Пульсары

Пульсары

Пульсары - вращающиеся замагниченные нейтронные звезды, излучение которых принимается на Земле в виде периодических импульсов величиной от долей секунды до нескольких минут (для справки: нейтронная звезда состоит в основном из вырожденных нейтронов, упакованных до плотности атомного ядра; это конечная стадия эволюции звезды с массой порядка нескольких солнечных; радиус нейтронной звезды порядка десяти километров; плотность вещества достигает миллиарда тонн в кубическом сантиметре). Первые пульсары были открыты в 1968 г. английскими радиоастрономами как слабые источники импульсного радиоизлучения.

Сигналы пульсаров на разных радиочастотах распространяются с разной скоростью. Поэтому по взаимному запаздыванию сигналов определяют расстояние до пульсаров. Таким путем находят их распределение в Галактике. Пульсары концентрируются к плоскости Галактики. Распределение пульсаров приблизительно соответствует распределению остатков сверхновых звезд. Одна из гипотез образования пульсаров - их возникновение в результате взрыва сверхновой звезды. Это доказано, по крайней мере, для пульсара в центре Крабовидной туманности, у которого наблюдается импульсное излучение также и в оптическом диапазоне.

В простейшей модели, по наблюдениям периода пульсара и скорости его замедления можно оценить возраст пульсара. Это время, называемое "динамическим возрастом" пульсара, использовалось для оценки возраста на протяжении последних 30 лет. Однако новые наблюдения, выполненные с помощью радиотелескопа VLA (Нью-Мехико), поставили данный метод оценки возраста под сомнение. Пульсар B1757-24 наблюдается вблизи оболочки сверхновой, при взрыве которой он, как полагают, родился. За счет несферичности взрывов сверхновых нейтронные звезды обычно получают отдачу и движутся с большими пекулярными скоростями. Измерив пространственное смещение пульсара B1757-24 за 7 лет, астрономы нашли скорость его движения - 560 км/с. С этой скоростью пульсар мог удалиться от места взрыва сверхновой до его современного положения за время, не меньшее, чем 40000 лет. Между тем, динамический возраст пульсара составляет всего 17000 лет. Столь сильное расхождение оценок не находит объяснения в существующих теориях излучения пульсаров. Однако выдвигалась гипотеза о том, что пульсар случайно оказался вблизи места взрыва сверхновой и не связан с ней своим происхождением. В 1970-х гг. были открыты периодические источники рентгеновского излучения - так называемые рентгеновские пульсары, свойства излучения которых существенно отличаются от свойств радиопульсаров.

Накапливая данные за несколько лет, астрономам удалось измерить весьма точно период излучения пульсара. При этом оказалось, что периоды радиопульсаров постоянно увеличиваются. Это объясняется сегодня тем, что энергия излучения черпается из энергии вращения, за счет чего частота вращения нейтронной звезды постепенно уменьшается.

В настоящее время известно несколько сотен радиопульсаров с периодами от 0,033 до 4,0 с. Они обозначаются чаще всего буквами PSR и цифрами, выражающими их экваториальные координаты.

У некоторых пульсаров период удваивается за 1000 лет, у других это происходит медленнее - за 10⁹ лет. Это время условно называют возрастом пульсара.

В отличие от радиопульсаров рентгеновские пульсары встречаются только в двойных системах. У некоторых радиопульсаров тоже наблюдается импульсное рентгеновское излучение и даже гамма-излучение, но совсем другой природы, чем у собственно рентгеновских пульсаров.

Двойные звезды

Доля двойных и кратных звезд в нашей Галактике составляет около 50%. В составе двойных систем встречаются любые комбинации звезд. Астрономы считают большой удачей, когда интересующий их объект входит в состав двойной системы, поскольку в этом случае оказывается возможным определить важнейшие характеристики объекта: его массу, радиус, температуру, светимость и т.п. Это можно сделать, изучая движение и взаимодействие звезд - компонент двойной системы. Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): системы из двух звезд, в которых на некотором этапе эволюции происходит обмен веществом между компонентами. Наиболее яркие наблюдательные проявления отмечаются у ТДС, находящихся на поздних стадиях эволюции, то есть на стадиях эволюции, следующих после завершения первичного обмена веществом между компонентами. Вместе с тем именно характеристики поздних стадий эволюции ТДС являются наиболее сильным критерием для проверки правильности наших представлений об эволюции звезд, поскольку поздние стадии эволюции связаны с образованием таких особенных (пекулярных) объектов, как белые карлики, звезды Вольфа-Райе (WR), нейтронные звезды и черные дыры.

