 |
Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ Рентгеновский свет старой гвардии http://variable-stars.ru/db/msg/1192652 |
Рентгеновский свет старой гвардии
Сергей Б. Попов
Университет Падуи (Италия), ГАИШ МГУ
|
Аннотация |
Главная особенность астрономии
У астрономии есть важная особенность.
Из всех естественных наук она выделяется
отсутствием прямых экспериментов с исследуемыми объектами.
Лишь в Солнечной системе мы можем очень редко "потрогать руками" небесные
тела, но эта часть астрономии уже практически
выделилась в отдельную дисциплину,
даже в несколько разных дисциплин, часто более близких к изучению Земли,
чем к исследованию далекого космоса.
Астрономия - наука наблюдательная. Поэтому основной
прогресс в этой области исследования природы
связан с появлением новых средств наблюдений и новых методов их обработки:
телескопов, спутников и т.д.
В последние несколько лет много интересных результатов получено в рентгеновском диапазоне (прямое измерение сверхсильного магнитного поля у нейтронной звезды в источнике мягких повторяющихся гамма-всплесков, определение природы рентгеновского фона, новые результаты по скоплениям галактик, открытие структуры пульсарных туманностей, и многое-многое другое). Связано это с работой двух космических обсерваторий: европейской "ХММ-Ньютон" (запущена в декабре 1999 г.) и американской "Чандра" (запущена в июле 1999 г.), названной в честь С. Чандрасекара (см. рис. 1).
|
|
| Рис. 1. Космическая обсерватория "Чандра". Спутник наблюдает в стандартном рентгеновском диапазоне от 0.1 до 10 кэВ. Основным достоинством является высокое угловое разрешение - лучше одной угловой секунды (у "ХММ-Ньютон" разрешение примерно в 6 раз хуже). |
Оба эти спутника представляют большой шаг вперед в развитии рентгеновских наблюдений. При их создании был реализован принцип "в 10 раз": как правило увеличение возможностей прибора на порядок приводит к новым важным (в том числе и непредсказуемым) открытиям. При этом две одновременно запущенные рентгеновские обсерватории не дублируют, а дополняют друг друга, т.к. их создатели максимизировали разные параметры инструментов.
Благодаря рекордной для рентгеновский астрономии собирающей площади (аналог площади объектива у обычных оптических телескопов) "ХММ-Ньютон" может получать спектры очень высокого (для рентгеновского диапазона) качества. Это чрезвычайно важно, т.к. коли в астрономии излучение (в первую очередь электромагнитное) является единственным источником информации, то нужно пытаться "выжать" из этого как можно больше, нужно "препарировать" излучение - т.е. исследовать спектры (кстати, свое имя спутник получил в честь Ньютона, потому что сэр Исаак был одним из пионеров спектроскопии). Например, наблюдая остаток сверхновой, ХММ-Ньютон может отдельно рассмотреть, где находятся разные элементы: кальций, сера, железо, кремний (см. рисунок 2).
|
| Рис.2. Остаток сверхновой Тихо, взорвавшейся более 400 лет назад. Показано четыре изображения (в условных цветах), соответствующих линиям четырех элементов. Спектрально разрешение спутника ХММ-Ньютон позволяет не только узнать из чего состоит остаток, но и как распределены разные элементы (фото: ESA). |
"Чандра", в свою очередь, обладает угловым разрешением, невиданным доселе в области высоких энергий. Именно поэтому результаты американского спутника более известны - их легче представить в наглядной форме: "Чандра", в первую очередь, получает потрясающие "картинки" (конечно, на спутнике есть и спектральная аппаратура). Взаимодополняемость двух спутников была недавно продемонстрирована на примере исследования Кастора А и В (см. рис. 3). "Чандра" - единственный спутник, который может разрешить эту звездную пару и даже раглядеть третий компонент (на самом деле Кастор - шестикратная система, каждый из трех компаньонов свою очередь является тесной двойной системой, но для рентгеновской аппаратуры это пока недоступно). Однако, получить хорошие спектры каждой звезды в отдельности спутник не смог. Именно обработка совместных наблюдений "Чандры" и ХММ-Ньютона помогла "вытянуть" хорошие рентгеновские спектры обеих звезд и изучить некоторые другие их свойства.
