Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/localbub/zvezd/final Дата изменения: Fri Feb 8 16:04:06 2002 Дата индексирования: Sat Dec 22 05:28:26 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: р п р п р п р п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п

----------------------------------------------------

Сергей Попов
КОМПАКТНЫЕ ОБЪЕКТЫ ПО-СОСЕДСТВУ

Современная астрономия рассматривает три вида компактных объектов: белые
карлики, нейтронные звезды (сюда же можно отнести и <странные> звезды) и
черные дыры. Первые остаются после смерти маломассивных звезд. Вторые и
третьи образуются в результате в финале эволюции массивных звезд.
Чем массивнее звезды, тем реже они встречаются. Поэтому белых карликов
больше, чем нейтронных звезд, которые, в свою очередь, превосходят по числу
черные дыры. Было бы очень здорово увидеть таких экзотических <зверей> как
нейтронные звезды и черные дыры поближе к нам. Похоже, что это вполне
осуществимо...

КТО НАДУЛ ПУЗЫРЬ?
Как известно, галактическая межзвездная среда сильно неоднородна: есть
плотные холодные молекулярные облака, есть области разреженного горячего
газа. Сложна и структура межзвездного газа в непосредственной окрестности
Солнца (200-300 парсеков вокруг нас). В этой области доминирует так
называемый <местный пузырь> или <локальная каверна> (Local Bubble). Это
область разреженного горячего газа неправильной формы. Средний радиус
каверны составляет 100-150 пк.

Возникает резонный вопрос: как же возник такой пузырь? Наиболее вероятно,
что каверна была порождена не интенсивным ветром, истекающим от массивных
звезд, а недавними (несколько миллионов лет назад) вспышками сверхновых.
Причем ученые пришли к мысли, что одной сверхновой для этого мало.
Для получения этого результата проводились очень сложные вычисления, потому
что нужно было учесть не только движение газа, выброшенного после взрывов,
но и его взаимодействие с окружающей неоднородной средой, излучение газа,
которое в свою очередь зависит от его химического состава и т.д. и т.п.
Задача о взрыве вообще очень сложна: не зря самые мощные компьютеры стоят в
центрах, занятых разработкой нового, в первую очередь, термоядерного оружия,
что позволяет считать новейшие суперкомпьютеры оборудованием, представляющим
стратегический интерес. А тут произошло несколько мощнейших взрывов подряд!

Как показывают недавние расчеты Р. Смита, Д. Кокса и Дж. Маис-Апелланица
(США), для образования столь крупной области горячего газа надо 3-6, а
возможно и больше сверхновых. Причем, чтобы образовавшаяся структура не
рассеялась до нашего времени, нужно, чтобы все эти звезды взорвались не
более 10 млн. лет назад, а последняя из них -совсем недавно: менее 1 млн.
лет назад.

Все это довольно странно. С одной стороны, темп взрывов в окрестности
Солнца получается несколько выше, чем темп образования радиопульсаров в
Галактике (напомним, что основные компактные остатки, образующиеся при
взрыве - нейтронные звезды, а считается, что практически все молодые
нейтронные звезды являются радиопульсарами). С другой стороны, где же
нейтронные звезды, возникшие в результате всех этих взрывов?

А вот они! Рентгеновским спутником ROSAT открыто 7 близких одиночных
нейтронных звезд. Ближайшая из них, как показали наблюдения на Космическом
телескопе им. Хаббла, находится от нас на расстоянии всего 60 парсек. Все
эти нейтронные звезды не являются радиопульсарами, а лишь испускают тепловое
излучение за счет очень горячей поверхности (около 1 млн. градусов).

