Двойные звезды - Пульсары

Доля двойных и кратных звезд в нашей Галактике составляет около 50%. В составе двойных систем встречаются любые комбинации звезд. Астрономы считают большой удачей, когда интересующий их объект входит в состав двойной системы, поскольку в этом случае оказывается возможным определить важнейшие характеристики объекта: его массу, радиус, температуру, светимость и т. п. Это можно сделать, изучая движение и взаимодействие звезд - компонент двойной системы. Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): системы из двух звезд, в которых на некотором этапе эволюции происходит обмен веществом между компонентами. Наиболее яркие наблюдательные проявления отмечаются у ТДС, находящихся на поздних стадиях эволюции, то есть на стадиях эволюции, следующих после завершения первичного обмена веществом между компонентами. Вместе с тем именно характеристики поздних стадий эволюции ТДС являются наиболее сильным критерием для проверки правильности наших представлений об эволюции звезд, поскольку поздние стадии эволюции связаны с образованием таких особенных (пекулярных) объектов, как белые карлики, звезды Вольфа-Райе (WR), нейтронные звезды и черные дыры.

Достижения рентгеновской астрономии привели к открытию новых типов ТДС, в частности рентгеновских двойных систем, состоящих из нормальной оптической звезды типа Солнца, которая является донором и поставляет вещество на соседний объект, и релятивистского объекта (нейтронная звезда, черная дыра), находящегося в режиме непрерывающегося захвата вещества. Наблюдательные проявления релятивистских объектов в ТДС (для которых существенны эффекты общей теории относительности А. Эйнштейна) были впервые теоретически описаны в работах Я. Б. Зельдовича и его учеников в 1966 - 1972 годах. Предсказание мощного рентгеновского излучения от аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр (когда на них падает вещество) было сделано одновременно в 1964 году Я. Б. Зельдовичем и Е. Е. Салпитером (США).

Прорыв в понимании природы и эволюции релятивистских объектов в ТДС произошел после открытия с борта специализированного американского спутника "Ухуру" в 1972 - 1976 годах сотен компактных рентгеновских источников, которые, как оказалось, представляют собой в большинстве случаев рентгеновские двойные системы разных типов.

Для понимания явления двойных и кратных звездных систем в астрономии вводится понятие аккреции.

Аккреция (от лат. accretio приращение, увеличение) - падение вещества на звезду (или др. космическое тело) из окружающего пространства. Процессом, обратным аккреции, является истечение вещества. Аккреция на одиночные звезды происходит в начале и конце их эволюции. В процессе формирования звезды сначала образуется небольшое гидростатически равновесное ядро с массой порядка 1% начальной массы облака, затем аккреция вещества из окружающей оболочки приводит к образованию звезды с массой. Стадия аккреции сменяется истечением, которое преобладает вплоть до конца жизни звезды и препятствует аккреции. На конечных стадиях эволюции звезда превращается в белый карлик, нейтронную звезду либо черную дыру, аккреция на которые сопровождается разнообразными наблюдаемыми проявлениями.

В тесных двойных звездных системах, когда более массивная звезда переходит на стадию гиганта, она начинает интенсивно терять массу и за несколько тысяч лет масса компаньона может вырасти в несколько раз. Такая аккреция обычно называется перетеканием. В тесной двойной системе аккреция, как правило, мощнее, чем в случае одиночных звезд.

В процессе аккреции происходит выделение гравитационной энергии, которая превращается в тепло и в итоге уходит в виде излучения. Скорость и температурa падающего вещества возрастают. Картина аккреции вещества на звезду в значительной степени определяется скоростью движения звезды относительно окружающего газа, моментом количества движения падающего газа и наличием в окружающем ионизованном газе упорядоченного магнитного поля. Астрономами выделены 4 основных типа аккреции, определяемых этими факторами.

В двойной системе вещество, падающее на белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру от компаньона нормальной звезды, может обладать большим моментом количества движения. В процессе падения скорость вещества увеличивается, и центробежная сила начинает уравновешивать гравитацию. В результате охлаждения вещество образует вращающийся тонкий аккреционный диск. Слои диска вращаются с очень большой скоростью. Трение между слоями приводит к потере момента количества движения и медленному движению газа к центру.