Достижения рентгеновской астрономии привели к открытию новых типов ТДС, в частности рентгеновских двойных систем, состоящих из нормальной оптической звезды типа Солнца, которая является донором и поставляет вещество на соседний объект, и релятивистского объекта (нейтронная звезда, черная дыра), находящегося в режиме непрерывающегося захвата вещества. Наблюдательные проявления релятивистских объектов в ТДС (для которых существенны эффекты общей теории относительности А. Эйнштейна) были впервые теоретически описаны в работах Я.Б. Зельдовича и его учеников в 1966 - 1972 годах. Предсказание мощного рентгеновского излучения от аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр (когда на них падает вещество) было сделано одновременно в 1964 году Я.Б. Зельдовичем и Е.Е. Салпитером (США).

Прорыв в понимании природы и эволюции релятивистских объектов в ТДС произошел после открытия с борта специализированного американского спутника "Ухуру" в 1972 - 1976 годах сотен компактных рентгеновских источников, которые, как оказалось, представляют собой в большинстве случаев рентгеновские двойные системы разных типов.

Для понимания явления двойных и кратных звездных систем в астрономии вводится понятие аккреции.

Аккреция (от лат. accretio приращение, увеличение) - падение вещества на звезду (или др. космическое тело) из окружающего пространства. Процессом, обратным аккреции, является истечение вещества. Аккреция на одиночные звезды происходит в начале и конце их эволюции. В процессе формирования звезды сначала образуется небольшое гидростатически равновесное ядро с массой порядка 1% начальной массы облака, затем аккреция вещества из окружающей оболочки приводит к образованию звезды с массой. Стадия аккреции сменяется истечением, которое преобладает вплоть до конца жизни звезды и препятствует аккреции. На конечных стадиях эволюции звезда превращается в белый карлик, нейтронную звезду либо черную дыру, аккреция на которые сопровождается разнообразными наблюдаемыми проявлениями.

В тесных двойных звездных системах, когда более массивная звезда переходит на стадию гиганта, она начинает интенсивно терять массу и за несколько тысяч лет масса компаньона может вырасти в несколько раз. Такая аккреция обычно называется перетеканием. В тесной двойной системе аккреция, как правило, мощнее, чем в случае одиночных звезд.

В процессе аккреции происходит выделение гравитационной энергии, которая превращается в тепло и в итоге уходит в виде излучения. Скорость и температурa падающего вещества возрастают. Картина аккреции вещества на звезду в значительной степени определяется скоростью движения звезды относительно окружающего газа, моментом количества движения падающего газа и наличием в окружающем ионизованном газе упорядоченного магнитного поля. Астрономами выделены 4 основных типа аккреции, определяемых этими факторами.

В двойной системе вещество, падающее на белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру от компаньона нормальной звезды, может обладать большим моментом количества движения. В процессе падения скорость вещества увеличивается, и центробежная сила начинает уравновешивать гравитацию. В результате охлаждения вещество образует вращающийся тонкий аккреционный диск. Слои диска вращаются с очень большой скоростью. Трение между слоями приводит к потере момента количества движения и медленному движению газа к центру.

Реальная картина аккреции может представлять собой сочетание различных типов аккреции. Например, вещество с вмороженным упорядоченным магнитным полем может обладать большим вращательным моментом либо падать на движущуюся звезду.

При аккреции на черную дыру, не имеющую поверхности, область падения газа (или аккреционный диск) является единственным местом, где выделяется гравитационная энергия, превращаясь в энергию излучения. При аккреции на белый карлик или нейтронную звезду половина (или более) гравитационной энергии выделяется у поверхности звезды. Если звезда не обладает магнитным полем, то ее поверхность нагревается, либо из-за выделения энергии в ударной волне, возникающей при столкновении падающего потока с поверхностью, либо в тонком пограничном слое между аккреционным диском и медленно вращающейся звездой. Более сложная картина аккреции возникает в случае, когда звезда обладает сильным магнитным полем. В таком случае магнитные полюса оказываются гораздо более горячими, чем остальные части поверхности звезды. Если излучение их окрестностей носит анизотропный характер и нейтронная звезда вращается вокруг оси, не совпадающей по направлению с магнитной, то возникает картина рентгеновского пульсара, наблюдаемая в двойных системах при наличии мощной аккреции. Для того чтобы падающее вещество достигало магнитных полюсов, необходимо его проникновение внутрь магнитосферы, которое происходит за счет развития гидромагнитных неустойчивостей.

Поток излучения от аккрецирующего газа взаимодействует с потоком падающего вещества и замедляет его скорость. Когда радиационная сила становится порядка силы притяжения, происходит резкая перестройка аккреционного потока: скорость его падения замедляется, а плотность увеличивается.

Для черных дыр, не имеющих излучающей поверхности, излучение при аккреции является их основным наблюдаемым проявлением. Огромный гравитационный потенциал на поверхности нейтронной звезды приводит к выделению определенного количества энергии при аккреции на нее. Нейтронные звезды и, возможно, черные дыры в состоянии аккреции являются наиболее мощными рентгеновскими источниками в Галактике.