Вначале полагали, что все это старые аккрецирующие одиночные нейтронные
звезды. Действительно, с течением времени вращение нейтронной звезды
замедляется, и она может оказаться на стадии аккреции: межзвездный газ будет
падать на звезду, разгоняясь при этом ее гравитационным полем, а при ударе о
поверхность разогревать ее и ярко светить в рентгеновском диапазоне. Но
помимо малой скорости вращения для того чтобы стать аккретором нейтронная
звезда также должна иметь невысокую пространственную скорость. Однако
оказалось, что обычно нейтронные звезды рождаются со слишком большими
скоростями для того, чтобы со временем стать аккреторами. За счет мельчайшей
асимметрии взрыва сверхновой новорожденная нейтронная звезда получает толчок
и улетает с места рождения со скоростью порядка 200-300 км/с (такие скорости
характерны, например, для радиопульсаров). Лишь очень малая доля (несколько
процентов) нейтронных звезд рождается с небольшими скоростями (10-40 км/с),
которые позволяют им в дальнейшем стать яркими аккреторами.

Пространственная скорость наблюдавшейся на <Хаббле> нейтронной звезды
составляет не менее 100 км/сек. Только по этому факту мы уже можем сказать,
что это, скорее всего, молодая нейтронная звезда. Скорости других шести
ближайших к нам нейтронных звезд точно неизвестны. Однако, ожидать появления
фактически рядом с нами сразу шести низкоскоростных нейтронных звезд нельзя.

Значит, если это не аккреторы, то, скорее всего, - молодые, еще горячие
нейтронные звезды, и мы их наблюдаем потому, что они просто не успели
остыть. Их температуры, как указывают расчеты специалистов (например, Д. Г.
Яковлева и его коллег из Санкт-Петербурга), говорят о возрастах менее
нескольких миллионов лет. Возможно, что некоторые из них являются так
называемыми <магнетарами> - сверхзамагниченными нейтронными звездами. Такое
предположение необходимо для объяснения наблюдаемых периодов вращения у трех
звезд из нашей <великолепной семерки>: от 5 до 23 секунд. (Заметим, правда,
что такие же периоды могут иметь и аккрецирующие нейтронные звезды, если
магнитное поле распадалось в процессе их эволюции, на что впервые указали в
своих статьях Джон Ванг в США и Денис Коненков с автором данной статьи в
России в 1997 г. Распад поля магнетара может дополнительно нагревать кору
звезды, и тогда она пробудет горячей дольше звезды с обычным постоянным
полем. Это существенно, если требуется сохранить высокую температуру в
течение нескольких миллионов лет. Возможно, также, что за счет распада
магнитного поля нейтронных звезд доля аккреторов больше, чем мы сейчас
предполагаем, но этот сценарий пока мало исследован и здесь мы не будем его
обсуждать.)

Наши недавние исследования, проведенные в ГАИШ МГУ и университетах Милана,
Падуи и Комо (Италия), показали, что молодые нейтронные звезды могут хорошо
объяснить данные, полученные на спутнике ROSAT. Необходимо только
предположить, что, по крайней мере, локально в пространстве и времени
(несколько сот парсек вокруг Солнца, последние несколько миллионов лет) темп
образования нейтронных звезд был выше, чем это следует из наблюдения
радиопульсаров. Такая локальная флуктуация вполне возможна, например,
благодаря присутствию ассоциации молодых звезд Скорпион-Центавр. Причем,
большинство образовавшихся нейтронных звезд не показывает
радиопульсарной активности.

Таким образом, вполне вероятно, что эти семь ближайших к нам нейтронных
звезд являются продуктами недавних взрывов сверхновых, <надувших> за
последние несколько миллионов лет <пузырь> вокруг Солнца (оговоримся:
Солнечная система не находится в центре локальной каверны, и вообще
существование каверны никак не связано с Солнцем).

На недавние вспышки сверхновых в солнечной окрестности указывают и другие
данные. Например, такие экзотические (для астрономов), как содержание
различных изотопов в антарктическом и гренландском льде! Возможно, эти
вспышки вызывали на Земле серьезные последствия.

Локальное увеличение темпа образования нейтронных звезд может быть связано с
тем, что вокруг нас просто слишком много массивных звезд с возрастом,
подходящим для превращения в нейтронные звезды.

