, якi спостерiгаються в деяких полярiв. Але її слiд узагальнити в модель “спаґеттi, якi осцилюють”, коли колона є сукупнiстю окремих неоднорiдностей, що падають з акрецiйного потоку вздовж рiзних силових лiнiй, та в складi колон, що коливаються з власною частотою, пропорцiйною до потоку маси на одиницю площi (вiдповiдно до [89]). Така модель природно пояснює рiзницю частот, що спостерiгаються в рiзнi моменти часу, та порiвняно невеликий час когерентностi (декiлька десяткiв секунд). Також розглянуто ще 5 видiв нестабiльностi колони. • Осесиметричнi пульсацiї колони. Оскiльки характеристики речовини в колонi залежать не тiльки вiд висоти над поверхнею бiлого карлика, але й вiд вiдстанi вiд її осi, рiзнi частини колони можуть пульсувати з рiзними фазами, але з близькими перiодами. Це може виявлятися як поширення хвиль густини (вiдповiдно температури й тиску) вiд центра колони. • “Кипляча колона”. Оскiльки поблизу осi локальний потiк маси через одиницю площi бiльший, то умови охолодження гiршi, а кiлькiсть вивiльнюваної енерґiї бiльша, нiж на периферiї. Як i в попередньому випадку для переносу надлишкової енерґiї необхiдна поява оптично тонкої дiлянки з вiдносно невеликою густиною (i великою температурою). Якщо падаючий потiк речовини неоднорiдний, то будуть виникати вiдхилення вiд осьової симетрiї. Можливе утворення вiртуальних “киплячих бульбашок”, що рухаються вiд осi колони. Оскiльки характеристики 2902-7 I. Л. АНДРОНОВ флюктуюють, цi дiлянки зi зниженою густиною рухаються в рiзнi боки. • “Торнадо” чи “маяк”. Охолодження ефективнiше, якщо “бульбашка” з малою оптичною товщиною займає дiлянку вiд осi до зовнiшнiх частин колони. Ця дiлянка не може бути стацiонарною внаслiдок тиску падаючої речовини. Але цей “промiнь прожектора” може обертатися навколо осi колони, послiдовно охолоджуючи “полярну шапку”. Обертова дiлянка циклiчно призупиняє акрецiйний потiк на конкретну дiлянку поверхнi. Такий тип нестабiльностi може виникнути, якщо “бульбашка” асиметрична, оскiльки дiюча на нього сила направлена не точно радiально вiд осi колони. • Слiд зазначити, що у випадку вмороженостi плазми в магнiтне поле рух дiлянки зi зниженою густиною не пов’язаний з рухом речовини перпендикулярно до осi колони, а є наслiдком рiзницi фаз осциляцiй рiзних трубок струму вздовж магнiтних силових лiнiй. Для значень температури T = 3 · 1010 K i радiуса колони r = 5 · 107 см характерний час змiни магнiтного поля в однорiднiй плазмi становить τ ∼ 1011 с [87]. Це значно бiльше вiд часу проходження плазми через акрецiйну колону τ ∼ 10 − 100с i навiть бiльше, нiж час руху вiд внутрiшньої точки Лаґранжа до полярної шапки (103 −104 с). У цьому випадку на колону впливає бiчний тиск магнiтного поля i можливе виникнення магнiтногiдродинамiчної нестабiльностi. Тодi рух “бульбашок” має тривимiрний характер. Можливе “кипiння усередину” з наступним колапсом “бульбашок”. Цей тип нестабiльностi дещо схожий на механiзм “торнадо”. Якщо плазма розбивається на згустки розмiром < 5 · 102 см, поле проникає в плазму, i останнiй тип нестабiльностi неможливий. На користь припущення про глибоке проникнення поля в плазмове згущення чи його зовнiшнi шари свiдчить