Астронет > Звездные пары

Астронет: С. Б. Попов, М. Е. Прохоров Звездные пары
http://variable-stars.ru/db/msg/1171263

Звездные пары

Сергей Попов, Михаил Прохоров
(ГАИШ МГУ)

Если посмотреть на ясное ночное небо, то легко можно увидеть, что звезды распределены на нем неравномерно. То тут, то там попадаются пары или группы звезд. Но многие звездные пары обманчивы: только на воображаемой поверхности небесной сферы эти звезды расположены одна возле другой, а в космосе, в трехмерном пространстве, они разделены расстояниями в сотни и тысячи световых лет. Даже известные двойные звезды $\epsilon$ Весов, $\epsilon$ Козерога, $\epsilon$ Лиры которые не всякий и разглядит невооруженным глазом, относятся к классу оптических, т.е. "случайных", двойных.

Однако, если посмотреть на небо вооруженным глазом, то многие, кажущиеся одиночными, звезды распадутся на пары, а некоторые, как например $\epsilon$ Лиры, даже на две пары. Это уже физические двойные. Звезды кружатся друг вокруг друга, удерживаемые силами тяготения. Они, как правило, вместе появились на свет (или лучше сказать вместе начали излучать свет), хотя бывают и пары, образовавшиеся в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении (особенно часто это должно происходить в шаровых скоплениях и центральных областях галактик).

А бывают ли еще более тесные пары, которые и в телескоп не разглядишь? Бывают. В этом случае двойственность устанавливается или по переменности блеска (одна звезда может затмевать другую), или по спектру, в котором благодаря эффекту Доплера отражается вращение звезд вокруг общего центра масс. В первом случае звезда называется затменной переменной, а во втором - спектрально-двойной. Например, Мицар является спектрально-двойной звездой. А Алголь - затменной переменной.

Изучение двойных систем очень важно для всей звездной астрофизики, т.к. именно у них можно определять важнейшие параметры звезд. В первую очередь речь идет о массе. Кроме этого, если в системе происходят затмения, то можно построить "карту" звезды или аккреционного диска.

Двойная система Мицар А. (apod 970219)

Среди множества двойных звезд особенно интересны самые близкие пары - тесные двойные системы. В них звезды могут непосредственно взаимодействовать друг с другом.

Двойная система (apod 951226)

ТЕСНЫЕ ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ

Прежде чем начать обсуждение какой-либо проблемы следует договориться о терминах и понять важность обсуждаемого вопроса. Что мы понимаем под тесными двойными системами (ТДС), и почему они удостоились нашего с вами внимания?

Критерием "тесноты" двойной звездной системы является не расстояние между двумя компонентами, а степень взаимодействия между ними. Также и в жизни, вы можете не знать всех своих соседей по лестничной клетке и иметь при этом близких друзей на другом конце города, страны или земного шара. Но, все-таки, чаще наши близкие знакомые действительно живут недалеко от нас.

Двойная система

Вернемся к звездным системам. Например, два красных карлика с массами в 0.2 солнечной, вращающихся на расстоянии 1 а.е. друг от друга, не являются тесной системой, а две очень массивные звезды на такой же орбите будут ТДС (обычно расстояние между компонентами ТДС составляет около $10^{12}$ см, т.е. десятки радиусов Солнца). Два таких карлика будут жить независимо друг от друга, как два Робинзона на разных островах, а сверхгиганты будут активно взаимодействовать друг с другом. Т.о., вместо слова "тесные" мы можем в данном случае смело использовать слово "взаимодействующие". Для всякого Робинзона очень важно найти хоть какого-нибудь собеседника, даже дикаря. Сразу становится не так скучно, ведь практически всем совершенно необходимо общение.

Двойная система - (apod 960228)

Теперь нам понятно, что и жизнь взаимодействующих двойных звезд гораздо интереснее жизни одинокой звезды. Но почему бы не поговорить о тройных, четверных и т.д. системах? Оказывается, что создать систему, в которой друг с другом взаимодействовали бы три и более звезд очень нелегко: система будет динамически неустойчивой, и "лишние" звезды будут выкинуты из нее, или расстояние между компонентами станет настолько велико, что всякое взаимодействие прекратится. Устойчивыми оказываются только так называемые "иерархические" тройные и кратные системы, в которых треться компонента обращается по достаточно широкой орбите вокруг двойной системы (никогда не приближаясь на расстояние меньшее 8-10 радиусов "внутренней" двойной системы). Компонента сама может быть тесной двойной системой. В этом случае тесные внутренние пары "воспринимают" друг друга почти как точечные тела и система оказывается устойчивой. К полученной тройной (или 4-кратной) звезде можно добавить следующий уровень иерархии, который должен быть еще раз в 10 шире и т.д. Реально, как из-за особенностей процесса звездообразования, так и из-за приливного влияния близких звезд, системы высокой кратности никогда не образуются.

Двойная система

По той же причине довольно трудно рассчитывать на обнаружение жизни на планетах, вращающихся вокруг двойных звезд, которые часто любят описывать в научно-фантастических романах. Для появления высших форм жизни необходимы стабильные внешние условия, а это значит, что расстояние от планеты до звезд должно мало меняться. Кроме того, звезды должны давать достаточно много энергии например для роста растений. Оба этих условия редко выполняются в близких двойных системах одновременно.

Итак, мы можем начать разговор о тесных (т.е. взаимодействующих) двойных системах. Вначале немного истории. ТДС стали объектом пристального внимания ученых (и наблюдателей, и теоретиков) лишь во второй половине двадцатого века, а до этого обсуждались лишь строение и эволюция одиночных звезд. И в первой половине ХХ века благодаря работам М.Шварцшильда, А.Эддингтона, Х.Бете и других ученых эта задача была в общих чертах решена (за открытие циклов термоядерных реакций в 1938-39 гг. Х.Бете в 1967 г. была присуждена Нобелевская премия по физике).