К важным следствиям приводит аккреция на белые карлики. В результате аккреции химический состав поверхностных слоев может существенно отличаться от химического состава внутренних областей. Водородно-гелиевый слой на поверхности белого карлика с ростом массы слоя становится неустойчивым относительно ядерного горения. Происходит тепловая вспышка, приводящая к появлению новой звезды. Аналогичные термоядерные взрывы в слое у поверхности нейтронной звезды могут объяснить существование вспыхивающих рентгеновских источников.

Мощное нетепловое излучение и выбросы из активных ядер галактик и квазаров могут быть объяснены в рамках упомянутой мною модели дисковой аккреции вещества (с упорядоченным магнитным полем и большим вращательным моментом) на сверхмассивную черную дыру.

Гигантские масштабы может иметь аккреция в скоплениях галактик. Находящийся там горячий газ охлаждается и может падать к центру, где обычно располагается наиболее массивная галактика скопления. Такой охлаждающийся аккреционный поток может приводить к активности ядра центральной галактики, а также объяснять наблюдаемое распределение газа в скоплениях галактик.

Современный сценарий эволюции массивных тесных двойных систем - ТДС был разработан в 1967 - 1983 годах в работах поляка Б. Пачинского, немцев Р. Киппенхана и А. Вайгерта, русских А.В. Тутукова, Л.Р. Юнгельсона, В.Г. Корнилова и В.М. Липунова, голландца Э. Ван ден Хейвела.

На начальной стадии система состоит из двух массивных горячих звезд главной последовательности и однородного химического состава. Пусть масса более массивной звезды не сильно превосходит массу менее массивной. Более массивная звезда эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша (это полость около звезды в тесной двойной системе, где притяжение звезды преобладает). Будем считать, что это заполнение произошло на стадии, когда у первой звезды имеется инертное гелиевое ядро, где ядерные реакции еще не идут, а водород выгорает в слоевом источнике. Эта звезда теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа (это точка, в которой соприкасаются полости Роша звезд в тесных двойных системах).

Это вещество перетекает на вторую звезду и присоединяется к ней. Процесс первоначального обмена масс является самоподдерживающимся и очень быстрым. После завершения первичного обмена масс масса первоначально менее массивной звезды увеличивается почти втрое, и в системе реализуется так называемый процесс перемены ролей компонент, когда первоначально более массивная звезда становится менее массивной компонентой двойной системы.

Все ТДС после первичного обмена масс, содержащие сильно проэволюционировавшие объекты (белые карлики, звезды Вольфа-Райе WR, нейтронные звезды, черные дыры), принято называть ТДС на поздних стадиях эволюции.

После завершения первичного обмена масс в массивной ТДС на месте первоначально более массивной звезды образуется гелиевый остаток, масса которого существенно меньше массы второй компоненты.

Образовавшаяся на месте первой звезды гелиевая звезда с тонкой водородной оболочкой имеет эффективную температуру, достигающую ~105 К. Гелиевые остатки с тонкими водородными оболочками обычно рассматриваются как модели звезд WR. В настоящее время известно 170 звезд WR в нашей Галактике и примерно столько же в других ближайших галактиках.

Эволюция гелиевой звезды зависит от массы образующегося у нее углеродно-кислородного ядра. Для достаточно массивных первичных звезд ОВ с массой более 12 MC масса СО-ядра превышает верхний предел для соответствующих белых карликов (1,4 MC), и такие ОВ-звезды в двойных системах могут породить нейтронные звезды или черные дыры. После истощения гелия в ядре звезды WR последовательно и во все ускоряющемся темпе выгорают углерод, кислород, неон и кремний с последующим образованием железного ядра, коллапс которого приводит к образованию релятивистского объекта, сопровождаемого, по всей вероятности, взрывом сверхновой. Поскольку масса взрывающейся звезды велика, это должна быть сверхновая II типа (по классификации И.С. Шкловского) с той лишь разницей, что из-за отсутствия протяженной водородной оболочки (характерной для массивных сверхгигантов, но не для звезд WR) коэффициент переработки энергии взрыва в излучение очень мал (порядка 0,001, согласно оценкам Имшенника и Надежина).

В последнее время выявлен новый класс сверхновых, возникновение которых связывают со взрывами звезд WR. В частности, аномально слабая сверхновая, сопровождавшая образование остатка сверхновой Кассиопея А, могла быть вызвана взрывом звезды WR.

Стадия "нерентгеновской" двойной системы с релятивистским объектом

Рассмотрим теперь эволюцию второй звезды - OB2 . После первичного обмена масс в двойной системе звезда OB2 захватила (аккрецировала) вещество звезды OB1 (ее водородную оболочку, то есть более 60% массы звезды OB1) и масса звезды OB2 возросла, но она остается звездой главной последовательности нормального химического состава с характерным временем ядерной эволюции около 106 лет. После взрыва звезды WR1 и образования релятивистского объекта формируется система C+OB2' с релятивистским объектом. При этом двойная система не распадается под действием взрыва сверхновой, поскольку взрывается менее массивная звезда WR1, а удар оболочки сверхновой о звезду OB2' не приводит к распаду системы. Скорость центра масс системы после взрыва сверхновой может превышать 100 км/с, и за время жизни звезды OB2' двойная система может удалиться от плоскости Галактики на расстояние до нескольких сотен парсек.