наявнiсть поляризацiї випромiнювання, яку виявили автори працi [5]. • Цей тип нестабiльностi мiг би виникнути замiсть (3), якщо перетин колони елiптичний [80]. “Бульбашка”, орiєнтована приблизно вздовж великої осi перетину колони, флюктуює вздовж малої осi. Вiдбувається нiби “переключення” акрецiї з однiєї половини “полярної шапки” на iншу. У реальнiй колонi змiни структури можуть бути пов’язанi з усiма типами нестабiльностi, але їхнiй “вiдносний внесок” залежить вiд багатьох модельних параметрiв. Образно кажучи, цi типи можуть бути “базисом”, за яким можна розкладати реальну змiннiсть. На сьогоднi проводять розрахунки лише двовимiрних моделей колони, тому цей якiсний опис буде корисним у майбутнiх розрахунках нестацiонарних тривимiрних моделей, що потребують суперкомп’ютерiв. Такi коливання можуть виникати не тiльки в полярах, але й в околицях магнiтних бiлих карликiв i нейтронних 2902-8 зiр. Однак у полярах акрецiйна колона є основним джерелом випромiнювання, i тому змiни потоку вiдносно бiльшi. C. Фраґментацiя за рахунок магнiтогiдродинамiчної нестабiльностi Автокореляцiйний аналiз 24117 секунд рентґенiвських спостережень AM Геркулеса на супутнику CHANDRA показав, що в мерехтiннi потоку наявнi двi компоненти “дробового шуму” з характерними часами 174 and 9.8 с, а не одна, як вважалося ранiше. Двi iншi компоненти змiнностi пов’язанi з орбiтальною змiннiстю та її першою гармонiкою, що вiдповiдають двогорбiй формi орбiтальної кривої блиску [91]. Коротший характерний час експоненцiйного зменшення автокореляцiйної функцiї при малих значеннях зсуву свiдчить на користь статистичної незалежностi компонент “дробового шуму” та значної асиметрiї окремих спалахiв. Наявнiсть двох компонент “дробового шуму” пояснюється магнiтогiдродiнамiчною фрагментацiєю плазмових “спаґеттi” в магнiтному полi бiлого карлика — бiльший характерний часовi вiдповiдає часу прольоту видовженої плазмової хмари (“спаґеттi”) через акрецiйну колону, а малий — часовi прольоту менших хмар, на якi фраґментують “спаґеттi”. Цей спостережувальний результат 2003 року ми теоретично передбачили [31] в 1987 р. Огляд характеристик “дробового шуму” та точна математична теорiя автокореляцiйних функцiй, обмежених за тривалiстю сиґналiв, з вiднятим трендом довiльного типу опублiкованi в [92]. IX. ПРОМIЖНI ПОЛЯРИ У промiжних полярах бiлий карлик обертається з частотою, що на один чи навiть два порядки перевищує орбiтальну частоту [11, 12, 93]. Цi об’єкти подiляють на двi групи — з наявнiстю або вiдсутнiстю акрецiйного диска [94]. В обох групах перiоди обертання еволюцiонують до деякого рiвноважного значення. Для систем з акрецiйним диском такий рiвноважний перiод вiдповiдає ситуацiї, коли радiус магнiтосфери RA дорiвнює радiусовi коротацiї RC . Насправдi перiоди обертання змiнюються з характерним часом τ = ω/|ω̇| ∼ 105 рокiв [51]. Один iз таких об’єктiв (FO Aqr) показав гальмування обертання бiлого карлика до 1987 року, а пiсля того — прискорення обертання. Останнi дослiдження [95] показали безпрецедентне зменшення прискорення з поступово наростаючим прискоренням. Подiбне прискорення вiдбувається також в iншiй системi — BG CMi [96]. Зважаючи на те, що змiни