Но вот в 50-е гг. на относительно чистом небосклоне астрономии возникло маленькое облачко...

Классическая алголевская кривая ( рис. В.М. Липунова)

Еще в 1669 г. Дж. Монтанари открыл переменность $\beta$ Персея, звезды, получившей в арабской астрономии имя Алголь (глаз дьявола), оставшееся за ней и сейчас. А в 1782 г. Дж. Гудрайк заметил, что блеск Алголя изменяется не случайно, а периодически. Именно с работ Гудрайка можно начать отсчет истории изучения переменных звезд.

Но почему же именно Алголь стал этим облачком? Давайте обратимся к общей картине эволюции одиночной звезды. Эволюция одиночной звезды - это смена источников энергии. Сначала за счет гравитационной неустойчивости из межзвездной среды конденсируется протозвездное облако. Оно уплотняется, температура в его центре растет и, наконец, становится такой высокой, что в центре облака, теперь уже ставшего звездой, загорается водород. Водород после цепочки реакций превращается в гелий. В этом состоянии (которое называется стадией главной последовательности) звезда проводит большую часть своей жизни (около 90%). После исчерпания водорода в центре звезды она попадает в область красных гигантов или сверхгигантов. Водородное топливо сменяется гелиевым, далее могут начать свои превращения более тяжелые элементы вплоть до железа (более тяжелые элементы образуются в результате вспышек сверхновых).

В конце концов, в зависимости от массы, звезда превратится в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Мы упомянули зависимость звездной судьбы от массы. Чем массивнее звезда, тем ярче она светит, и тем быстрее она эволюционирует (хотя запас топлива у массивной звезды больше, но сжигает она его намного быстрее звезды с меньшей массой). Время жизни Солнца - 10 миллиардов лет (из которых половина уже пролетела), а наиболее массивные звезды проходят свой путь за несколько миллионов лет (за этот ничтожный срок никакая жизнь вокруг этих светил появиться, разумеется, не может). Если образуется скопление звезд, то раньше всего уходят с главной последовательности наиболее массивные звезды. И в старых скоплениях вы уже не найдете сверхгигантов, остались только карлики.

Но в системе Алголя, как заметили П.П.Паренаго и А.Г.Масевич, все было не так. Более старой выглядела менее массивная звезда! Возник парадокс Алголя. Именно с этого момента можно начать отсчет изучения ТДС.

Объяснение парадокса было предложено Д.Кроуфордом. Все просто, если предположить, что масса звезды может существенно изменяться в течение ее жизни. Для одиночной звезды это невозможно даже при сильном звездном ветре: 5 или 10 солнечных масс под ковер не спрячешь! А в ТДС - пожалуйста. Мусор можно не заметать под ковер, а свалить в другой комнате. "Лишнюю" массу звезда может "подарить" своей соседке, если они достаточно сильно взаимодействуют.

Для того чтобы понять, когда же начнется обмен веществом, обратимся к более близкому примеру. Давайте ответим на такой вопрос: где заканчивается Солнечная система? Часто отвечают, что за орбитой Плутона или на границе магнитопаузы, но это не так. Она заканчивается там, где притяжение Солнца сравнивается с притяжением других звезд, близких к Солнцу. Вокруг Солнца, т.о., существует некоторая область, в которой именно его вклад доминирует в гравитационном потенциале. Такая же "область влияния" есть и у каждой звезды в двойной системе. Из-за влияния соседки она имеет теперь уже не круглую форму. Чем больше масса звезды, тем она "влиятельнее", тем больше эта область, называемая полостью Роша.

У нас как-бы есть два открытых сообщающихся сосуда. Когда в ходе своей эволюции звезда начинает расширяться, то ее "сосуд" может стать ей тесен, и звезда, как молоко на плите, "побежит". Звезда переполнит полость Роша.

Таким образом, за счет обмена веществом после переполнения полости Роша эволюция ТДС сильно отличается от эволюции одиночной звезды. Ведь в процессе эволюции одиночной звезды сохраняется (мы пренебрегаем здесь потерей массы за счет звездного ветра) важнейший параметр - масса, а в ТДС компоненты могут обмениваться веществом. В зависимости от параметров двойной системы возникают различные объекты.

Напомним, исторически первыми были рассмотрены модели эволюции одиночных звезд. Однако, при рассмотрении только их эволюции мы теряем большое количество информации. Ведь большая часть звезд, как следует из наблюдений, входит в состав двойных и кратных систем, что, по-видимому, является важной особенностью процесса звездообразования. При естественных предположениях во многих компьютерных расчетах образования звезд формируются именно двойные системы. Особенно ясно необходимость учета двойных звезд в эволюционных сценариях была осознана в конце 60-х - начале 70-х годов когда были открыты первые двойные рентгеновские источники и нейтронные звезды (пульсары).

Эволюция звезд в ТДС сильно отличается от эволюции одиночной звезды. В течение эволюции ТДС происходит (возможно неоднократное) перетекание вещества от одного компонента к другому, что может качественно изменить их эволюционный статус. Примером этого служит Алголь, известная двойная звезда в созвездии Персея ("парадокс Алголя"). Образование большинства двойных рентгеновских источников, двойных и миллисекундных радиопульсаров было бы невозможно без обмена веществом, т.к. при взрыве более массивной (и быстрее эволюционирующей звезды) система распалась бы.

Первые работы, посвященные эволюции двойных систем появились в 60-е гг. Пионерские работы Б.Пачинского, А.В. Тутукова, Э. Ван ден Хевела позволили подойти к объяснению эволюционного статуса рентгеновских объектов, но стало ясно, что необходимо рассматривать эволюцию замагниченных вращающихся объектов: белых карликов и нейтронных звезд.

Еще до появления в системе компактного объекта в ней могут происходить очень интересные события. Когда более массивная звезда израсходует практически весь водород, она начнет разбухать и начнет переполнять полость Роша. Газ будет частично захватываться второй звездой, а частично рассеется вокруг, образуя оболочку. Примером такой системы является известная любителям астрономии звезда $\beta$ Лиры. Как раз после окончания этой стадии, когда изначально более тяжелая звезда заметно похудела, наступает стадия Алголя.

