Барстеры

БАРСТЕРЫ - вспыхивающие рентг. источники с периодом повторения вспышек от неск. часов до неск. дней, обнаружены в 1975 г. методами внеатмосферной рентгеновской астрономии. Примеры записей рентг. излучения от двух Б. приведены на рис. 1, а и б. Все обнаруженные до сих пор Б. (свыше 50) имеют вспышки, похожие на те, что приведены на рис. 1,а. Эти же вспышки изображены схематически на рис. 1, в. Характерная энергия фотонов рентг. излучения Б. 1-20 кэВ. Из 50 известных Б. 6 обнаружены в центральных областях наиболее богатых шаровых звёздных скоплений. Большинство Б. расположено в пределах 30^о от направления на галактический центр, что свидетельствует о принадлежности их к сферич. подсистеме Галактики. Следовательно, ср. расстояние до Б. порядка расстояния до центра Галактики ( ~10 кпк), что позволяет оценить абс. светимость Б. во время вспышки (~10³⁸ эрг/с) и полную энергию, излучённую за это время в рентг. диапазоне (~10³⁹ эрг). Наблюдения показали, что Б. между вспышками явл. медленно меняющимися рентг. источниками со ср. светимостью ~10³⁶-10³⁷ эрг/с. Интервал между вспышками не остаётся постоянным, он меняется в пределах 30-50%. При увеличении ср. светимости время между вспышками уменьшается, и при достижении нек-рой критич. светимости (~10³⁷ эрг/с) вспышки вообще исчезают. Спектр излучения во время вспышки близок к спектру излучения абсолютно чёрного тела с темп-рой > 6 кэВ (>7 ^.10⁷К). Зная поток энергии и расстояние до Б., можно, воспользовавшись Стефана - Болъцмана законом излучения, оценить размер излучающей области ("горячего пятна") ~10 км. Во время вспышки размер горячего пятна меняется слабо, а сама вспышка есть результат кратковременного повышения темп-ры этого пятна. Размер горячей области и светимость источника свидетельствуют о том, что Б. является аккрецирующей нейтронной звездой солнечной массы.

Рис. 1. Запись вспышек рентгеновского излучения барстеров: а - запись пяти вспышек 1-го типа обычного барстера МХВ 1636 - 1653 в трёх интервалах энергии фотонов; б - серия вспышек быстрого бар-стера МХВ 1730 - 335 (среди частых вспышек отмечена одна 1-го типа); в - схематическое представление записи интенсивности излучения от обычного рентгеновского барстера (вспышки 1-го типа).

Согласно наблюдениям, энергия, излучаемая Б. между вспышками, примерно в 100 раз превосходит энергию, излучаемую во вспышках: n₂Dt₂ > 100 n₁Dt₁ (см. рис. 1, в). Примечательно, что это отношение практически совпадает с отношением гравитационной энергии вещества на поверхности нейтронной звезды (10²⁰ эрг/г) к энергии, выделяемой при термоядерном сгорании гелия (10¹⁸ эрг/г). Поэтому естественно предположить, что между вспышками излучается гравитац. энергия аккрецируемого нейтронной звездой вещества (см. Аккреция), а во время вспышки - ядерная энергия от сгорания гелия. Т. о., особенности излучения Б. теория объясняет повторяющимися термоядерными гелиевыми вспышками в вырожденной оболочке аккрецирующей нейтронной звезды, находящейся в двойной системе. Вторая звезда обладает массой . Она заполняет свою полость Роша и обеспечивает нейтронную звезду веществом, богатым гелиевым ядерным топливом.

Рис. 2. Структура оболочки аккрецирующей нейтронной звезды - модель барстера (масштаб не выдержан).

Расчёты показали, что вещество, аккрецируемое нейтронной звездой, накапливается в течение неск. часов на её поверхности в виде слоя толщиной ~ 10 м и поверхностной плотностью ~10⁹г /см² (рис. 2).