перiоду нерiвномiрнi й коливаються бiля рiвноважного значення, можна запропонувати сценарiй “сталого акрецiйного потоку” на додаток до змiнности радiуса магнiтосфери внаслiдок змiни швидкостi акрецiї dM1 /dt (напр. [97]). Вiдповiдно до цiєї моделi, вiсь обертання бiлого карлика ҐРАВIМАГНIТНI РОТАТОРИ В КАТАКЛIЗМIЧНИХ ПОДВIЙНИХ СИСТЕМАХ прецесує i змiнюється середнiй (за перiод обертання) кут мiж магнiтною вiссю та орбiтальною площиною. Оцiнки, що враховують взаємодiю мiж магнiтним диполем з геометрично тонким акрецiйним диском, показують, що рiвноважний перiод найкоротший, якщо акрецiйний диск розташований у площинi магнiтного екватора, i бiльший в 1.9 разiв, якщо магнiтна вiсь лежить у площинi акрецiйного диска [98]. Звiсно, детальнiшi числовi розрахунки тривимiрних нестацiонарних моделей можуть змiнити значення цього вiдношення, але велика рiзниця залишиться. Зменшення амплiтуди змiнностi блиску з обертальним перiодом зi зменшенням цього перiоду в FO Aqr [95] може бути непрямим арґументом на користь цiєї моделi, якщо магнiтна вiсь наближається до осi обертання. Згодом можна очiкувати квазiперiодичнi змiни перiоду обертання з циклом порядку чи понад десятирiччя. Тому промiжнi поляри є дуже цiкавими об’єктами, що потребують подальшого монiторинґу. Уперше в промiжних полярах об’єкта MU Cam = RXS J062518.2 + 733433 виявлено залежнiсть фази фотометричних хвиль, пов’язаних з обертанням бiлого карлика, вiд орбiтального перiоду, що iнтерпретовано перiодичною змiною положення акрецiйної колони в умовах практичної вiдсутностi акрецiйного диска [99]. Спостереження гравiмагнiтних роторiв продовжуються, як частина мiжнародної програми “Мiждовготна астрономiя” (“Inter-longitude Astronomy. ILA”) [100]. [1] M. Wolf, Astr. Nachr. 220, 225 (1924). [2] R. A. Berg, J. G. Duthie, Astrophys. J. 211, 859 (1977). [3] D. R. Hearn, J. A. Richardson, G. W. Clark, Astrophys. J. 210, L23 (1976). [4] H. E. Bond, W. G. Tifft, Publ. Astron. Soc. Pacif., 86, 514, 981 (1974). [5] S. Tapia, IAU Circ. 2987, (1976). [6] S. Tapia, Astrophys. J. 212, L125 (1977). [7] P. Szkody, D. Brownlee, Astrophys. J. 212, L113 (1977). [8] D. R. Hearn, J. A. Richardson, Astrophys. J. 213, L115 (1977). [9] A. P. Cowley, D. Crampton, Astrophys. J. 212, L121 (1977). [10] G. Chanmugam, R. L. Wagner, Astrophys. J. 213, L13 (1977). [11] B. Warner, Cataclysmic Variable Stars (Cambridge University Press, 1995). [12] C. Hellier, Cataclysmic Variable Stars: how and why they vary (Springer-Verlag UK, 2001). [13] R. Hudec, L. Meinunger, Inform. Bull. Var. Stars 1184 (1976). [14] E. Feigelson, L. Dexter, W. Liller, Astrophys. J. 222, 263 (1978). [15] H. Ritter, U. Kolb Catalogue of cataclysmic variables, low-mass X-Ray Binaries and related objects (the living edition), http://physics.open.ac.uk/RKcat (2006). [16] И. Л. Андронов, С. В. Васильева, В. П. Цесевич, Астрон. Цирк. 1122, 1 (1980). [17] И. Л. Андронов, С. В. Васильева, В. П. Цесевич, Астрон. Цирк. 1142, 5 (1980). [18] И. Л. Андронов, С. В. Васильева, В. П. Цесевич, препринт УкрНИИНТИ 1234, 28 (1984). [19] И. Л. Андронов, М. I. Банний, С. А. Коротин, Ю. Б. Яворский, Астрон. Цирк. 1225, 5 (1982). [20] I. Л. Андронов, А. А. Райков, С. Н. Удовиченко, В. П. Цесевич, Ю. Б. Яворський, Пробл. косм. фiзики 18, 98 (1983). В. П. Смиков, Л. I. Шакун, Кинем. физ. небес. тел 1, N 6, 43 (1985). I. L. Andronov, G. N. Kimeridze, S. V. Kolesnikov, E. P. Pavlenko, N. V. Bazej, N. M. Shakhovskoy, V. P. Smykov, L. I. Shakun, Odessa Astron. Publ. 9, 14 (1996). Ю. С. Ефимов, М. М. Шаховской, Изв. Крым. астрофиз. обсерв. 