Крабовидная туманность (М1). (apod 970207)

Но вот, наконец, в системе образовался компактный объект: белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.

Эволюция тесной двойной системы (PostScript).

Нейтронные звезды и черные дыры образуются обычно после вспышки сверхновой. Нейтронные звезды появляются после взрывов звезд с массой выше примерно 10 масс Солнца, черные дыры - из наиболее массивных звезд (с массой больше 40-60 солнечных масс, эта граница довольно плохо известна и, возможно, кроме массы еще слабо зависит от других параметров предсвехрновой звезды). Из звезд с массами на главной последовательности от примерно 35 до 60 масс солнца скорее всего в разных случаях могут образовываться и нейтронные звезды и черные дыры. Этот вывод, кстати, основан на изучении ТДС. Белые карлики образуются без вспышки из менее массивных звезд, однако, если впоследствии на белый карлик перетечет достаточно вещества с близкой соседки, то он также может превратиться в нейтронную звезду (так в наше время могут образовываться нейтронные звезды в эллиптических галактиках, где практически совсем нет молодых массивных звезд, т.к. мало газа и пыли, из которых они образуются).

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом, после которого от гиганта, во много раз превышавшего размеры нашего Солнца, остается лишь медленно остывающий "труп" - маленький, чрезвычайно плотный быстровращающийся объект. Астрономы называют их нейтронными звездами.

Кольца сверхновой 1987A. (apod 960705)

Сегодня мы знаем, что нейтронные звезды - это чрезвычайно компактные (с радиусом порядка 10 км) звезды, часто обладающие мощным магнитным полем. За счет того, что они состоят почти целиком из нейтронного вещества, удается "упаковать" массу порядка массы Солнца в столь маленький, по астрономическим меркам, шарик. Их существование было предсказано еще в 30-е годы нашего века Л.Ландау сразу после открытия нейтрона в 1932 г. Очень любопытно отметить, что все нейтронные звезды, массы которых известны достаточно точно (они входят в состав двойных радиопульсаров) имеют очень похожие массы от 1.38 до 1.41 масс Солнца.

Нейтронные звезды - одни из самых интересных астрономических объектов с физической точки зрения. Физика нейтронных звезд связана и со сверхтекучестью, и со сверхпроводимостью, т.к. из-за колоссальной плотности в недрах нейтронных звезд (эта плотность порядка ядерной) все необходимые условия для этих "сверх" явлений оказываются выполнены даже при относительно высокой температуре. Важны эти объекты и для физики плазмы, особенно для изучения взаимодействия плазмы с сильным магнитным полем (магнитные поля на много порядков превосходят поля, достижимые в земных лабораториях), и собственно для изучения процессов в сверхсильных магнитных полях. Кроме этого, нейтронные звезды - важнейшие объекты для проверки общей теории относительности. Есть идеи и о "народно-хозяйственном" использовании нейтронных звезд, обладающих очень стабильным вращением, которое никак не зависит, естественно, от процессов, происходящих на Земле, в качестве точных эталонов времени. Остается добавить вклад физики нейтронных звезд в изучение поведения вещества при ядерной плотности и изучение элементарных частиц.

Открытые в 60-е годы радиопульсары довольно быстро были отождествлены с нейтронными звездами (альтернативная гипотеза пульсирующих белых карликов была почти сразу исключена новыми наблюдениями). Чуть позже аналогичная ситуация произошла и с некоторыми из открытых в 70-е годы галактических источников рентгеновского излучения. Всего на сегодняшний день астрономы обнаружили более 1000 таких компактных объектов. Из них большинство являются радиопульсарами, т.е. источниками строго периодических радиоимпульсов (кстати, они являются чемпионами среди астрономических объектов по числу полученных за их исследование Нобелевских премий), а остальные - рентгеновскими или гамма источниками. Соответствуют ли эти цифры действительному количеству нейтронных звезд, находящихся Галактике? Астрономы считают, что на самом деле наш "звездный город" населяет не менее 100-300 млн. таких объектов, ведь за миллиарды лет эволюции Галактики свой жизненный путь успело завершить огромное колличество массивных звезд. Почему же нейтронных звезд найдено так мало? Причина этого кроется в трудностях их обнаружения. Одиночная нейтронная звезда редко выставляет себя на показ, предпочитая космическое отшельничество. Поэтому после их предсказания практически никто и не пытался обнаружить самых маленьких членов звездного семейства в единственном известном тогда оптическом диапазоне.

Зато довольно просто зафиксировать подобный объект, если он является одним из компонентов тесной двойной системы. В таких системах может происходить падение или, говоря по-научному, аккреция на поверхность нейтронной звезды вещества второго компонента. В результате этого возникает мощное рентгеновское излучение, которое мы можем зафиксировать с помощью космических аппаратов, поскольку земная атмосфера в этом диапазоне непрозрачна. Здесь необходимо подчеркнуть, что до недавнего времени все нейтронные звезды, открытые по рентгеновским наблюдениям, входили в состав тесных двойных систем остальные нейтронные звезды рентгеновского неба первоначально обнаруживались по наблюдениям в других диапазонах (удалось зафиксировать рентгеновское излучение от нескольких радиопульсаров, а также от объекта Геминга, открытого по гамма-наблюдениям).

Однако нейтронные звезды могут существовать не только в двойных системах. Во-первых, одиночные нейтронные звезды могут образовываться в результате распада двойной системы. Так, если в процессе вспышки сверхновой взрывается более массивная звезда, и в момент взрыва она теряет более половины суммарной массы всей системы (при круговой орбите), то такая система распадается, и получается две одиночных звезды, одна из которых, та что осталась после вспышки сверхновой, - нейтронная. Во-вторых, изолированная нейтронная звезда может образоваться и в результате "естественной смерти" - взрыва сверхновой - изначально одиночной массивной звезды.