После взрыва сверхновой и образования на месте звезды WR1 релятивистского объекта последний не является мощным источником рентгеновского излучения, и в этом смысле он "невидим". Это связано с тем обстоятельством, что звезда OB2' является звездой главной последовательности и далека от заполнения своей полости Роша, а захват вещества из звездного ветра этой звезды на релятивистский объект, по-видимому, недостаточен для образования мощного рентгеновского источника. Заметим, однако, что если звезда OB2' быстро вращается, в области экватора этой звезды образуется мощный звездный ветер, стимулированный вращением. Это может обеспечивать достаточно интенсивный темп аккреции вещества из экваториального звездного ветра на релятивистский объект и формирование мощного рентгеновского источника даже в том случае, если звезда OB2' далека от заполнения своей полости Роша. Такая ситуация наблюдается у рентгеновских двойных систем умеренных масс с оптическими компонентами (то есть наблюдаемыми в оптическом диапазоне длин волн) - звездами Ве. Активность молодой нейтронной звезды (быстрое вращение с сильным магнитным полем, выброс ею релятивистских частиц и т.п.) может также препятствовать аккреции вещества звезды OB2'. Таких массивных ТДС с невидимыми релятивистскими объектами может существовать несколько тысяч в нашей Галактике. Отличительные особенности таких систем - большие пространственные скорости (до сотен км/с) и значительные (до 1 килопарсека) высоты z над галактической плоскостью, которые двойные системы приобретают в результате произошедших в них взрывов сверхновых.

В Галактике наблюдается значительное число таких "убегающих" ОВ звезд с большими пространственными скоростями. По современным представлениям, по крайней мере, некоторые из них могут быть ТДС, содержащими релятивистские спутники в неактивной, нерентгеновской стадии. В таких системах релятивистские спутники могут быть обнаружены косвенно, по периодическим изменениям лучевых скоростей оптической ОВ звезды. Поиск релятивистских спутников у "убегающих" ОВ звезд проводился в последние годы рядом групп. Примерно у десятка "убегающих" ОВ звезд были обнаружены квазипериодические изменения лучевых скоростей с амплитудой 10 - 30 км/с и периодами 1 - 100 суток. Во всех случаях строгая периодичность изменений лучевых скоростей пока не доказана и для этого требуются дальнейшие наблюдения.

Астрономы открыли двойную звездную систему, имеющую столь удлиненную орбиту, что, по всей вероятности, двойняшки еле-еле удержались от разрушительного эффекта взрыва сверхновой, превратившей их в фонтан энергии рентгеновского диапазона.

В период с 1998 по 2000 годы Виржиния МакСвейн из университета Джорджии наблюдала загадочный источник рентгеновского излучения, названный LS 5039. Он является представителем целой серии двойных звезд, открытых учеными Франции, Германии и Бразилии с помощью рентгеновского спутника ROSAT. Двойные рентгеновские системы состоят из звезды, передающей свою массу соседке, обычно являющейся остатком сверхновой, нейтронной звездой или черной дырой.

Последовательный анализ испанскими и немецкими радиоастрономами показал, что LS 5039 выделяет газ на скорости, близкой к световой. До этого столь высокоскоростные потоки были обнаружены лишь у нескольких массивных двойных систем.

Наблюдения МакСвейн подтверждают, LS 5039 - двойная рентгеновская система с большой яркой звездой и невидимым для человеческого глаза компаньоном, указывающим на произошедший когда-то взрыв. Вирджиния обнаружила, что каждый из объектов облетает другой за 4,1 дня по чрезвычайно искаженным орбитам, нехарактерным для подобных структур.

"Их орбитальный период до взрыва составлял примерно два дня, поэтому когда из звезд взорвалась, они практически касались друг-друга", говорит МакСвейн.

Астрономы считают, что орбита двойной звезды увеличилась именно при образовании сверхновой, причем степень растяжения напрямую связана с количеством вещества, выброшенного во время взрыва. Судя по необычной орбите, мертвая звезда из LS 5039 потеряла с момента начала катаклизмов более 15 масс Солнца.

Большинство огромных звезд формируются парами, поэтому долгое время ученые гадали, что произойдет, если в двойной системе возникнет сверхновая. Невзорвавшая часть пары, скорее всего, переживет катастрофу, судьба же оставшегося объекта непонятна. Некоторая масса вещества улетит в космос, а вот ядро, наверняка, сожмется, образовав нейтронную звезды, а затем и черную дыру, которые методично будут выкачивать из соседки газ, увеличиваясь в размерах. Процесс этот не будет бесследным, притягиваемое вещество будет скручиваться вокруг своего захватчика, который начнет излучать энергию в рентгеновском диапазоне.