|
|
| Рис. 3. Кастор А и В в рентгеновских лучах. Наверняка многие читалели видели эту пару звезд в свои любительские телескопы. Для того, чтобы рассмотреть их по отдельности в рентгеновском диапазоне понадобилась одна из самых совершенных на сегодняшний день космических рентгеновских обсерваторий - "Чандра". А для того, чтобы получить хорошием спектры каждой из звезд, понадобилась вторая обсерватория - ХММ-Ньютон. Звезды излучают в рентгеновском диапазоне благодаря активности их корон. (Из работы Штельцер Б., Бурвиц В. astro-ph/0302570). |
Благодаря своему высокому угловому разрешению и высокой проницающей способности "Чандра" впервые предоставил возможность детально исследовать популяции рентгеновских источников за пределами Местной группы. В данной статье речь пойдет об исследованиях аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в тесных двойных системах с маломассивным компаньоном в галактиках ранних типов (эллиптических и линзовидных).
Маломассивная тесная рентгеновская двойная - это звездная система, где аккретором является нейтронная звезда или черная дыра, а донором - маломассивная нормальная звезда. Важно определить, что является критерием "массивности". В массивных двойных системах источником вещества обычно является звездный ветер. Это довольно широкие пары, где когда-то хватало места двум массивным звездам (пока первая - более массивная - не взорвалась). Часто аккреционный диск не образуется: вещество квазисферически падает на компактный объект. Время жизни таких систем как ярких рентгеновских источников невелико (менее миллиона лет), т.к. невелико время жизни звезды-донора, и соответственно все ее эволюционные стадии будут очень короткими. Обычно масса звезды-донора больше 10 масс Солнца. Совсем другая ситуация в маломассивных двойных. Это очень тесные системы. Вещество перетекает с нормальной звезды на черную дыру или нейтронную звезду, образуя аккреционный диск. Перетекание вещества в таких системах идет долго (сотни миллионов - миллиарды лет). Источники в маломассивных двойных могут быть весьма мощными (светимость определяется темпом аккреции, а он в случае диска может быть очень большим). Как правило масса звезды-донора меньше одной солнечной.
Внимательный читатель должен спросить:"А что же с системами, где массы нормальных компонент лежат между 1 и 10 массами Солнца?" Такие системы конечно же есть, но, не вдаваясь в детали, скажем лишь, что увидеть рентгеновский источник в такой паре непросто. Есть некоторые эффекты селекции, которые делают число наблюдаемых (доступных нам) систем промежуточных масс небольшим. В таких парах нормальная звезда недостаточно массивна, чтобы давать сильный звездный ветер, а эпизод дисковой аккреции обычно оказывается очень скоротечным (тысячи лет). Тем не менее мы знаем несколько галактических источников, которые относят к системам с нормальным компонентом промежуточной массы: Геркулес Х-1, Лебедь Х-2 и V404 Лебедя.
То, что именно они видны в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в балджах дисковых, неудивительно. Массивных двойных там быть не должно, т.к. последние миллиарды лет темп звездообразования в таких системах был очень низким: массивных звезд в галактиках ранних типов просто нет. А вот компактные остатки их эволюции есть! Миллиарды лет назад, когда в этих галактиках шло активное формирование новых звезд, образовывались и массивные. Затем они, пройдя свой эволюционный путь, взорвались, оставив компактный объект - нейтронную звезду или черную дыру.