Обнаружить изолированную нейтронную звезду - задача довольно сложная. Ведь при диаметре всего в 20 км, заметить, например, тепловое излучение такого объекта, даже если он имеет большую температуру, с расстояния более одного килопарсека практически невозможно, по крайне мере сегодня. Однако не стоит думать, что эти экзотические объекты навсегда скрылись от нашего взора в глубинах Галактики. В последнее время астрономы, кажется, нашли способ их обнаружения.

Одиночная нейтронная звезда (указана стрелкой). Несмотря на возможности Космического Телескопа имени Хаббла в видимом свете нейтронная звезда выглядит просто слабенькой звездочкой. (apod 981128)

Увидеть одиночную нейтронную звезду на большом расстоянии можно практически только на двух стадиях ее эволюции. Наиболее известна так называемая стадия эжекции, когда, говоря упрощенно, излучение быстро вращающейся нейтронной звезды (электромагнитное излучение или ветер релятивистских частиц) не позволяет веществу падать на ее поверхность, и тогда мы можем наблюдать ее в виде радиопульсара. Но, увы, стадия радиопульсара относительно непродолжительная. Да еще не при всяком расположении пульсара относительно Земли мы сможем зафиксировать его радиоизлучение. Пульсар излучает несимметрично. И луч может проскальзывать мимо Земли. По этой причине мы не видим более половины пульсаров, из тех что принципиально доступны нашим наблюдениям (ожидается, что во втором десятилетии 21 века благодаря километровой системе радиотелескопов - SKA - мы сможем наблюдать все радиопульсары, направленные на нас). Если молодая звезда обладает экстремально сильным магнитным полем, порядка гаусс, то такой объект, "магнетар", может быть обнаружен по мягким гамма-всплескам, а также, вероятно, как рентгеновский источник. Однако, однозначного доказательства существования таких объектов пока нет, хотя есть несколько хороших кандидатов - источники мягких повторяющихся гамма-всплесков и т.н. аномальные рентгеновские пульсары, у подавляющего большинства которых не обнаружена звезда-соседка.

Гораздо заманчивее увидеть одиночную нейтронную звезду на стадии аккреции, которая может занимать значительную часть ее эволюции, если звезда не движется с очень большой скоростью. На этой стадии веществу практически ничто не мешает падать на ее поверхность. Различные процессы, сопровождающие это падение, и "выдают" нейтронную звезду. Но откуда взяться веществу, ведь звезда одиночная, а не двойная? Ответ на этот вопрос не так уж и сложен. Ибо не стоит забывать, что космос - это не пустота. Все пространство между звездами заполнено газом и пылью. Таким образом, межзвездная среда вполне может стать источником вещества необходимо для аккреции вещества на нейтронную звезду. Идея об аккреции вещества межзвездной среды на нейтронные звезды, как, впрочем, и на черные дыры, обсуждается учеными уже достаточно давно. Но только в 90-е годы в связи с тем, что современные рентгеновские спутники типа ROSAT вполне смогли бы обнаружить такие объекты, этот механизм энерговыделения стал привлекать все большее внимание астрофизиков.

Сейчас с помощью спутника ROSAT обнаружено несколько кандидатов в одиночные аккрецирующие нейтронные звезды, и вопрос требует детального исследования и новых наблюдений.

Как показывают расчеты, особенно яркие источники подобного типа должны наблюдаться при пролете нейтронных звезд сквозь молекулярные облака, так как именно в них плотность межзвездного вещества наибольшая. При этом, в зависимости от скорости движения звезд относительно облака, а также от его плотности аккреция может принимать весьма интересные формы. Например, если скорость движения нейтронной звезды относительно окружающего ее вещества будет достаточно мала, порядка нескольких километров в секунду, а само облако будет иметь высокую концентрацию (порядка $10^{2}-10^{4}$ $cм^{-3}$ ), то возможно появление режима так называемой сверхкритической аккреции с образованием выбросов типа струй, что наблюдаются у объекта SS 433 и у некоторых молодых звезд. Немного отвлекаясь от темы, заметим, что знаменитый Великий Аннигилятор (1Е 1740.7-2942), кандидат в черные дыры, наблюдаемый в центральной области Галактики, может быть также объяснен сверхкритической аккрецией вещества плотного молекулярного облака на изолированную черную дыру. В результате чего у него и образуются наблюдаемые струи, а также мощное жесткое рентгеновское излучение. Поговорим о нем немного подробнее.

Другой своеобразный случай аккреции на нейтронную звезду при ее попадании в молекулярное облако связан с тем, что магнитное поле (при быстром вращении) может в течении некоторого времени удерживать вещество от падения. В таких условиях вокруг нейтронной звезды может образоваться оболочка. Когда масса оболочки станет слишком большой, магнитное поле и вращение не смогут больше удерживать плазму, и она упадет на поверхность нейтронной звезды. Затем процесс повторяется. При этом она становится периодическим источником рентгеновского излучения. У астрономов в этом случае надежды увидеть такой объект гораздо больше, так как в нем энергия выделяется в относительно мощном импульсе, который легче зарегистрировать, хотя сами такие объекты должны встречаться гораздо реже обычных аккрецирующих одиночных нейтронных звезд. На поверхности нейтронной звезды могут происходить еще и вспышки другого типа, связанные с термоядерными реакциями в накапливающемся на поверхности веществе, но их мощность примерно в 10 раз ниже, чем у вспышек из-за падения этого вещества на поверхность (такие объекты наблюдаются в тесных двойных системах и называются "барстеры").