Охлаждение за счёт излучения богатой ядерным топливом оболочки столь эффективно, что, несмотря на сжатие в мощном гравитац. поле нейтронной звезды, оболочка остаётся сравнительно холодной. Ядерное горение на этой стадии невозможно. Но по мере накопления вещества в вырожденной оболочке (см. Вырожденный газ) его темп-pa повышается. Водород начинает гореть, когда масса оболочки достигает определённой величины, зависящей от скорости аккреции и массы нейтронной звезды. Время горения водорода ~10⁵ с, так что его горение не может объяснить коротких вспышек Б. Но горение водорода и продолжающаяся аккреция ведут к дальнейшему повышению темп-ры Т оболочки и при Т > 3^.10⁸К начинает гореть гелий с выделением энергии ~10¹⁸ эрг/г. Горение гелия в вырожденной оболочке имеет самоускоряющиися характер, поскольку давление вырожденного вещества не зависит от темп-ры. Поэтому выделение энергии при горении гелия и соответствующее повышение Т приводит не к расширению слоя и его охлаждению, а к дальнейшему росту энерговыделения и темп-ры. В результате накопленный между вспышками гелий в количестве ~10²¹ г сгорает за неск. секунд. Т. о., механизм вспышек Б.- термоядерный взрыв - полностью аналогичен механизму вспышек новых звёзд. Однако сброс оболочки Б. невозможен из-за большой энергии связи вещества на поверхности нейтронной звезды. Численный расчёт показал, что теоретич. кривая блеска хорошо согласуется с наблюдаемой. Исчезновение вспышек при повышении средней яркости Б., а следовательно, и скорости аккреции, объясняется снятием вырождения вещества оболочки и установлением стационарного горения гелия.

Обнаружен один Б. (МХВ 1730-335), называемый обычно быстрым, к-рый демонстрирует два типа вспышек (рис. 1, б). Непрерывная серия вспышек с частотой повторения ~100 с (вспышки 2-го типа) прерывается раз в 3-4 ч обычной вспышкой (1-го типа). Интервал между вспышками 2-го типа медленно меняется от 20 до 400 с. Энергия, излучаемая этим Б. во вспышках 2-го типа, примерно в 100 раз превосходит энергию, излучаемую во вспышках 1-го типа. Напомним, что отношение энергии, излучаемой обычным Б. между вспышками, к энергии вспышек - такого же порядка. Поскольку между вспышками излучается гравитац. энергия аккрецируемого вещества, аккреция, как показывает пример быстрого Б., может быть нестационарной. При этом вещество (~10¹⁹ г), накопленное, вероятно, в аккреционном диске около нейтронной звезды за ~100с, присоединяется к ней за неск. секунд вследствие наступления какой-то неустойчивости. Масса и темп-pa оболочки быстрого Б., как и обычного, постепенно увеличиваются, и раз в неск. часов происходит быстрое сгорание гелия, проявляющееся, как обычная вспышка. Следовательно, св-ва быстрого Б. подтверждают описанную выше модель вспышек.

Неск. Б. отождествлены со слабыми голубыми звездообразными объектами с непрерывными спектрами. Исследование оптич. излучения этих звёзд показало, что рентг. вспышки нек-рых Б. сопровождаются оптич. вспышками сходной продолжительности. Оптич. "эхо" оказалось запаздывающим на >3 с. Это запаздывание определяется временем, к-рое необходимо излучению для преодоления расстояния ~10¹¹ см от нейтронной звезды до спутника, переизлучающего поглощаемое рентг. излучение в оптич. диапазоне.

Происхождение Б. пока не вполне ясно. Возможно, они генетически связаны с ядрами наиболее массивных шаровых звёздных скоплений, близких к центру Галактики. Распад со временем этих скоплений объясняет концентрацию Б. около центра Галактики. Излучение Б. между вспышками обусловлено существованием стационарного аккреционного диска. Вещество поступает в диск со скоростью в год от звезды-спутника. Обмен веществом поддерживается либо обычным эволюционным расширением оболочки спутника, либо сближением звёзд в результате потери орбитального момента импульса при излучении гравитац. волн. Несмотря на кажущуюся простоту и убедительность модели, а также успешную интерпретацию нек-рых св-в Б., остаются пока неясными происхождение этих объектов и их место в эволюции звёзд, кинетика ядерного горения, роль вероятных отклонений от сферич. симметрии, вызванных вращением или магн. полем.

(А.В. Тутуков)