Реальная картина аккреции может представлять собой сочетание различных типов аккреции. Например, вещество с вмороженным упорядоченным магнитным полем может обладать большим вращательным моментом либо падать на движущуюся звезду.

При аккреции на черную дыру, не имеющую поверхности, область падения газа (или аккреционный диск) является единственным местом, где выделяется гравитационная энергия, превращаясь в энергию излучения. При аккреции на белый карлик или нейтронную звезду половина (или более) гравитационной энергии выделяется у поверхности звезды. Если звезда не обладает магнитным полем, то ее поверхность нагревается, либо из-за выделения энергии в ударной волне, возникающей при столкновении падающего потока с поверхностью, либо в тонком пограничном слое между аккреционным диском и медленно вращающейся звездой. Более сложная картина аккреции возникает в случае, когда звезда обладает сильным магнитным полем. В таком случае магнитные полюса оказываются гораздо более горячими, чем остальные части поверхности звезды. Если излучение их окрестностей носит анизотропный характер и нейтронная звезда вращается вокруг оси, не совпадающей по направлению с магнитной, то возникает картина рентгеновского пульсара, наблюдаемая в двойных системах при наличии мощной аккреции. Для того чтобы падающее вещество достигало магнитных полюсов, необходимо его проникновение внутрь магнитосферы, которое происходит за счет развития гидромагнитных неустойчивостей.

Поток излучения от аккрецирующего газа взаимодействует с потоком падающего вещества и замедляет его скорость. Когда радиационная сила становится порядка силы притяжения, происходит резкая перестройка аккреционного потока: скорость его падения замедляется, а плотность увеличивается.

Для черных дыр, не имеющих излучающей поверхности, излучение при аккреции является их основным наблюдаемым проявлением. Огромный гравитационный потенциал на поверхности нейтронной звезды приводит к выделению определенного количества энергии при аккреции на нее. Нейтронные звезды и, возможно, черные дыры в состоянии аккреции являются наиболее мощными рентгеновскими источниками в Галактике.

К важным следствиям приводит аккреция на белые карлики. В результате аккреции химический состав поверхностных слоев может существенно отличаться от химического состава внутренних областей. Водородно-гелиевый слой на поверхности белого карлика с ростом массы слоя становится неустойчивым относительно ядерного горения. Происходит тепловая вспышка, приводящая к появлению новой звезды. Аналогичные термоядерные взрывы в слое у поверхности нейтронной звезды могут объяснить существование вспыхивающих рентгеновских источников.

Мощное нетепловое излучение и выбросы из активных ядер галактик и квазаров могут быть объяснены в рамках упомянутой мною модели дисковой аккреции вещества (с упорядоченным магнитным полем и большим вращательным моментом) на сверхмассивную черную дыру.

Гигантские масштабы может иметь аккреция в скоплениях галактик. Находящийся там горячий газ охлаждается и может падать к центру, где обычно располагается наиболее массивная галактика скопления. Такой охлаждающийся аккреционный поток может приводить к активности ядра центральной галактики, а также объяснять наблюдаемое распределение газа в скоплениях галактик.

Современный сценарий эволюции массивных тесных двойных систем - ТДС был разработан в 1967 - 1983 годах в работах поляка Б. Пачинского, немцев Р. Киппенхана и А. Вайгерта, русских А. В. Тутукова, Л. Р. Юнгельсона, В. Г. Корнилова и В. М. Липунова, голландца Э. Ван ден Хейвела.

На начальной стадии система состоит из двух массивных горячих звезд главной последовательности и однородного химического состава. Пусть масса более массивной звезды не сильно превосходит массу менее массивной. Более массивная звезда эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша (это полость около звезды в тесной двойной системе, где притяжение звезды преобладает). Будем считать, что это заполнение произошло на стадии, когда у первой звезды имеется инертное гелиевое ядро, где ядерные реакции еще не идут, а водород выгорает в слоевом источнике. Эта звезда теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа (это точка, в которой соприкасаются полости Роша звезд в тесных двойных системах).

Это вещество перетекает на вторую звезду и присоединяется к ней. Процесс первоначального обмена масс является самоподдерживающимся и очень быстрым. После завершения первичного обмена масс масса первоначально менее массивной звезды увеличивается почти втрое, и в системе реализуется так называемый процесс перемены ролей компонент, когда первоначально более массивная звезда становится менее массивной компонентой двойной системы.

