|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://xray.sai.msu.ru/~lipunov/text/zool/node6.html
Дата изменения: Wed Feb 14 17:50:32 2001 Дата индексирования: Tue Oct 2 09:47:24 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: uv |
Что отличает нейтронные звезды от других объектов, населяющих нашу Галактику? Огромные гравитационное и магнитное поля. Но что следует считать мерой "огромности"? "Лицо" нейтронной звезды определяется характером ее взаимодействия с окружающим веществом. Причем взаимодействие это осуществляется посредством двух типов физических сил -- электромагнитных и гравитационных.
Анализ показал, что характер взаимодействия нейтронной звезды с окружающей плазмой далеко не исчерпывается двумя рассмотренными выше режимами взаимодействия -- эжекцией и аккрецией. Медленная смена режимов взаимодействия (например, вследствие замедления вращения) называется эволюцией нейтронной звезды.
Figure 10.:
Три стадии эволюции нейтронной звезды.
а - Эжектор, б - Пропеллер, в - Аккретор.
Пусть вначале нейтронная звезда вращается очень быстро. Энергия, эжектируемая звездой, столь велика, что сила давления релятивистских частиц значительно превосходит силу гравитации. Этот режим взаимодействия, вслед за В.Ф.Шварцманом, принято называть режимом эжекции (рис. 18, Е). Нейтронные звезды, находящиеся в состоянии эжекции, будем обозначать буквой Е (от англ. еjection - выбрасывание). В режиме эжекции нейтронная звезда излучает энергию вращения и замедляется. Мощность Е-звезды падает. По достижении некоторого критического периода вращения, при котором сила гравитации наконец становится больше силы давления эжектируемого звездой вещества, радиопульсар затухает. Эжекция прекращается, но аккреция еще невозможна. Наступает новый режим -- режим пропеллера (рис. 18,Р). Обозначим его символом Р. В режиме пропеллера бвстровращающееся магнитное поле разбрасывает окружающую плазму подобно лопастям пропеллера и продолжает тормозиться. Наконец период настолько уменьшается, что вращение магнитного поля перестает мешать аккреции и вещество падает на поверхность нейтронной звезды (рис. 18, А). Наступает новый режим взаимодействия -- режим аккреции (А)
Нейтронные звезды "вызревают" внутри массивных
звезд (с массой более 
). Примерно половина из них
входит в состав двойных систем.
Figure 11.:
Эволюция
двойной системы с нейтронной
звездой.
Давайте качественно проследим за эволюцией нейтронной звезды в двойной системе. Нейтронная звезда рождается с малым периодом, как эжектор. Постепенно эжектор замедляет свое вращение. Декаметровое радиоизлучение эжектирующего пульсара поглощается в звездном ветре нормальной звезды, поэтому радиопульсары как правило не наблюдаются в двойных системах.
В некоторый момент нейтронная звезда переходит в режим пропеллера P. При этом она продолжает замедляться. Нормальная звезда постепенно пережигает в ядерных реакциях водород и начинает "распухать". При этом резко возрастает темп аккреции. Нейтронная звезда еще чуть притормаживает и переходит в аккреционное состояние. Вспыхивает яркий рентгеновский пульсар. Период нейтронной звезды перестает расти, потому что аккрецируемое вещество, обладая орбитальным моментом, ускоряет ее вращение. В среднем период рентгеновского пульсара застывает вблизи некоторого равновесного значения. Но это только в среднем. Из-за нестационарности в газовых потоках темп аккреции хаотически меняется и пульсар то ускоряется, то замедляется. При этом он может даже совершать переходы из режима аккреции в режим пропеллера и обратно (А - Р).