Кстати, при вхождении нейтронной звезды в плотное молекулярное облако может произойти один интересный эффект (он несколько похож на эффект гистерезиса), впервые отмеченный еще в 70-е годы российским астрономом В. Шварцманом. Если нейтронная звезда на стадии пульсара (эжекции) влетает в молекулярное облако, то эта стадия сменяется стадией аккреции, так как падающее на поверхность звезды вещество просто "задавит" пульсар. А после вылета нейтронной звезды из облака пульсар может уже не появиться вновь, так как теперь вещество подобралось настолько близко к его поверхности, что "раскидать" его, с помощью магнитного поля например, будет не так-то просто. Если бы мы могли с вами взглянуть на нашу Галактику со стороны, да так, чтобы нам были видны только нейтронные звезды, то те из них, что аккрецирует вещество молекулярных облаков, будут в основном распределены в кольце на расстоянии порядка 5-7 кпк от ее центра. Это связано с тем, что здесь плотность межзвездной среды имеет максимум, также как и распределение нейтронных звезд, которое имеет торообразную форму с максимумом примерно в той же области Галактики.

Магнетар - нейтронная звезда со сверхсильным магнитным полем. (apod 980527)

Сколько же всего одиночных нейтронных звезд расположено в близкой окрестности нашего Солнца? По различным оценкам их число составляет несколько тысяч. Но почему мы их не видим? Это связано с тем, что светимость таких рентгеновских источников невелика, и составляет всего $10^{31}$ эрг/сек, если аккреция происходит из межоблачной среды. В плотном же молекулярном облаке светимость изолированной звезды может достичь $10^{36}$ эрг/сек. В этом случае необходимо учесть, что она будет зависеть не только от внутренних параметров межзвездной среды и нейтронной звезды, но от их относительной скорости, так как светимость будет обратно пропорциональна ее кубу (чем меньше скорость, тем выше светимость). Однако, вероятность небольших скоростей, порядка 20-40 км/сек и ниже, очень мала. Дело в том, что из-за асимметрии взрыва сверхновой нейтронные звезды должны в среднем обладать очень большими скоростями: порядка 200-300 км/с. Кроме этого, при разрушении ТДС в момент взрыва сверхновой у новорожденной нейтронной звезды остается еще и орбитальная скорость (этот феномен удачно называют ``эффект пращи''). Поэтому основная масса изолированных нейтронных звезд будет наблюдаться как очень слабые объекты или же просто останется на стадии эжекции, "недойдя" до аккреционной стадии .

ЗООПАРК ТЕСНЫХ ДВОЙНЫЕ СИСТЕМ

Мы познакомимся с несколькими типами ТДС: новыми и новоподобными звездами, симбиотическими звездами, рентгеновскими пульсарами и некоторыми другими. Начнем по порядку и рассмотрим вначале системы с белыми карликами.

Обычно системы, содержащие белые карлики, проявляют вспышечную активность, в них происходят взрывы, катаклизмы. Поэтому их и назвали катаклизмическими. К ним относятся новые, повторные новые, карликовые новые и некоторые другие типы.

Вспышка новой - колоссальное событие. Блеск звезды возрастает примерно на 13 звездных величин (как, например, у DQ Her, вспыхнувшей в 1934 г.). Такие системы состоят из красного карлика и белого карлика (красный карлик это обычная звезда главной последовательности вроде нашего Солнца или меньшей массы). Их орбита чрезвычайно мала (около 1 $R_{\odot}$ - солнечного радиуса), благодаря чему становится возможным взаимодействие между маломассивными звездами.

Дисковая аккреция на замагниченную нейтронную звезду или белый карлик (Аккретор) ( рис. В.М. Липунова)

К повторным новым относят системы с временем повторения вспышек в несколько десятков лет и возрастанием блеска примерно на 7 звездных величин (как у T Северной короны).

И, наконец, к карликовым новым (или новым типа U Близнецов) относят системы с периодичностью вспышек около 100 дней и возрастанием блеска примерно на 5 звездных величин.

Как же происходят вспышки? Вещество красного карлика перетекает на белый карлик, создавая водородную оболочку. Некоторое время водород просто накапливается. Но вот наступают условия, при которых возможно термоядерное горение водорода (достаточно высокие плотность и температура). Происходит гигантский взрыв! Этот взрыв космической водородной бомбы мы и наблюдаем как вспышку новой одного из типов. К счастью, эти взрывы никому не приносят вреда и позволяют узнать много нового о физике подобных систем.

Когда проводится какая-нибудь классификация, то всегда находятся объекты, с трудом ей поддающиеся. Для них нужно приспособить специальную мусорную корзину (но просто так не выкидывать, там может оказаться самое интересное!). В течении некоторого времени такой корзиной был класс симбиотических звезд.

В их спектрах наблюдались и линии, свидетельствующие о высокой температуре, и молекулярные линии, которые могут образовываться лишь при достаточно низкой, по звездным меркам, температуре. Оказалось, что за высокотемпературные линии несет ответственность белый карлик, а за низкотемпературные - красный гигант. К этим системам относится, например, CH Лебедя, в которой происходят мощные вспышки, и удивительный объект MWC 560. В нем наблюдается движение вещества со скоростью до 6000 км/сек. Причем, за достаточно короткое время эта скорость может уменьшится до нуля. В природе симбиотических звезд остается еще много загадок.

Характерной чертой астрономии второй половины ХХ века является ее всеволновой характер. Наблюдения в разных диапазонах электромагнитного спектра позволили открыть множество уникальных объектов: радиогалактики, квазары, пульсары, струи у молодых звезд и многое другое. Изучение ТДС получило мощную наблюдательную поддержку после начала наблюдений в рентгеновском диапазоне. В 1970 г. был запущен спутник UHURU. С помощью простейших детекторов рентгеновского излучения, установленных у него на борту, были открыты многие двойные рентгеновские системы.