Все ТДС после первичного обмена масс, содержащие сильно проэволюционировавшие объекты (белые карлики, звезды Вольфа-Райе WR, нейтронные звезды, черные дыры), принято называть ТДС на поздних стадиях эволюции.

После завершения первичного обмена масс в массивной ТДС на месте первоначально более массивной звезды образуется гелиевый остаток, масса которого существенно меньше массы второй компоненты.

Образовавшаяся на месте первой звезды гелиевая звезда с тонкой водородной оболочкой имеет эффективную температуру, достигающую ~105 К. Гелиевые остатки с тонкими водородными оболочками обычно рассматриваются как модели звезд WR. В настоящее время известно 170 звезд WR в нашей Галактике и примерно столько же в других ближайших галактиках.

Эволюция гелиевой звезды зависит от массы образующегося у нее углеродно-кислородного ядра. Для достаточно массивных первичных звезд ОВ с массой более 12 MC масса СО-ядра превышает верхний предел для соответствующих белых карликов (1,4 MC), и такие ОВ-звезды в двойных системах могут породить нейтронные звезды или черные дыры. После истощения гелия в ядре звезды WR последовательно и во все ускоряющемся темпе выгорают углерод, кислород, неон и кремний с последующим образованием железного ядра, коллапс которого приводит к образованию релятивистского объекта, сопровождаемого, по всей вероятности, взрывом сверхновой. Поскольку масса взрывающейся звезды велика, это должна быть сверхновая II типа (по классификации И. С. Шкловского) с той лишь разницей, что из-за отсутствия протяженной водородной оболочки (характерной для массивных сверхгигантов, но не для звезд WR) коэффициент переработки энергии взрыва в излучение очень мал (порядка 0,001, согласно оценкам Имшенника и Надежина).

В последнее время выявлен новый класс сверхновых, возникновение которых связывают со взрывами звезд WR. В частности, аномально слабая сверхновая, сопровождавшая образование остатка сверхновой Кассиопея А, могла быть вызвана взрывом звезды WR.

Стадия "нерентгеновской" двойной системы с релятивистским объектом

Рассмотрим теперь эволюцию второй звезды - OB2 . После первичного обмена масс в двойной системе звезда OB2 захватила (аккрецировала) вещество звезды OB1 (ее водородную оболочку, то есть более 60% массы звезды OB1) и масса звезды OB2 возросла, но она остается звездой главной последовательности нормального химического состава с характерным временем ядерной эволюции около 106 лет. После взрыва звезды WR1 и образования релятивистского объекта формируется система C+OB2' с релятивистским объектом. При этом двойная система не распадается под действием взрыва сверхновой, поскольку взрывается менее массивная звезда WR1, а удар оболочки сверхновой о звезду OB2' не приводит к распаду системы. Скорость центра масс системы после взрыва сверхновой может превышать 100 км/с, и за время жизни звезды OB2' двойная система может удалиться от плоскости Галактики на расстояние до нескольких сотен парсек.

После взрыва сверхновой и образования на месте звезды WR1 релятивистского объекта последний не является мощным источником рентгеновского излучения, и в этом смысле он "невидим". Это связано с тем обстоятельством, что звезда OB2' является звездой главной последовательности и далека от заполнения своей полости Роша, а захват вещества из звездного ветра этой звезды на релятивистский объект, по-видимому, недостаточен для образования мощного рентгеновского источника. Заметим, однако, что если звезда OB2' быстро вращается, в области экватора этой звезды образуется мощный звездный ветер, стимулированный вращением. Это может обеспечивать достаточно интенсивный темп аккреции вещества из экваториального звездного ветра на релятивистский объект и формирование мощного рентгеновского источника даже в том случае, если звезда OB2' далека от заполнения своей полости Роша. Такая ситуация наблюдается у рентгеновских двойных систем умеренных масс с оптическими компонентами (то есть наблюдаемыми в оптическом диапазоне длин волн) - звездами Ве. Активность молодой нейтронной звезды (быстрое вращение с сильным магнитным полем, выброс ею релятивистских частиц и т. п.) может также препятствовать аккреции вещества звезды OB2'. Таких массивных ТДС с невидимыми релятивистскими объектами может существовать несколько тысяч в нашей Галактике. Отличительные особенности таких систем - большие пространственные скорости (до сотен км/с) и значительные (до 1 килопарсека) высоты z над галактической плоскостью, которые двойные системы приобретают в результате произошедших в них взрывов сверхновых.