64, 55 (1981). Ю. С. Ефимов, М. М. Шаховской, Изв. Крым. астрофиз. обсерв. 65, 143 (1982). V. Piirola, O. Vilhu, J. Kyrolainen, N. Shakhovskoi, Y. Efimov, ESA SP-236, 245 (1985). K. Beuermann, Adv. Space Res. 8, 283 (1988). A. D. Silber, J. C. Raymond, P. A. Mason, I. L. Andronov, N. V. Borisov, N. M. Shakhovskoy, Astrophys. J. 460, 939 (1996). D. de Martino, B. T. Gaensicke, G. Matt, M. Mouchet, T. Belloni, K. Beuermann, J.-M. Bonnet-Bidaud, J. Mattei, L. Chiappetti, C. Done, Astron. Astrophys. 333, L31 (1998). G. Matt, D. de Martino, B. T. Gansicke, I. Negueruela, R. Silvotti, J. M. Bonnet-Bidaud, M. Mouchet, K. Mukai, Astron. Astrophys. 358, 177 (2000). И. Л. Андронов, Астрон. журн. 63, 508 (1986). I. L. Andronov, Astron. Nachr. 308, 229 (1987). K. Wu, G. Chanmugam, G. Shaviv, Astrophys. J. 455, 260 (1995). K. Wu, M. Cropper, G. Ramsay, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 327, 208 (2001). A. Kruszewski, in Nonstationary Evolution of Close Binaries, edited by A. Żytkow (Polskie Wydawnictwo Naukowe, Warszawa, 1978), p. 55. А. З. Долгинов, Ю. Н. Гнедин, Н. А. Силантьев, Распространение и поляризация излучения в косми- ПОДЯКИ Висловлюю щиру подяку С. В. Колеснiкову, М. М. Шаховському, Л. Л. Чiнарьовiй та iншим спiвавторам за плiдну спiвпрацю; Р. Є. Гершберґовi, Ю. Н. Гнєдiну, В. П. Грiнiну, Ю. С. Єфiмову, О. П. Павленко, В. Ю. Теребiжовi, А. М. Черепащуковi, Я. С. Яцкiву та iншим колегам за обговорення результатiв; I. О. Вакарчуковi, М. В. Вавруховi, Б. С. Новосядлому та львiвським колегам за гостиннiсть пiд час конференцiї “Сучаснi проблеми астрономiї та астрофiзики”, присвяченої пам’ятi Б. Т. Бабiя. [21] [22] [23] [24] [25] [26] [27] [28] [29] [30] [31] [32] [33] [34] [35] 2902-9 I. Л. АНДРОНОВ ческой среде (Наука, Москва, 1979). [36] W. Priedhorsky, K. Matthews, G. Neugebauer, M. Werner, W. Krzeminsky, Astrophys. J. 226, 397 (1978). [37] G. D. Schmidt, H. S. Stockman, B. Margon, Astrophys. J. 243, L151 (1981). [38] И. Л. Андронов, Астрофизика 32, 117 (1990). [39] И. Л. Андронов, Астрон. журн. 63, 274 (1986). [40] I. G. Mitrofanov, in Close Binary Stars: Observations and Interpretation (Kluwer, Dordrecht, 1980), p. 453. [41] M. Cropper, Space Sci. Rev. 54, 195 (1990). [42] A. G. Muslimov, H. M. van Horn, M. A. Wood, Astrophys. J. 442, 758 (1995). [43] В. М. Липунов, Астрофизика нейтронных звезд (Наука, Москва, 1987). [44] P. S. Joss, J. I. Katz, S. A. Rappaport, Astrophys. J. 230, 176 (1979). [45] I. Л. Андронов, у Матерiали Конф. молодих вчених (Одеський держ. ун-т, 1983), с. 144. [46] I. L. Andronov, in Stellar Magnetism, edited by Yu. V. Glagolevskij, I. I. Romaniuk (Nauka, St. Petersburg, 1992), p. 155. [47] И. Л. Андронов, Астрон. журн. 64, 97 (1987); препринт ВИНИТИ АН СССР, № 5901-82Деп. (1982). [48] A. F. Illarionov, R. A. Sunyaev, Astron. Astrophys. 