Если посмотреть на карту неба, то можно заметить, что яркие звезды
распределены на ней не равномерно, а концентрируются в некоторую полосу или
пояс. Плоскость этого пояса не совпадает с плоскостью Галактики. Впервые на
такую особенность в распределении звезд обратил внимание американский
астроном Бенджамин Гулд еще в 1879 г. В честь него это образование из ярких
звезд получило название пояс Гулда.

Пояс Гулда наклонен к плоскости Галактики под углом 18 градусов. Он
представляет собой диск, центр которого лежит примерно в 150 пк от Солнца,
диаметр составляет около 750-1000 пк. Возраст пояса Гулда, в состав которого
входит около 60 процентов близких массивных звезд, оценивается в 30
миллионов лет. Это как раз соответствует окончанию жизни наименее массивных
звезд из тех, которые еще могут породить вспышку сверхновой и нейтронную
звезду (звезды класса В5). Учитывая, что количество звезд возрастает с
уменьшением их массы, именно они будут наиболее многочисленными
прародителями нейтронных звезд. Так что их высокий темп образования в
окрестностях Солнца находит изящное естественное объяснение.

Если же темп рождения нейтронных звезд выше не только локально (в поясе
Гулда), но и в Галактике в целом, то это означает, что далеко не все из них
в своей молодости проходят стадию радиопульсара. Это, в свою очередь,
помогает решить несколько других астрофизических задач, например проблему
дефицита радиопульсаров в остатках сверхновых. Хотя вероятнее всего из-за
усиленного звездообразования в окрестностях Солнца 30-60 миллионов лет назад
мы живем в области с повышенным содержанием молодых нейтронных звезд, а в
среднем в Галактике их плотность меньше. Самые близкие нейтронные звезды не
являются радиопульсарами и видны нам только за счет излучения горячей
поверхности. Менее чем через миллион лет они остынут и станут невидимыми для
нас.
Таким образом, на наших глазах меняются представления астрономов о молодых
нейтронных звездах. Пульсар в Крабовидной туманности теряет свой статус
стандартной молодой нейтронной звезды. Может быть б'ольшая часть
новорожденных нейтронных звезд отличается от радиопульсаров, проявляя себя
как аномальные рентгеновские пульсары, источники повторяющихся
гамма-всплесков, слабые рентгеновские источники (как РОСАТовская
<великолепная семерка>) и т.д. Дальнейшие наблюдения в различных
спектральных диапазонах должны окончательно подтвердить или опровергнуть эту
гипотезу.

ЧЕРНАЯ КОШКА В ТЕМНОЙ КОМНАТЕ
Разумеется, кроме нейтронных звезд в солнечной окрестности должны были
образовываться и черные дыры. Они - более редкая финальная стадия жизни
звезды, т.к. требуют для своего появления на свет очень массивного
прародителя. Так что для поиска относительно молодых близких черных дыр
приходится расширять круг <охоты> до 500 парсек вокруг Солнца.

Обнаружить черную дыру непросто. Пока достоверно черные дыры найдены только
в тесных двойных системах и в центральных областях галактик. <Увидеть> их
удалось благодаря мощной аккреции вещества, что приводит к интенсивному
излучению, особенно в рентгеновском диапазоне. Одиночную черную дыру
звездной массы пока никто не нашел.

Одиночная черная дыра может <выдать> себя из-за той же самой аккреции, но
теперь придется довольствоваться веществом межзвездной среды, а его немного,
поэтому светимость будет очень маленькая. Кроме того, эффективность
энерговыделения при аккреции на черные дыры может быть намного меньше, чем в
случае нейтронных звезд. Значит, нужно искать близкие черные дыры, да еще
хорошо бы знать, где искать! Кроме аккреции можно надеяться на какие-то
другие механизмы излучения, или на эффект гравитационного линзирования. Для
таких поисков тоже неплохо иметь информацию о примерном положении дыры.
Но, кажется, есть способ сузить пространство поисков близких одиночных
черных дыр.