В Галактике наблюдается значительное число таких "убегающих" ОВ звезд с большими пространственными скоростями. По современным представлениям, по крайней мере, некоторые из них могут быть ТДС, содержащими релятивистские спутники в неактивной, нерентгеновской стадии. В таких системах релятивистские спутники могут быть обнаружены косвенно, по периодическим изменениям лучевых скоростей оптической ОВ звезды. Поиск релятивистских спутников у "убегающих" ОВ звезд проводился в последние годы рядом групп. Примерно у десятка "убегающих" ОВ звезд были обнаружены квазипериодические изменения лучевых скоростей с амплитудой 10 - 30 км/с и периодами 1 - 100 суток. Во всех случаях строгая периодичность изменений лучевых скоростей пока не доказана и для этого требуются дальнейшие наблюдения.

Астрономы открыли двойную звездную систему, имеющую столь удлиненную орбиту, что, по всей вероятности, двойняшки еле-еле удержались от разрушительного эффекта взрыва сверхновой, превратившей их в фонтан энергии рентгеновского диапазона.

В период с 1998 по 2000 годы Виржиния МакСвейн из университета Джорджии наблюдала загадочный источник рентгеновского излучения, названный LS 5039. Он является представителем целой серии двойных звезд, открытых учеными Франции, Германии и Бразилии с помощью рентгеновского спутника ROSAT. Двойные рентгеновские системы состоят из звезды, передающей свою массу соседке, обычно являющейся остатком сверхновой, нейтронной звездой или черной дырой.

Последовательный анализ испанскими и немецкими радиоастрономами показал, что LS 5039 выделяет газ на скорости, близкой к световой. До этого столь высокоскоростные потоки были обнаружены лишь у нескольких массивных двойных систем.

Наблюдения МакСвейн подтверждают, LS 5039 - двойная рентгеновская система с большой яркой звездой и невидимым для человеческого глаза компаньоном, указывающим на произошедший когда-то взрыв. Вирджиния обнаружила, что каждый из объектов облетает другой за 4,1 дня по чрезвычайно искаженным орбитам, нехарактерным для подобных структур.

"Их орбитальный период до взрыва составлял примерно два дня, поэтому когда из звезд взорвалась, они практически касались друг-друга", говорит МакСвейн.

Астрономы считают, что орбита двойной звезды увеличилась именно при образовании сверхновой, причем степень растяжения напрямую связана с количеством вещества, выброшенного во время взрыва. Судя по необычной орбите, мертвая звезда из LS 5039 потеряла с момента начала катаклизмов более 15 масс Солнца.

Большинство огромных звезд формируются парами, поэтому долгое время ученые гадали, что произойдет, если в двойной системе возникнет сверхновая. Невзорвавшая часть пары, скорее всего, переживет катастрофу, судьба же оставшегося объекта непонятна. Некоторая масса вещества улетит в космос, а вот ядро, наверняка, сожмется, образовав нейтронную звезды, а затем и черную дыру, которые методично будут выкачивать из соседки газ, увеличиваясь в размерах. Процесс этот не будет бесследным, притягиваемое вещество будет скручиваться вокруг своего захватчика, который начнет излучать энергию в рентгеновском диапазоне.

В последнее время открыты два радиопульсара в двойных системах с ОВ компонентами: PSR 1259-63 (p = 7,8 лет, e = 0,97) и пульсар в Малом Магеллановом облаке (р = 52 дня, е = 0,80). Очень большие значения эксцентриситетов этих двойных систем свидетельствуют о произошедших в них взрывах сверхновых, а наличие активных испускающих (эжектирующих) радиоволны и частицы, но не аккрецирующих вещество радиопульсаров позволяет со всей определенностью отнести эти двойные системы к классу "нерентгеновских" двойных систем, описанному выше.

Похожие статьи




Двойные звезды - Пульсары

Предыдущая | Следующая