39, 185 (1975). [49] Е. П. Павленко, Я. Пельт, Астрофiзика 34, 169 (1991). [50] A. D. Silber et al. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 290, 25 (1997). [51] F. K. Lamb, J. J. Aly, M. C. Cook, D. Q. Lamb, Astrophys. J. 274, L71 (1983). [52] C. G. Campbell, Magnetohydrodynamics in Binary Stars (Kluwer, Dordrecht, 1997). [53] И. Л. Андронов, А. В. Бакланов, Астрофизика 50, 115 (2007). [54] I. L. Andronov, Ap. Space Sci. 131, 557 (1987). [55] P. A. Mason, G. Ramsay, I. Andronov, S. Kolesnikov, N. Shakhovskoy, E. Pavlenko, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 295, 511 (1998). [56] G. A. Wynn, A. R. King, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 255, 83 (1992) [57] И. Л. Андронов, препринт УкрНИИНТИ 5900 (1982), 20 с.; Астрофизика 20, 165 (1984). [58] A. V. Tutukov, L. R. Yungelson, Acta Astr. 24, 665 (1979). [59] I. Л. Андронов, дис. д-ра фiз.-мат. наук (Одеський держ. ун-т, 1995). [60] И. Л. Андронов, Письма астрон. журн. 11, 203 (1985). [61] I. L. Andronov, B. Fuhrmann, Inf. Bull. Var. Stars 2976 (1987). [62] A. V. Halevin, N. M. Shakhovskoy, I. L. Andronov, S. V. Kolesnikov, Kinem. Phys. Celest. Bodies. Suppl. Ser. 3, 402 (2000). [63] N. M. Shakhovskoy, S. V. Kolesnikov, I. L. Andronov, in Stellar Magnetism, edited by Yu. V. Glagolevskij, I. I. Romaniuk (Nauka, St. Petersburg, 1992), p. 148. [64] M. M. Basko, R. A. Sunyaev, Astrophys. Space Sci. 23, 117 (1973). [65] A. R. King, J. P. Lasota, Astron. Astrophys. 140, L16 (1984). [66] F. V. Hessman, B. T. Gansicke, J. A. Mattei, Astron. 2902-10 Astrophys. 361, 952 (2000). [67] B. Warner, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 162, 189 (1973). [68] J. Echevarria, Rev. Mex. Astron. Astrophys. 8, 109 (1983). [69] C. W. H. de Loore, C. Doom, Structure and Evolution of Single and Binary Stars (Kluwer, Dordrecht, 1992). [70] W. Götz, Astron. Nachr., 312, 103 (1991). [71] I. Л. Андронов, Пробл. косм. фiзики 17, 106 (1982). [72] I. L. Andronov, Astron. Astrophys. Transact. 2, 341 (1992). [73] K. Beuermann, I. Baraffe, U. Kolb, M. Weichhold, Astron. Astrophys. 339, 518 (1998). [74] Р. Е. Гершберг, Звездная активность солнечного типа (Астропринт, Одесса, 2003). [75] A. Bianchini, Astrophys. J. 99, 1941 (1990). [76] N. M. Shakhovskoy, I. Yu. Alexeev, I. L. Andronov, S. V. Kolesnikov, Ann. Israel Phys. Soc. 10, 237 (1993). [77] N. M. Shakhovskoy, I. L. Andronov, S. V. Kolesnikov, Odessa Astron. Publ. 7, 40 (1994). [78] J. M. Bonnet-Bidaud, M. Mouchet, N. M. Shakhovskoy, T. A. Somova, N. N. Somov, I. L. Andronov, D. de Martino, S. V. Kolesnikov, Z. Kraicheva, Astron. Astrophys. 354, 1003 (2000). [79] I. L. Andronov, L. L. Chinarova, Odessa Astron. Publ., 9, 9 (1996). [80] И. Л. Андронов, Астрофизика 32, 117 (1990). [81] G. G. Pavlov, I. G. Mitrofanov, Yu. A. Shibanov, Astrophys. Space Sci. 73, 63 (1980). [82] К. А. Постнов, Н. И. Шакура, Письма астрон. журн. 13, 300 (1987). [83] I. L. Andronov, Astron. Astrophys. Trans. 