|
| Рис. 4. Дисковая аккреция на черную дыру. Вещество с маломассивной звезды претекает на компактный объект, образуя т.н. аккреционный диск. Аккреционный диск обычно дает основной вклад в светимость всей системы. Часть вещества может выбрасываться в виде двух струй - джетов. Из-за большого гравитационного потенциала вблизи компактного объекта скорость вещества в джетах может дотигать релятивистских значений. Поэтому на рисунке джет, направленный на нас, художник показал синим цветом (и сделал более ярким), а от нас - красным (и более слабым). |
|
| Рис. 5. Результат моделирования аккреционного диска в тесной двойной системе (из работы М. Оуэна и Д. Блондина [Michael Owen, John Blondin], по материалам Астрономической картинки дня). Вещество перетекает с нормальной звезды (на рисунке не показана) на компактный объект (яркая точка в центре). Авторам удалось промоделировать трехмерную структуру диска с учетом неустойчивостей. Отметим, однако, что задача эта очень сложная, и последнее слова в расчетах структуры реальных аккреционных дисков еще не сказано. |
Если массивная звезда входила в пару со звездой много меньшей массы, и если система не распалась после взрыва сверхновой, то через сотни миллионов или даже миллиарды лет может появиться рентгеновский источник. Кроме того, маломассивная двойная может образоваться просто в результате захвата: компактный объект и нормальная звезда, жившие до этого отдельно друг от друга, в результате гравитационного взаимодействия могут образовать пару. Как правило нужно, чтобы во взаимодействии участвовала и третья звезда. Такая ситуация вполне возможна в шаровых скоплениях, и мы позже это обсудим. Но пока поговорим о наблюдательных данных.
Пристальный взгляд "Чандры"
Рентгеновская обсерватория "Чандра" может видеть в десятки раз более слабые источники по сравнению с предшествующими инструментами и имеет очень высокое для рентгеновского диапазона угловое разрешение. Поэтому даже в галактиках, расположенных на расстояниях в десятки Мпк, спутник различает десятки отдельных источников, со светимостями выше 1038 эрг/с (на расстоянии, соответствующем скоплению в Деве, этот предел будет еще ниже).
Например, в известной галактике М84 в скоплении в Деве спутник рассмотрел около сотни отдельных источников, являющихся маломассивными двойными (см. рис 6). В NGC 4697 - около 90, из которых маломассивные двойные составляют примерно 90 процентов (см. рис 7). В линзовидной галактике NGC 1553, находящейся на расстоянии почти 25 Мпк от нас видно полсотни дискретных источников (см. рис 8), и это считается неудачным сеансом наблюдения!
|
|
| Рис. 6. Эллиптическая галактика М84. На оптическое изображение, полученное в Цифровом обзоре неба, наложены рентгеновские источники, зарегистрированные спутником "Чандра". (Из работы Финогенов А., Джонс К. Astrophysical Journal vol. 574, p.754, 2002) |
|
|
| Рис. 7a. Эллиптическая галактика NGC 4697. На оптическое изображение (Цифровой обзор неба) наложены рентгеновские источники, зарегистрированные спутником "Чандра". (Из работы Сарацин К. и др. Astrophysical Journal vol. 556, p. 533, 2001) |
|
|
| Рис. 8a. Линзовидная галактика NGC 1553. На оптическое изображение (Цифровой обзор неба) наложены рентгеновские источники, зарегистрированные спутником "Чандра". (Из работы Блантон Э. и др. Astrophysical Journal vol. 552, p. 106, 2001) |
|
|
| Рис. 7b. Галактика NGC 4697. На изображении видны точечные источники и диффузное излучение горячего газа. |
|
|
| Рис. 8b. Линзовидная галактика NGC 1553. На изображении видны точечные источники и диффузное излучение горячего газа. В центре возможно находится сверхмассивная черная дыра. Однако источник, связанный с ней, будучи самым ярким на снимке, не является очень мощным по внегалактическим меркам. Т.е. галактика не относится к числу активных. |
Получить спектр отдельного источника (за исключением самых ярких) не удается. Поэтому приходится изучать всю популяцию вцелом. И здесь была обнаружена интересная особенность...