Давайте разберемся, благодаря чему возникает феномен рентгеновских двойных. Мы уже говорили о некоторых ТДС, но они к рентгеновским не относятся. Что же надо заменить, чтобы основная часть энергии уносилась жесткими квантами? Надо заменить компактный объект! Камень, падающий в яму глубиной 10 м, и камень, падающий в шахту глубиной 1000 м, имеют в момент удара очень разную кинетическую энергию. Нейтронные звезды и черные дыры как раз и являются такими глубокими шахтами, в которых вещество разгоняется гравитационным полем до больших скоростей, а затем при торможении высвечивает свою энергию. 1 г. вещества, падающий на нейтронную звезду или черную дыру, дает около $10^{20}$ эрг, а при падении на БК "всего лишь" около $10^{17}$ эрг. Эти числа легко получить самому. Для этого запишем формулу для потенциальной энергии единицы массы вещества:

Здесь

масса и радиус тела,

- гравитационная постоянная. Подставив характерные параметры компактных объектов, получим приведенные выше оценки.

Ясно, что системы с нейтронными звездами или черными дырами будут мощными источниками. Но почему рентгеновскими? Поясним это.

Когда вы идете за небольшими покупками, то удобнее иметь при себе мелкие купюры. Когда же нужно иметь при себе большую сумму, то лучше воспользоваться наиболее крупными купюрами, чтобы не носить чемодан вместо кошелька. Точно также, когда есть много энергии, тело нагрето до высокой температуры, то энергию удобнее излучать более энергичными квантами. Именно поэтому при нагревании кусок металла становится из красного белым, и голубые звезды гораздо горячее желтых.

Энергия кванта считается по следующей простой формуле:

где $\nu$ и $\lambda$ - частота и длина волны излучения, - постоянная Планка, - скорость света. Также известно, что энергия частиц газа пропорциональна температуре:

Поэтому более горячий газ излучает волны с большей частотой, а следовательно с меньшей длиной волны.

Каждый рентгеновский квант энергии в тысячи раз "больше", чем квант видимого света, и в миллиарды раз "больше", чем радиоквант. Поэтому при аккреции вещества на НЗ или ЧД мы регистрируем рентгеновское излучение (для появления существенного гамма излучения температура не достаточно высока).

В зависимости от параметров ТДС возникают источники самых разных типов: рентгеновские пульсары и барстеры (вспыхивающие рентгеновские источники), маломассивные двойные рентгеновские источники. Рентгеновский источник может образоваться и в системе белого карлика. Если при аккреции вещества слишком много, то оно будет выбрасываться из системы в виде двух струй, как у знаменитого объекта SS433. Как уже было сказано, возможна аккреция на одиночные белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры, когда они находятся в достаточно плотной межзвездной среде. Мы же здесь особое внимание уделим рентгеновским пульсарам и кандидатам в черные дыры.

Рентгеновские пульсары были открыты с борта спутника UHURU группой Э.Шреера (E.Schreier) в 1972 году. Сейчас известно уже четыре с лишним десятка рентгеновских пульсаров. Это не мало (хотя радиопульсаров, например, примерно в 25 раз больше). Поэтому открытие нового объекта этого типа не всегда вызывает бурную реакцию специалистов, работающих в этой области. Но иногда открываются совершенно удивительные источники.

Нейтронная звезда в тесной двойной системе. Так художник изобразил аккреционный диск вокруг компактного объекта. (apod 980723)

Рентгеновские пульсары - это тесные двойные системы, состоящие из нейтронной звезды и ее "нормальной", т.е. некомпактной, соседки. При попадании ее вещества на нейтронную звезду выделяется большое количество энергии, которая излучается, в основном, в жестких (УФ, рентгеновском, гамма) диапазонах спектра. Причем излучение обладает четкой периодичностью. Наблюдаются отчетливые импульсы с периодами от долей секунды до десятков минут. Возникновение этой периодичности связано с вращением нейтронной звезды. Периодичность - очень "полезное" свойство. Из всех измеряемых нами характеристик те из них, которые связаны со временем, определяются наиболее точно. Хорошие часы - безусловно большое завоевание технической цивилизации! Т.о., поскольку период и его изменения (т.е. временные параметры источников) являются наиболее точно определяемыми характеристиками, изучение рентгеновских пульсаров дает много важной информации о поведении тесных двойных систем с аккрецией.

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

Открытие черных дыр шло в несколько этапов: впервые их, чисто формально, как объекты для которых вторая космическая скорость больше скорости света, предсказали в конце 18 века (это сделали Мичелл в Англии и Лаплас во Франции). В 1916 году, практически сразу после того, как Эйнштен создал общюю теорию относительности Карл Шварцшильд нашел решение уравнений Эйнштейна для ``точечного'' сферически симметричного тела - это было второе открытие черных дыр. Решение Шварцшильда было стационарным и описывало вечно существующую черную дыру, при этом процесс образования черных дыр из обычных тел оставался совершенно неясен. В 1939 году Оппенгеймер и Снайдер расчитали коллапс облака пыли до его превращения в черную дыру. Это было третье открытие черных дыр. Само название "черная дыра" появилось в 1968 году. Его в популярной статье ввел Уиллер, и оно мгновенно прижилось, заменив собой использовавшиеся до того термины "коллапсар" или "застывшая звезда".

Все перечисленные открытия были теоретическими, а вот с открытием реальных черных дыр в космосе ситуация более сложная. Еще в 1971 году была оценена масса компактного объекта в одном из наиболее ярких рентгеновских источников Cyg X-1. Это было сделано именно для двойной системы, т.к. в них мы можем определять массы звезд, пользуясь законом Всемирного тяготения. Если мы сможем измерить из наблюдений орбитальные параметры системы, то всегда можно получить ограничения на массу, т.к. движение компонент происходит под действием их гравитации, определяемой только массами. Масса невидимого объекта в Cyg X-1 оказалась больше 3M $_{\odot}$ - наибольшей возможной для нейтронных звезд (и тем более для белых карликов) массы. Обычная звезд, которая может иметь такую массу, не вмещалась в систему Cyg X-1 по размеру. Остается только черная дыра. Но точность измерения массы компактного объекта была не слишком велика, кроме того оставались и другие возможности объяснить массу системы и невидимый компонент Cyg X-1 назвали "кандидатом в черные дыры". Сегодня подобных кандидатов известо уже 12, Cyg X-1 переместился с первого места в этом списке на одно из последних. Сейчас 99% астрономов считают, что черные дыры уже реально открыты, но 1% сомнений остается, и Нобелевская премия за открытие черных дыр еще не вручена.