1, 107 (1992). [84] И. Л. Андронов, Астрон. журн. 63, 274 (1986). [85] И. Л. Андронов, Письма астрон. журн. 11, 203 (1985). [86] I. L. Andronov, Odessa Astron. Publ. 6, 21 (1993). [87] Ю. Н. Гнедин, Г. Г. Павлов, Письма астрон. журн. 1, 34 (1975). [88] A. Schwope, Lecture Notes Phys. 573, 127 (2001). [89] S. N. Langer, G. Chanmugam, G. Shaviv, Astrophys. J. 245, L23 (1981). [90] Х. Альфвен, Космическая электродинамика (Иностр. лит., Москва, 1952). [91] I. L. Andronov, et al. Odessa Astron. Publ. 16, 7 (2003). [92] I. L. Andronov, Astron. Nach. 315, 353 (1994). [93] J. Patterson, Publ. Astron. Soc. Pacif. 106, 209 (1994). [94] A. J. Norton, R. V. Somerscales, T. L. Parkers, G. A. Wynn, R. G. Wests, Rev. Mex. Astron. Astrophys. 20, 138 (2004). [95] I. L. Andronov, N. I. Ostrova, V. Burwitz, ASP Conf. Ser. 335, 229 (2005). [96] Y. G. Kim, I. L. Andronov, S. S. Park, Y.-B. Jeon, Astron. Astrophys. 441, 663 (2005). [97] В. М. Липунов, Астрофизика нейтронных звезд (Наука, Москва, 1985). [98] I. L. Andronov, Publ. Astron. Soc. Pacif. 334, 447 (2005). [99] Y. G. Kim, I. L. Andronov, S. S. Park, L. L. Chinarova, A. V. Baklanov, Y. B. Jeon, J. Astron. Space Sci. 22, 197 (2005). [100] I. L. Andronov et al. Astron. Astrophys. Trans. 22, 793 (2003). ҐРАВIМАГНIТНI РОТАТОРИ В КАТАКЛIЗМIЧНИХ ПОДВIЙНИХ СИСТЕМАХ GRAVI-MAGNETIC ROTATORS IN CATACLYSMIC BINARY STARS I. L. Andronov Odessa National Maritime University, 34, Mechnikova St., Odessa, 65029, Ukraine Various astrophysical processes are reviewed, which take place in the classical, asynchronous and intermediate polars, as well as the results of their theoretical and observational investigations according to the international program “Inter-Longitude Astronomy”. The uniqueness of the class of polars is the largest arbitrary influence of the magnetic field of the white dwarf onto accretion. The results are discussed of the monitoring, which started 30 years ago, being intitated by V. P. Tsessevich (1907–1983) and since 1989 has been carried out on the basis of the Crimean Astrophysical Observatory in co-operation with N. M. Shakhovskoy and S. V. Kolesnikov. For the analysis, we have used the data from the satellites IUE, CHANDRA, XMM, HST, HIPPARCOS. Theoretical modes were elaborated for the synchronization of the spin and orbital motions of the white dwarf in the system followed by a subsequent excitation of quasi-periodic 2-dimensional variations of orientation of the magnetic axis of the white dwarf. Mathematical thery was elaborated for auto-correlation functions of signals, which was used to investigate the dependence of the characteristics of flickering for binary systems of various types with different degrees of influence of the magnetic field onto accretion at different luminosity levels and different spin phases. The characteristics of the sources of variability with different spectral energy distribution based on the Principal Component Analysis, scalegram- and wavelet analysis are reviewed. Processes in asynchronous polars with the “idling” of the white dwarf and its synchronization are discussed. The non-regularity of the spin period oin a group of intermediate polars was detected, for the interpretation of which the model of precession of the white dwarf due to the accretion torque is proposed. 2902-11