В последнее время открыты два радиопульсара в двойных системах с ОВ компонентами: PSR 1259-63 (p = 7,8 лет, e = 0,97) и пульсар в Малом Магеллановом облаке (р = 52 дня, е = 0,80). Очень большие значения эксцентриситетов этих двойных систем свидетельствуют о произошедших в них взрывах сверхновых, а наличие активных испускающих (эжектирующих) радиоволны и частицы, но не аккрецирующих вещество радиопульсаров позволяет со всей определенностью отнести эти двойные системы к классу "нерентгеновских" двойных систем, описанному выше.

Стадия рентгеновской двойной системы

По прошествии порядка миллиона лет после взрыва звезды WR1 как сверхновой звезда OB2' увеличит свой радиус, приблизит свою поверхность к границам полости Роша. Стимулированный приливными гравитационными силами звездный ветер, особенно интенсивно истекающий через внутреннюю точку Лагранжа, приведет к формированию вокруг релятивистского объекта аккреционного диска. В системе возникает мощный рентгеновский источник со светимостью порядка 1036 - 1038 эрг/с. Многие десятки таких рентгеновских двойных систем с массивными ОВ компонентами открыты в Галактике, а также в Большом и Малом Магеллановом облаках (ближайших к нам галактиках). Рентгеновские двойные системы с ОВ сверхгигантами состоят из оптической ОВ звезды, близкой к заполнению своей полости Роша, и релятивистского объекта, находящегося в режиме аккреции вещества, поставляемого ОВ звездой. Большинство таких систем было открыто в 70-х годах с помощью специализированных американских спутников "Ухуру" и "Эйнштейн". Отождествление этих рентгеновских источников с оптическими звездами, активно проводившееся рядом групп, в том числе в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга (ГАИШ) МГУ, позволило детально исследовать основные характеристики рентгеновских двойных систем и определить массы нейтронных звезд и черных дыр.

Известно более десятка массивных рентгеновских двойных с ОВ сверхгигантами, близкими к заполнению своих полостей Роша. Рентгеновское излучение от таких систем квазистационарно. Орбитальные периоды сравнительно короткие: р = 1,4 - 9 суток, эксцентриситеты орбит близки к нулю:е = 0 - 0,1. Помимо переменности, связанной с орбитальным движением компонент (рентгеновские и оптические затмения, эффекты эллипсоидальности и "отражения" в оптическом диапазоне), в таких "стационарных" массивных рентгеновских двойных системах наблюдается долгопериодическая рентгеновская и оптическая переменность, по-видимому, связанная с эффектами прецессии оси вращения оптической звезды или аккреционного диска. Рентгеновские источники в таких системах - аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры. Нейтронные звезды проявляются как рентгеновские пульсары с периодами пульсаций 0,7 - 600 с. Это связано с тем, что нейтронная звезда быстро вращается и имеет сильное (порядка 1012 Гс) магнитное поле, которое канализирует плазму из внутренних частей аккреционного диска на магнитные полюсы нейтронной звезды. В местах столкновения плазмы с поверхностью нейтронной звезды образуются два горячих рентгеновских пятна. Поскольку ось вращения нейтронной звезды не совпадает с осью магнитного поля, наблюдатель видит эффект маяка: горячие пятна то видны наблюдателю, то экранируются от него телом нейтронной звезды, что и приводит к явлению рентгеновского пульсара. Три массивные рентгеновские двойные системы с ОВ сверхгигантами содержат массивные (масса более трех солнечных) рентгеновские источники (Cyg X-1, LMC X-3 и LMC X-1).

Существует класс рентгеновских двойных систем, содержащих в качестве оптических компонент быстровращающиеся звезды Ве умеренных масс (6 - 20MC) главной последовательности. Это так называемые массивные рентгеновские транзиентные источники. Оптические звезды здесь не заполняют свои полости Роша. Орбитальные периоды велики: p = 10 - 1000 суток, эксцентриситеты орбит значительны: e = 0,2 - 0,8. Рентгеновские источники - аккрецирующие нейтронные звезды, в большинстве случаев - рентгеновские пульсары с периодами 0,07 - 6000 c. Характерная особенность этих систем - вспышки рентгеновского излучения длительностью порядка месяца (светимость в максимуме порядка 1038 - 1039 эрг/с ). Рентгеновские вспышки преимущественно происходят вблизи момента прохождения аккрецирующей нейтронной звезды через периастр орбиты, где плотность экваториального звездного ветра Ве звезды максимальна. Рентгеновская светимость в спокойном состоянии у таких систем порядка 1033 - 1034 эрг/с.