В астрономии очень часто строят такое распределение: по горизонтальной оси откладывается светимость объектов, а по вертикальной - число источников, со светимостью выше данной. При этом обычно используют не сами величины, а их логарифмы (см. рис 9). Если нарисовать такую картинку для маломассивных рентгеновских двойных в галактиках ранних типов, то мы увидим, что данные хорошо описываются двумя прямыми линиями. Т.е. есть излом в распределении, приходящийся примерно на (2-4) 1038 эрг/с. Объяснять этот излом можно по-разному. Рассмотрим два возможных варианта.
|
|
| Рис. 9. Распределение числа маломассивных рентгеновских двойных, зарегистрированных в галактике М84, по светимости. Светимость отложена по горизонтальной оси (в эргах в секунду). Точки соответсвуют наблюдательным данным. Сплошная линия описывает слабые источники (возможно, это нейтронные звезды). Штриховая линия описывает возможный вклад фоновых источников (например, далеких галактик), не имеющих отношения к М84. Хорошо виден "излом" в распределении на светимости примерно (3-4) 1038 эрг/с . (Из работы Финогенов А., Джонс К. Astrophysical Journal vol. 574, p.754, 2002) |
Что нам светит в вышине ...
Одно из возможных объяснений заключается в том, что источники до и после излома родились в разное время, т.е. в результате двух эпизодов звездообразования. Один эпизод дал одно распределение источников по светимостям, другой - другое. Например, более яркие источники родились в недавнем эпизоде, а более слабые соответствуют этапу формирования звезд, имевшему место некоторое время назад - яркие объекты, образовавшиеся в том время, уже погасли. Мы видим сумму вкладов двух эпизодов, которая выглядит как изломанная прямая.
Другое объяснение, которое мы рассмотрим более подробно, сводится к тому, что источники до излома (менее яркие) являются нейтронными звездами, а объекты с более высокой светимостью содержат аккрецирующую черную дыру. Такая идея связана с тем, что для светимости аккрецирующего объекта есть предел, называемым Эддингтоновским. Он возникает из-за того, что при большом темпе аккреции мощный поток излучения начинает "выдувать" часть падающего вещества (помните, что "свет давит"). Светимость в первом приближении прямопропорциональна темпу с которым вещество течет на нейтронную звезду или черную дыру. Но если вещества слишком много, то эта простая зависимость нарушается: вы кидаете все больше вещества, а светимость не растет. Просто часть вещества может быть выброшена из системы. На компактный объект попадет лишь доля, примерно соответствующая полной эддингтоновской светимости, поэтому при очень болших темпах аккреции б"ольшая часть падающей материи будет выброшена в виде двух струй - джетов. Такие образования наблюдаются у очень многих объектов, например, у знаменитого SS433.
Разумеется, из-за того что мы рассматриваем баланс двух сил, одной из которых является гравитация, в формулу для предела входит масса аккретора. Эддингтоновский предел равен 1.3 1038 M/Mo эрг/с. Соответственно, чем больше масса аккретора, тем выше предел. Например, в центре квазара находится сверхмассивная черная дыра. Массы таких объектов в сотни миллионов раз больше массы Солнца. Значит предел будет порядка 1047 эрг/с. И действительно, мы не видим квазаров со светимостью под 1049 эрг/с. Это является дополнительным подтверждением того, что активность активных ядер галактик порождается аккрецией на черные дыры большим масс.
Как видно, для нейтронных звезд, массы которых заключены в достаточно узком интервале вблизи 1.4 массы Солнца, предел будет как раз равен (2-3) 1038 эрг/с. Чтобы получить б'ольшую светимость, надо поместить в двойную систему более массивный объект - черную дыру (нейтронные звезды не могут быть тяжелее 2-3 масс Солнца).
Массы черных дыр в двойных системах могут быть довольно разными: от 3-4 масс солнца до примерно 20-30. Типичным значением является 7-10 солнечных масс (массы черных дыр известны не очень хорошо). Значит, аккрецирующая черная дыра в двойной системе может наблюдаться как источник со светимостью до 1039 эрг/с и даже немного выше.