Чрезвычайно интересно было бы открыть систему черная дыра плюс радиопульсар. Эволюционные расчеты тесных двойных систем показывают, что обнаружении такой удивительной пары в ближайшие несколько лет является довольно вероятным событием. По наблюдениям излучения пульсара в те моменты, когда его излучение проходит вблизи черной дыры, можно было бы попытыться найти эффекты вызванные сильными гравитационными полями черной дыры и таким образом строго доказать их существование.

Другим местом, в котором астрофизика вплотную приблизилась к открытию черных дыр, являются ядра галактик, особенно активных галактик. В некоторых из них (причем достаточно во многих) по движению звезд наблюдается присутствие очень массивного (-M $_\odot$ ) и компактного объекта. Но оптическое разрешение лучших сегодняшних телескопов (даже космического телескопа имени Хаббла) не позволяет отличить черную дыру от очень плотного звездного скопления. Хотя наша Галактика не относится к активным, но черная дыра с массой около миллиона масс солнца может быть и в ее центре. Черные дыры в центрах галактик "питаются" межзвездной средой и звездами, разрывая их приливными силами. Причем, и там они могут образовывать двойные системы. Например при слиянии двух галактик с черными дырами в их центральных областях может возникнуть монстр сразу с двумя черными дырами. Представьте себе чудовищную систему из двух сверхмассивных черных дыр, на которые идет аккреция!

Черные дыры были предсказаны как объекты, у которых вторая космическая скорость больше или равна скорости света, т.е. в ньютоновской теории объект имеющий начальную скорость равную скорости света, не может покинуть поверхность. Из этого простого условия легко получить характерный, т.н. гравитационный, радиус:

Для массы солнца, $2\cdot10^{33}$ г, получаем оценку гравитационного радиуса порядка 3 км. На самом деле в Ньютоновской теории такой результат может быть получен только формально, так как в ней могут существовать движения со скоростями выше скорости света. Реально черные дыры были предсказаны в общей теории относительности Эйнштенйа, однако формула для гравитационного радиуса в обоих теориях оказалась одной и той же.

Как видно из формулы, черную дыру можно получить или сильно сжав объект при неизменной массе (например наше солнце до 3 км), или существенно увеличив его массу при постоянном радиусе. "Звездные" черные дыры образуются путем сжатия, когда массивная звезда, исчерпав источники энергии, падает "сама в себя". Давление не может противодействовать силам гравитации, и они схлопывают звезду, исчерпавшую источники энергии.

Можно определить черную дыру, как область пространства-времени, из которой невозможно никакое сообщение с внешней по отношению к ней Вселенной. У черной дыры нет поверхности как таковой, но есть граница, напоминающая мембрану, называемая "горизонт событий". Для невращающейся незаряженной черной дыры размер горизонта и определяется написанной выше формулой для гравитационного радиуса.

Как и всякое массивное тело черная дыра отклоняет световые лучи, проходящие вблизи нее. Но, обладая очень сильным гравитационным полем, черная дыра и лучи отклоняет чрезвычайно сильно. Поэтому, если близко от нас на луче зрения оказалась бы черная дыра, то вся открывающаяся перед нами картина ужасно исказилась бы, а в центре зияла самая настоящая черная дыра.

С одной стороны черные дыры являются очень сложными объектами. Для их описания необходимо применять Общую теорию относительности. Кроме того, т.к. никакая информация не может попасть из дыры наружу, то мы не имеем никаких наблюдательных данных о внутренней структуре черных дыр. Мы не знаем, что произойдет с веществом, после того как оно пересечет горизонт событий, кроме того, что вещество будет продолжать падать и падать (при этом любой предмет при подлете к черной дыре будет разорван приливными силами). Временные и пространственные координаты как бы меняются местами, и вещество движется в центр черной дыры к сингулярности, как мы в обычном пространстве непрерывно двигаемся во времени вперед в будущее.

Что мы увидим, если на луче зрения окажется черная дыра? Эти две рассчитанные на компьютере картинке дают ответ. (apod 970105)

Уравнения Эйнштейна, и вообще все "стандартные" уравнения современной физики в перестают действовать вблизи центра черной дыры. Для описания самых внутренних частей черной дыры необходима квантовая теория гравитации, которая пока еще далека от завершения.

С другой стороны, черные дыры являются чрезвычайно простыми. Для их описания необходимо всего три параметра: масса, вращение (момент количества движения), электрический заряд. Знание этих характеристик дает вам полную информацию о черной дыре. Все остальное "упало внутрь" или излучилось при образовании черной дыры. Такую потерю свойств описывают образным высказыванием: "черные дыры не имеют волос".

Более того на расстоянии значительно большем гравитационного радиуса черные дыры проявляют себя просто как очень компактные массивные тела, т.к. влияние их вращения убывает быстрее, чем сила притяжения, а электический заряд у черных в космической среде не может быть большим. Таким образом черная дыра является прекрасной моделью материальной точки, если только не приближаться к ней слишком близко.

Всего в нашей должно быть Галактике около черных дыр, но обнаружить одиночную ЧД практически невозможно. Нужен какой-то тестер. И в 60-е гг. Я.Б.Зельдовичем и Э.Солпитером была высказана идея, что черные дыры могут обнаруживать себя при аккреции, т.е. при падении вещества в черную дыру. Идеальным местом для мощной аккреции служат ТДС, где вещество может перетекать с одной звезды на другую.