Вторичный обмен масс в системе

Стадия рентгеновской двойной системы продолжается очень недолго: порядка 103 - 104 лет. Когда звезда OB2' окончательно заполнит свою полость Роша, истечение вещества через внутреннюю точку Лагранжа будет происходить в темпе, соответствующем времени тепловой релаксации звезды и достигающем для массивных звезд 0,0001 - 0,001 солнечных масс в год. В этом случае рентгеновское излучение полностью поглощается в оптически толстом аккреционном диске и реализуется сверхкритический режим аккреции, когда сила давления радиации превосходит силу гравитационного притяжения в диске. На месте рентгеновского источника наблюдается оптически яркий аккреционный диск, из которого под действием давления радиации происходит мощное истечение вещества. Рентгеновская двойная система в этом случае по своим наблюдательным проявлениям чрезвычайно похожа на знаменитый объект SS433, который обладает столь удивительными свойствами, что его по праву называют загадкой века.

Свое название объект SS433 получил по порядковому номеру в каталоге Стефенсона и Сандулика, содержащем звезды с сильными эмиссионными линиями водорода. Объект ассоциирован с радио- и рентгеновским источниками и локализован в центре пекулярного остатка вспышки сверхновой W50. В 1979 году появилось сенсационное сообщение группы американских астрофизиков, руководимой Брюсом Маргоном, которые открыли в оптическом спектре SS433 три системы линий излучения водорода и нейтрального гелия, две из которых были смещены относительно своего нормального положения на громадную величину, достигающую ± 900 A, причем положение этих смещенных линий не остается постоянным: они перемещаются по спектру в синюю и красную части с периодом около 164 суток. Эта уникальная особенность SS433 совместима с представлением о том, что движущиеся эмиссионные линии в его спектре формируются в двух противоположно направленных коллимированых (угол расходимости меньше 1°) выбросах газа (джетах), которые вырываются из внутренних частей аккреционного диска с релятивистскими скоростями примерно 80 000 км/с (0,27 от скорости света). Аккреционный диск и коллимированые выбросы (которые ему перпендикулярны) прецессируют с периодом около 164 суток, причем угол между выбросами и осью прецессии составляет приблизительно 20°, а ось прецессии перпендикулярна плоскости орбиты двойной системы и наклонена по отношению к лучу зрения на угол примерно 79°.

В настоящее время установлено, что объект SS433 представляет собой массивную рентгеновскую двойную систему с периодом 13,1 суток, состоящую из нормальной оптической ОВ звезды, переполняющей свою полость Роша, и релятивистского объекта, окруженного толстым аккреционным диском, прецессирующим с периодом приблизительно 164 суток.

Таким образом, объект SS433 подобен рентгеновской двойной системе Cyg X-1 или Cen X-3 с той лишь разницей, что оптическая звезда в системе SS433 находится на более продвинутой стадии ядерной эволюции, переполняет свою полость Роша и истекает на релятивистский объект в тепловой шкале времени релаксации. Это приводит к явлению сверхкритической аккреции на релятивистский объект. Появление релятивистских сильно коллимированых выбросов вещества, вырывающихся из центральных частей толстого аккреционного диска, является новой и неожиданной особенностью сверхкритического режима аккреции. Поскольку стадия эволюции объекта SS433 очень кратковременна, таких объектов должно быть очень мало в Галактике - порядка единиц.

В системе SS433 реализуется неожиданный для теории эволюции массивных ТДС режим вторичного обмена масс, когда переполнение звездой OB2' своей полости Роша ведет к формированию сверхкритического аккреционного диска вокруг релятивистского объекта, из которого и осуществляется интенсивный унос массы и углового момента за пределы двойной системы.

Классическая теория эволюции массивных ТДС предсказывает иной режим вторичного обмена масс - через формирование общей оболочки. При скорости потери массы звездой OB2' через точку Лагранжа ~ 0,0001 - 0,001 солнечных масс в год релятивистский объект из-за наличия так называемого эддингтоновского предела не может аккрецировать все вещество, поступающее в аккреционный диск, поэтому подавляющая часть вещества (свыше 99%) должна уходить за пределы двойной системы, унося массу и угловой момент. В этом случае должна сформироваться общая оболочка, в которой релятивистский объект интенсивно тормозится. Угловой орбитальный момент релятивистского объекта при этом передается общей оболочке, которая быстро теряется. В итоге на месте звезды OB2' образуется вторая звезда WR (WR2) в паре с релятивистским объектом (система C+WR2). Выброшенная за пределы двойной системы общая оболочка " нагребает" межзвездный газ и образует кольцевую туманность вокруг системы C+WR2. Подобные кольцевые туманности размером около 1 парсека наблюдаются примерно у двух десятков звезд WR.

То, что стадия вторичного обмена масс в режиме с общей оболочкой действительно реализуется в природе, доказывается недавним открытием звезды WR в очень короткопериодической рентгеновской двойной системе Cyg X-3. Очень короткий орбитальный период (4,8 часа) этой системы свидетельствует об интенсивной потере массы и углового момента, который мог реализоваться на стадии двойной системы с общей оболочкой.