Интересно, что видят и более мощные источники, т.н. "сверхмощные" (ultraluminous). Если использовать формулу для Эддингтоновского предела светимости, то мы получим для них массы компактных объектов в несколько десятков масс Солнца! Например, в эллиптической галактике NGC 720 обнаружено 9 таких объектов. Это могут быть действительно массивные черные дыры. Однако, теория не предсказывает существование большого числа черных дыр со столь большими массами. Возможно, что источник просто излучает несимметрично. Тогда, переводя наблюдаемый поток в светимость, мы завышаем ее, если предполагаем сферически-симметричное излучение. При наличии выделенного направления излучения (джетов) источник с обычной черной дырой звездной массы может выглядеть очень ярким, если наблюдатель смотрит в самое "жерло". В любом случае сверхмощные источники наверняка содержат черные дыры.
Малые родины маломассивных систем
Наблюдения показывают, что хотя количество маломассивных рентгеновских двойных обычно больше у больших (более массивных) галактик, однако, эта корреляция является не очень хорошей. Могут быть две галактики с одинаковым количеством звезд (а значит с одинаковой массой и оптической светимостью), но число маломассивных систем будет заметно отличаться. Зато, если мы подсчитаем количество шаровых скоплений в этих галактиках, то увидим, что их больше там, где больше маломассивных двойных.
|
| Рис. 10. На рисунке показано шаровой скопление М15. В таких объектах за счет тесных сближений происходит очень активное формирование тесных двойных систем с нейтронными звездами и черными дырами. |
Это не является неожиданным результатом. В нашей Галактике 20 процентов маломассивных рентгеновских двойных находятся в шаровых скоплениях, при том что на скопления приходится лишь 0.1 процента звезд. Это значит, что образование таких звездных пар в шаровых скоплениях идет гораздо более эффективно, например в нашей Галактике (см. числа выше) маломассивные системы образуются в шаровых скоплениях в 200 с лишним раз эффективнее чем в галактическом диске! Учитывая этот факт, мы можем прийти к выводу, что практически все маломассивные двойные образовались в скоплениях, но потом по той или иной причине покинули их (например, скопление могло распасться, или система была выкинута из-за взаимодействия с другими звездами и т.д.). Более высокий темп формирования маломассивных двойных объясняется тем, что при большой плотности звезд достаточно часто происходят столь тесные сближения, что происходит захват звезды.
В эллиптических галактиках обычно много шаровых скоплений, а потому неудивительно, что наблюдается много рентгеновских источников, связанных с тесными двойными звездами. Современная техника позволяет непосредственно определить, что источник в далекой галактике находится в шаровом скоплении. Так в галактике NGC 720 около 10 источников находятся в скоплениях.
Эпилог: многое сделано, но многое еще предстоит
Современные рентгеновские телескопы позволяют рассмотреть отдельные источники в далеких галактиках. Наблюдения галактик ранних типов на спутнике "Чандра" показали наличие большой популяции маломассивных рентгеновских двойных систем. Вероятно, большинство из них образовалось в многочисленных шаровых скоплениях. Самые яркие источники со светимостью более примерно 3 1038 эрг/с по всей видимости являются аккрецирующими черными дырами - нейтронные звезды слишком легкие, чтобы породиться стационарные сферически-симметричные источники с такой мощностью. Видят в эллиптических галактиках и сверхмощные источники, также связанные с черными дырами.
Т.о. образом в жестком диапазоне мы видим компактные остатки массивных звезд, когда-то светивших в эллиптических галактиках. Впервые стало возможным рассуждать о количестве черных дыр и нейтронных звезд в галактиках ранних типов на основе количественных наблюдательных данных, что важно для теоретиков, изучающих эволюцию двойных звезд.
К счастью, развитие науки не стоит на месте, и от каждого поколения инструментов (будь то рентгеновский диапазон или любой другой) мы можем ожидать новых открытий. Возможно, когда-нибудь станет возможным видеть в далеких галактиках радиопульсары или молодые горячие нейтронные звезды, а может быть даже и одиночные компактные объекты, аккрецирующие вещество межзвездной среды.
В измененном виде статья опубликована в журнале Земля и Вселенная номер 5, 2003 г.
Рекомендуем подписаться на этот журнал - в розницу он не распространяется!