Далее нормальная звезда заполняет свою полость Роша и потенциальный темп аккреции увеличивается в миллион раз. При этом нейтронная звезда начнет быстро ускоряться, стремясь достичь нового равновесного периода. Оценки показывают, что она ускоряется до периода меньше одной секунды. Если при этом она не будет "проглочена" нормальной звездой, то образуется двойная, состоящая из гелиевой и нейтронной звезды. Потенциальный темп аккреции резко уменьшается, и аккреция становится невозможной. Нейтронная звезда опять начинает замедляться, но времени, чтобы ей снова стать рентгеновским пульсаром, не хватает, так как гелиевые звезды живут очень недолго. В конце концов, нормальная гелиевая звезда взрывается и система распадается.
При этом старая нейтронная звезда вращается столь быстро, что снова становится радиопульсаром. Значит, распадаясь, двойная может рождать не один, а два пульсара одновременно. В наших обозначениях описанный эволюционный трек выглядит так:
Такой сценарий характерен для массивных звезд, которые живут относительно мало. А вот если масса соседки нейтронной звезды оказалась меньше массы Солнца, то время аккреции может достигать нескольких миллиардов лет. За это время магнитное поле нейтронной звезды почти исчезает. Ведь магнитное поле поддерживается электрическими токами, которые в соответствии с законом Джоуля-Ленца выделяют тепло и постепенно затухают. Кстати, малое поле уже не может канализировать плазму на полюса и она выпадает по всей поверхности нейтронной звезды. Вспомним, что палающая плазма -- это свежее ядерное топливо. В рентгеновских пульсарах оно перегорает в процессе падения. Но так как кпд ядерных реакций в 100 раз меньше кпд аккреции, то это никак не проявляется. Именно поэтому явление рентгеновсго барстера никогда не наблюдалось у рентгеновских пульсаров. При малом же магнитном поле температура не достаточна для стационарного горения, и вещество квазипериодически подрывается после достижения критической массы на поверхности звезды. Так работает рентгеновский барстер.
Тем временем падающее вещество раскручивает нейтронную звезду до миллисикундных периодов. Что дальше? Через несколько миллиардов лет, все вещество нормальной звезды стечет на соседку, и мы получаем одиночную старую быстровращающуюся нейтронную звезду -- миллисекундный радиопульсар. От нормальной звезды может получиться небольшой остаток в виде планеты, что в некоторых случаях и наблюдается.
Описанная картина эволюции нейтронных звезд весьма приближенна, и с ее помощью нельзя рассчитать, сколько и каких нейтронных звезд в Галактике. Поэтому возникает необходимость применять иные методы.
В начале 80-х годов советские астрофизики сделали первую попытку рассчитать совместную эволюцию (эволюцию "в квадрате") нормальных и нейтронных звезд в массивных двойных системах.
Для того, чтобы восстановить полную картину, происходящую в массивных двойных системах, был выбран метод Монте-Карло. Этот строгий математический метод расчета взял свое название от известного курортного города, богатого игорными домами. Идея его состоит в том, что "разыгрывается" большое число двойных звезд со случайными начальными параметрами. "Игра" заключается в том, что каждая такая система развивается по вполне определенным законам. При этом мы следим как за эволюцией нормальной звезды, так и за эволюцией нейтронной звезды (см. статью автора "Искусственная Вселенная" в номере 6 за 1998 год).
В результате удалось не только многое объяснить, но и предсказать. Например, оказалось , что хотя радиоволны и поглощаются в звездном ветре нормальных звезд, все же в некоторых редких случаях, когда расстояние между компонентами двойной особенно велико и ветер ослаблен, радиопульсар должен быть виден. И такой пульсар в паре с голубой звездой действительно открыли через 10 лет в 1993 году.
Наше понимание "эволюции в квадрате" получило вескую поддержку.
Но было одно настораживающее обстоятельство. При расчете каждого очередного разыгранного варианта "искусственной галактики" выпадали рентгеновские пульсары с периодами в несколько миллисекунд. То есть это были нормальные рентгеновские барстеры, но еще не до конца потерявшие свои магнитные поля.
Это огорчало, так как в то время таких пульсаров никто не наблюдал.