Стадия второй звезды WR в системе

Образовавшиеся в результате вторичного обмена масс в ТДС звезды WR2 "второго поколения" должны обладать большими пространственными скоростями и иметь в среднем большие высоты z над галактической плоскостью в силу импульса, полученного двойной системой в результате взрыва сверхновой. Кроме того, C+WR2 системы могут быть окружены кольцевыми туманностями.

А.В. Тутуков и Л.Р. Юнгельсон, а также Э. Ван ден Хейвел в 1973 - 1976 годах высказали идею о том, что звезды WR, окруженные кольцевыми туманностями, могут быть двойными C+WR2 системами, то есть C+OB2' системами на стадии после вторичного обмена масс.

Интенсивный поиск проявлений двойственности (периодическая переменность блеска и лучевых скоростей) у ряда одиночных звезд WR, имеющих большие z и окруженных кольцевыми туманностями, привел к выделению около десятка звезд WR, у которых можно подозревать наличие релятивистских спутников. Среди таких звезд WR две с уверенностью могут быть отнесены к классу двойных с "невидимыми" спутниками: HD 50896 (WN5, p = 3,763 суток, z = - 279 парсек, расположена в центре кольцевой туманности RCW11) и HD 197406 (WN7, p = 4,327 суток, z = 1032 парсека).

Решающим в пользу присутствия релятивистского спутника было бы обнаружение мощного (порядка 1038 эрг/с) рентгеновского излучения от таких звезд WR. Однако недавние наблюдения с борта обсерватории "Эйнштейн" показали, что рентгеновское излучение от таких звезд WR (в том числе и от упомянутых выше HD 50896 и HD 197406) не превышает 1033 эрг/с, что слишком мало для аккрецирующих нейтронных звезд или черных дыр. Поэтому вопрос о природе невидимых спутников в данном случае пока остается открытым.

Недавнее открытие звезды WR в пекулярной короткопериодической рентгеновской двойной системе Cyg X-3 доказало реальное существование двойных систем C+WR2 , образовавшихся в результате вторичного обмена масс в массивных ТДС на стадии с общей оболочкой.

Стадия одиночной звезды с релятивистским объектом в центре

Существует еще один путь эволюции массивной ТДС на стадии после завершения вторичного обмена масс. Наиболее тесные двойные C+OB2' системы с нейтронными звездами или черными дырами на стадии с общей оболочкой могут из-за сильного торможения релятивистского объекта в оболочке образовать одиночные объекты с ядрами, состоящими из нейтронной звезды или черной дыры (релятивистский объект в этом случае "падает" в центр нормальной OB2' звезды). Подобные объекты (называемые объектами Ландау-Торна-Житков) также должны обладать большими пространственными скоростями и иметь большие высоты z над галактической плоскостью, поскольку они образовались в двойной системе, испытавшей взрыв сверхновой.

Согласно теории, объекты Ландау-Торна-Житков должны сильно отличаться по наблюдательным проявлениям от звезд WR, например быть полностью конвективными красными сверхгигантами. Однако для окончательного отождествления объектов Ландау-Торна-Житков с наблюдаемыми объектами требуются дальнейшие усилия как теоретиков, так и наблюдателей.

Взрыв звезды WR2 как сверхновой и стадия двух релятивистских объектов

Взрыв второй звезды WR (WR) в двойной системе C+WR2 с релятивистским объектом в большинстве случаев приводит к распаду двойной системы, поскольку в этом случае взрывается компонента большей массы. Распад системы приводит к образованию двух быстролетящих релятивистских объектов. При специфической асимметрии взрыва сверхновой система может не распасться, и в этом случае может образоваться двойная система, состоящая из двух релятивистских объектов с пространственной скоростью центра масс в сотни километров в секунду и большим эксцентриситетом орбиты. Пример такой системы: двойной радиопульсар PSR 1913+16, который демонстрирует укорочение орбитального периода за счет уноса энергии и углового момента излучением гравитационных волн в строгом количественном соответствии с предсказаниями общей теории относительности А. Эйнштейна.

В последние годы число открытых двойных радиопульсаров достигло 42 (полное число известных радиопульсаров около 700). Известно, что радиопульсар представляет собой сильно намагниченную (магнитное поле порядка 1012 Гс) нейтронную звезду с быстрым осевым вращением. Строго периодически повторяющиеся импульсы радиоизлучения пульсара обусловлены переработкой энергии вращения нейтронной звезды в направленное радиоизлучение через посредство сильного магнитного поля. Известные радиопульсары в двойных системах содержат в качестве спутников нейтронную звезду, белый карлик, массивную ОВ звезду и даже планеты. Периоды вращения пульсаров в двойных системах лежат в пределах 0,0016 - 1 секунда и в среднем значительно короче, чем периоды одиночных пульсаров. Это связано с тем, что во время вторичного обмена масс в массивной ТДС нейтронная звезда сильно раскручивается, аккумулируя значительную долю орбитального углового момента двойной системы. Орбитальные периоды двойных радиопульсаров лежат в пределах 0,2 - 1300 суток, эксцентриситеты орбит e = 0 - 0,97.