ГРАВИТАЦИОННЫЕ ВОЛНЫ И ГАММА-ВСПЛЕСКИ

Кроме замечательных ТДС, в которых одним компаньоном является черная дыра, а другим - нейтронная звезда - радиопульсар (такие системы еще не открыты, но должны существовать) существуют другие типы двойных систем, состоящие из двух компактных объектов (нейтронных звезд или черных дыр). Это чрезвычайно важные системы и за открытие и исследование первой из них (тейлоровского пульсара) в 1993 г. Дж. Тейлору и Р. Халсу была вручена Нобелевская премия по физике. В таких системах можно проверить множество тонких эффектов общей теории относительности. И теория с блеском выдержала все испытания (в частности фактически доказана существование гравитационных волн по наблюдениям сближения нейтронных звезд в этой системе). Проверка теории оказалась возможной благодаря тому, что радиопульсар представляет собой очень точные часы: массивный объект вращается с огромной скоростью, так что скорость его поверхности достигающей 10% скорости света на экваторе. И эти часы движутся по орбите вокруг второй нейтронной звезды, также создающей сильное гравитационное поле. Кроме того, системы из двух нейтронных звезд могут иметь отношение к объектам, возможно еще более загадочным чем сами черные дыры. Это источники гамма-всплесков.

В ходе своей эволюции два компактных объекта в ТДС должны сближаться, излучая в соответствии с общей теорией относительности гравитационные волны (что и наблюдается у тейлоровского пульсара). Ясно, что когда-то два сближающихся компактных объекта должны слиться. Сейчас известно три системы, в которых слияния произойдут за время меньше хаббловского, т.е. меньше $\sim 10$ миллиардов лет. Этот процесс должен идти с выделением огромной энергии порядка $M_{\odot}c^2$ . Скорее всего при этом также происходит гамма-всплеск.

Сейчас заканчивается строительство нескольких крупных детекторов гравитационных волн (это проекты LIGO (США), VIRGO (Италия-Франция), TAMA (Япония) и GEO600 (Германия)). Эти установки позволят открыть еще одно - гравитационно-волновое - окно во Вселенную. Детекторы гравитационных волн - одни из самых дорогих физических приборов за всю историю человечества. Поэтому неудивительно, что все связанное с этими исследованиями получает мощную поддержку и, следовательно, активно развивается. Создан даже специальный проект Большого Вызова для компьютерного моделирования слияний двойных черных дыр и нейтронных звезд: численные модели вообще чрезвычайно распространены в астрофизике в связи с ограниченными возможностями для прямого эксперимента (см. статью о численном эксперименте в журнале "Урания").

Для успешной регистрации слабого сигнала на фоне шума необходимо иметь возможно лучшее представление о форме искомого сигнала. Поэтому, чтобы миллиардные затраты не пропали зря, можно потратить некоторое время и деньги на исследование слияния двойных компактных объектов.

Расчеты осложняются необходимостью учета эффектов общей теории относительности. Поэтому вычисления проводятся в некоторых приближениях, более или менее достоверно описывающих реальность. Можно рассчитывать, что еще до регистрации сигнала его форма станет с достаточной точностью известна благодаря компьютерному моделированию.

Выше мы видели, что нейтронная звезда или черная дыра представляет собой очень глубокую "гравитационную яму". И "бросание" одно компактного объекта на другой должно приводить к колоссальному выделению энергии, значительная часть которой уносится гравитационными волнами. Таким образом, во время слияния практически одновременно должны наблюдаться всплеск гравитационных волн и гамма-всплеск.

Гамма-всплески были открыты в 60-е гг. с американских военных спутников Vela. Вообще-то эти спутники были преднажначены для обнаружения атомных испытвний. Они были такими чувствительными, что смогли бы зарегистрировать такой взрыв не только на Земле, но и на Луне и даже на Марсе. И соответствующие короткие вспышки гамма-излучения были обнаружены, причем шли они из открытого космоса и более того из таких мест, где не было никаких особенных объектов! В течение трех десятков лет не удавалось увидеть всплеск в других диапазонах спектра, и источники всплесков оставались абсолютной загадкой. (Точность определения положения источника всплеска в гамма диапазоне невелика, обычно это один или несколько градусов. В такую большую область попадают десятки тысяч звезд и галактик.) Модели предложенные для объяснения гамма-всплесков включали в себя все: объекты в Солнечной системе, нейтронные звезды диска нашей Галактики, первичные черные дыры, мощные взрывы в других галактиках, распады тяжелых частиц и т.д. и т.п. Не помогла и статистика - более 1000 известных сегодня гамма-всплесков распределены по небу совершенно равномерно, среди них не выделяется ни одно из известны направлений: центр или плоскость Галактики, направление на ближайшие галактики - Магеллановы облака и Туманность Андромеды и т.д. Но вот в 1997 на спутнике BeppoSAX удалось увидеть послесвечение гамма-всплеска в рентгеновском диапазоне. Благодаря более высокой точности определения координат рентгеновского источника по-сравнению с гамма-источником (это связано со спецификой аппаратуры) удалось увидеть послесвечение и в оптической части спектра. И наконец в январе 1999 г. впервые удалось увидеть сам всплеск в оптическом диапазоне! Оказалось, что взрывы происходят в далеких галактиках. Измеренные красные смещения гамма-всплесков оказались равными $\sim 1-4$ . Это очень далекие объекты! Энергия взрыва может достигать $3 \cdot 10^{54}$ эрг. Такое гигантское значение ставит проблемы перед теоретиками, которые еще предстоит разрешить. Кроме гипотезы сливающихся компактных объектов рассматривается идея гиперновой - взрыв массивной звезды.

Карта распределения космических гамма-всплесков по наблюдениям BATSE.

Т.о. одна из самых интригующих загадок в астрофизике конца 20 века - гамма-всплески - также, скорее всего, связана с ТДС. Так это или нет на самом деле покажут будущие исследования. Но ТДС еще очень долго в самых разных своих проявлениях будут находиться на переднем крае астрофизики.

Звездные струи. Объект HH-47. (apod 951012)