Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (читать книги онлайн без txt) 📗

Рис. 23.11:

На рис. 23.11 приведена схема эволюции тесной двойной системы массивных звезд, рассчитанная голландскими теоретиками.

Наряду с «оптической» звездой, заполняющей свою полость Роша, как уже упоминалось выше, источником газа для аккреции на нейтронную звезду может быть и «звездный ветер» от оптической компоненты, достаточно удаленной от нейтронной звезды и поэтому не заполняющей своей полости Роша. В этом случае оптическая компонента—горячий сверхгигант спектрального класса О—В с массой больше 10M

. Именно у таких звезд мощность корпускулярного излучения (или что то же — звездного ветра) достаточно велика, например, 10^-6—10^-7M/год. В этом случае только доля процента вытекающего из звезды корпускулярного излучения «перехватывается» нейтронной звездой, что, впрочем, вполне достаточно для генерации рентгеновского излучения наблюдаемой мощности. Мы приходим, таким образом, к представлению, что должны быть две разновидности рентгеновских источников — компонент двойных массивных систем:

a. источники, где оптическая компонента — горячий массивный сверхгигант, испускающий мощный звездный ветер; типичный представитель — Центавр Х-3;

b. источники, где оптическая компонента по массе лишь немного превышает Солнце и заполняет свою полость Роша. Типичный представитель — Геркулес Х-1.

В то время как источники первого типа находятся вблизи галактической плоскости, источники второго типа могут быть достаточно удалены от нее.

Не исключено, что обе разновидности источникой происходят от тесных двойных систем с массивными компонентами, но в то время как у источников типа а) массы компонент сходны, у источников типа б) отношение масс больше 3. Расчеты показывают, что если у более массивной компоненты M₁ > 10M

, то после перетекания масс останется компактная гелиевая звезда с массой 3M, которая может взорваться как сверхновая и «превратиться», таким образом, в нейтронную звезду. В противном случае в процессе эволюции могут образоваться только белые карлики. Если отношение масс M₁/M₂ > 3, то в процессе эволюции, как оказывается, большая часть массы системы покидает ее. При взрыве сверхновой в такой системе в большинстве случаев пары распадаются.

Характерной особенностью рентгеновских источников является наличие в ряде случаев наряду с орбитальными периодами весьма коротких периодов пульсации. Выше мы уже подробно говорили о 4,84-секундном периоде пульсаций у Центавра Х-3 и 1,24-секундном — у Геркулеса Х-1. В 1975 г. было сделано важное открытие «длинных» периодов пульсаций у рентгеновских источников. Например, у источника 0940—40, принадлежащего к типу а) и имеющего орбитальный период около 9 суток, найден пульсационный период в 283 с. Несколько длинных пульсационных периодов было найдено у так называемых «новых» (или «временных») рентгеновских источников [ 58 ]. Довольно длинный пульсационный период (405 с) был обнаружен у источника А 1118—61. Самый длинный период у известных к 1977 г. источников равен 31 минуте. Скорее всего продолжительные периоды пульсаций есть следствие торможения вращения нейтронной звезды намагниченной плазмой, в которую «погружена» двойная система. Возможно, что конкретным механизмом такого торможения является генерация вращающейся нейтронной звездой звуковых волн, а также обычная вязкость. Таким образом, период вращения нейтронной звезды — рентгеновского пульсара — как бы «подстраивается» к физическим характеристикам двойной системы, в которой он находится (период орбитального движения, мощность звездного ветра от «оптической» компоненты и пр.). Наблюдаемые вариации периодов вращения пульсаров скорее всего вызваны, в первую очередь, вариациями мощности звездного ветра, «питающего» путем аккреции нейтронную звезду.

Долгие годы, несмотря на ряд попыток, никак не удавалось доказать двойственность самого яркого рентгеновского источника Скорпион Х-1. Это оказалось очень трудной задачей, так как на ожидаемое регулярное изменение блеска оптической звезды, отождествляемой с этим источником, накладывались беспорядочные изменения с большой амплитудой. В то же время никакой периодичности в рентгеновском излучении (типа той, которая наблюдается у Центавра Х-3 и Геркулеса Х-1) у Скорпиона Х-1 не было обнаружено. Последнее обстоятельство, конечно, не является аргументом против двойственности этого источника: ведь вполне возможно, что плоскость орбиты наклонена под большим углом к лучу зрения!

Только в 1975 г. американским астрономам из анализа оптических наблюдений удалось найти орбитальный период Скорпиона Х-1, оказавшийся равным 0,787 ± 0,006 суток. Масса каждой из компонент меньше 2M

, а скорость системы 145 км/с, т. е. очень велика.

Было также показано, что яркий источник Лебедь Х-2 представляет собой двойную систему с малой массой (M_O

2M, M_X 1M), сходную со Скорпионом Х-1 и Геркулесом Х-1. Орбитальный период Лебедя Х-2 T = 0,86 дня, а расстояние 2 кпс.

Особый интерес представляет проблема радиоизлучения рентгеновских звезд. Несколько таких объектов (например, Скорпион Х-1, Лебедь Х-1) оказались источниками очень слабого, переменного радиоизлучения. Заметим, однако, что само по себе это не является проблемой. В последние годы радиоизлучение было обнаружено от нескольких тесных двойных систем, в частности, от Алголя и

Лиры. В таких системах мощные потоки газовых струй должны приводить к значительному радиоизлучению. Однако в сентябре 1972 г. наблюдалось уже не совсем обычное явление. Поток очень слабого радиоизлучения от рентгеновской звезды Лебедь Х-3 скачком увеличился в 2000 раз! Вспышка длилась несколько дней, спустя две недели она повторилась. Во время вспышки радиоисточник Лебедь Х-3 оказался одним из самых ярких на небе на сантиметровых волнах. Это позволило, в частности, по «пропечатавшимся» в его спектре межзвездным радиолиниям поглощения 21 и 18 см определить расстояние до него, оказавшееся около 7000 пс. Мощный всплеск радиоизлучения объясняется выбросом облака релятивистских частиц и плазмы. Странно, что рентгеновское излучение этого источника не претерпело при этом никаких изменений. По-видимому, детальное изучение рентгеновских звезд принесет астрономам еще много неожиданностей.

В 1978 г. внимание астрономов было сконцентрировано на совершенно уникальном объекте SS 433. Поразительной особенностью этого звездообразного источника является наличие в его спектре водородных и гелиевых эмиссионных линий, длины волн которых меняются с периодом 164 дня. Каждая «стационарная» линия водорода и гелия имеет по обе стороны от себя две «подвижные» линии, сильно смещенные в красную и фиолетовую части спектра. На рис. 23.12 приведена кривая лучевых скоростей. Обращает на себя внимание ее огромная амплитуда. По характерной кривой лучевых скоростей не представляет особого труда построить кинематическую модель SS433. Она сводится к представлению, что из этого источника в двух противоположных направлениях выбрасываются две газовые струи с огромной скоростью v = 0,27c или 81 000 км/с, причем ось, вдоль которой происходит выбрасывание газа, прецессирует с периодом 164 дня. Этот звездообразный объект находится внутри давно уже известной радиотуманности W 50 — явном остатке сверхновой, имеющем форму неполной оболочки. Объект SS433 является источником рентгеновского излучения, так же как и радиотуманность W 50.