Известны так называемые <убегающие> звезды. Это массивные объекты, имеющие
довольно большие пространственные скорости. Причин такого поведения может
быть две: <выброс> звезды из скопления за счет взаимодействия с другими
звездами и разрыв тесной двойной системы после взрыва сверхновой (<эффект
пращи>: звезда вылетает с большой орбитальной скоростью, как камень из
пращи). Остановимся подробнее на втором сценарии, предложенном Адрианом
Блаау около 50 лет назад.

В тесной двойной системе звезды могут вращаться вокруг центра масс с
довольно большими скоростями (сотни км/с). Если в результате взрыва система
теряет более половины массы (а это вполне возможно, т.к. первой взрывается
более массивная звезда: она быстрее эволюционирует), то двойная распадается.
При этом звезды сохраняют орбитальные скорости и разлетаются в разные
стороны. Кроме орбитальной скорости новорожденный компактный объект может
приобрести так называемую <скорость отдачи>, возникающую за счет несимметрии
взрыва.

В ближайших окрестностях Солнца известно более 50 убегающих звезд, как
правило, связанных с активным звездообразованием в области пояса Гулда. Для
некоторых из этих звезд уже предложены соответствующие компактные
объекты-двойники: пульсары и радиотихая нейтронная звезда (одна из
<великолепной семерки>).

Однако, у пяти убегающих звезд массы очень велики, более 35 масс Солнца. Это
дает основания предполагать, что их бывшие компаньоны по тесной двойной
системе после взрыва превратились в одиночные черные дыры. Доля таких звезд
(5 из 56) находится в хорошем соответствии с оценкой относительного числа
нейтронных звезд и черных дыр (примерно 1:10).

У черных дыр скорость отдачи может быть почти нулевой. Это отличает их от
нейтронных звезд, у которых эта скорость в среднем составляет более 200 км/с
и может достигать тысяч км/с! Если скорость отдачи практически равна нулю
(т.е. гораздо меньше орбитальной), то новорожденная черная дыра будет иметь
только орбитальную скорость. Значит, зная направление движения убегающей
массивной звезды, можно сказать, в какую сторону движется черная дыра. Для
этого нужно только знать массы звезд до взрыва и массу сброшенной оболочки
(или массу образовавшейся черной дыры).

Нужно учитывать, что начальная масса первичной (более массивной) компоненты
двойной должна была быть еще больше, чем наблюдающаяся масса вторичного
компонента, т.к. первой взрывается более массивная звезда. В тесной системе
звезды могут обмениваться массой (это, кстати, дает основание для того,
чтобы считать эксцентриситет системы нулевым). Из-за такого перетекания
вещества наиболее вероятной финальной ситуацией (до взрыва) является
равнораспределение по массам. Такая система не распадется после взрыва при
нулевой дополнительной скорости отдачи. Однако, и среди распадающихся
двойных наиболее многочисленными должны быть именно те, у которых массы
компонент наиболее близки.

После того как мы узнали, с какими скоростями звезды разлетелись после
распада двойной, остаются вопросы, откуда они летят и как долго? Продолжая
траекторию убегающей звезды назад, можно найти место ее рождения:
родительское скопление или ассоциацию. Разделив расстояние до скопления на
скорость убегающей звезды, можно получить время, прошедшее с момента взрыва
(строго говоря, необходимо детально промоделировать полет звезды в
гравитационном поле Галактики). После этого нужно посчитать, куда успеет
улететь образовавшаяся черная дыра за время от взрыва до наших дней.

Таким образом, можно примерно определить область пространства, где стоит
искать близкие одиночные черные дыры. Вероятно, они уже есть в архивных
записях спутников ROSAT, CGRO или COS-B. Просто следует посмотреть в нужное
место...

Сто парсек по астрономическим меркам - это совсем немного. До ближайших
нейтронных звезд, а возможно и черных дыр, как говорится, <рукой подать>. В
природе этих компактных объектов остается еще много неясного. Хочется
верить, что исследование наших соседей позволит лучше познакомиться со всем
их удивительным семейством.
--------------------------------------------------