Заключение

Сравнение современных представлений об эволюции ТДС разных типов с данными наблюдений и их интерпретации приводит к выводу о том, что теория в целом правильно описывает эволюцию ТДС. Теория ставит новые наблюдательные задачи по исследованию ТДС на разных стадиях эволюции. В то же время современные наблюдения ТДС и их интерпретация в ряде случаев ставят перед теорией новые задачи, стимулирующие ее дальнейшее развитие. Это обеспечивает прогресс наших знаний об эволюции ТДС и их связи с образованием таких экстремальных объектов, как нейтронные звезды и черные дыры.

Отметим два достижения в области исследования ТДС на поздних стадиях эволюции, которые принципиально важны для фундаментальной физики.

? Надежное свидетельство существования гравитационных волн в природе, полученное по данным о вековом укорочении орбитального периода двойного радиопульсара PSR 1913+16. Эта работа удостоена Нобелевской премии.

? Надежные определения масс десяти кандидатов в черные дыры в рентгеновских двойных системах Cyg X-1, LMC X-1, LMC X-3, A0620-00, V404 Cyg, XN Mus 1991, QZ Vul, XN Sco 1994, XN Oph 1977, XN Per 1992. Во всех этих случаях масса рентгеновского источника превышает 3 солнечных массы, а его радиус меньше радиуса Земли. Замечательно то, что ни один из этих массивных рентгеновских источников не является рентгеновским пульсаром.

Таким образом, современные наблюдательные данные по релятивистским объектам в тесных двойных системах согласуются с предсказаниями общей теории относительности.

Дополнение: пояснения специальных терминов

Белый карлик - звезда, состоящая из вещества, свойства которого определяются законами не классической, а квантовой механики (вырожденный электронный газ). Это конечная стадия эволюции звезды с массой порядка солнечной. Радиус белого карлика порядка радиуса Земли. Плотность вещества - около 1 тонны в кубическом сантиметре.

Черная дыра - объект, предсказываемый общей теорией относительности А.Эйнштейна. Это объект, у которого вторая космическая скорость равна скорости света (300 000 км/с), то есть даже свет не может вырваться из ее гравитационного поля. Черная дыра образуется на конечной стадии эволюции массивной звезды. Радиус черной дыры при массе десять солнечных составляет 30 км.

Общая теория относительности (ОТО) А. Эйнштейна - теория, описывающая свойства сильных гравитационных полей. В случае слабых гравитационных полей ОТО переходит в теорию тяготения Ньютона.

Рентгеновское излучение - электромагнитное излучение с очень короткой длиной волны, порядка нескольких ангстрем и меньше. Оно возникает при нагреве вещества до очень высоких температур - более миллиона кельвинов.

Полость Роша - полость около звезды в тесной двойной системе, где притяжение звезды преобладает. Полости Роша вокруг первой и второй звезд в двойной системе соприкасаются друг с другом в точке Лагранжа.

Гравитационные волны - переменное гравитационное поле, излучающееся в пространство со скоростью света ускоренно движущимися телами. Их существование предсказывается ОТО А. Эйнштейна.

Группа американских астрофизиков открыла очень тесную пару квазаров. Расстояние между двумя источниками всего около 2.3 кпк (примерно 7 тысяч световых лет).

Скорее всего, появление такой тесной пары связано со слияниями галактик, и поэтому открытие имеет большое значение для понимания эволюции черных дыр в центрах галактик.

Приблизительно половина всех светящихся точек на ночном небе - это двойные звездные системы, в которых две звезды вращаются вокруг общего гравитационного центра. И это удивительное свойство Вселенной играет на руку астрономам, для которых изучение подобных звезд, в отличие от одинарных, является более простой задачей в свете современных технологий.

Используя методы адаптивной оптики, группа европейских исследователей не только определила массу пары звезд, но и создала модели движения друг относительно друга. По расчетам ученых, период обращения равен трем дням. С Земли можно увидеть, что на каждой орбите происходит по два "затмения", в ходе которых одна звезда закрывает другую. Тот факт, что мы можем наблюдать эти затмения, указывает на расположение плоскости вращения звезд по отношению к нам ребром. Каждое затмение, приводящее к уменьшению светового потока от одного из объектов, дает много информации для изучения звезд. Ученые смогли определить массу звезд - каждая из них примерно равна нашему Солнцу. Тем не менее, их возраст чрезвычайно мал, они появились в созвездии Ориона 10 миллионов лет назад.

Самая большая из пары звезд в 1.3 раза тяжелее Солнца и в 1.6 раза больше ее, а вот температура поверхности наоборот меньше на несколько сотен градусов и составляет 5000°C. Масса компаньонки равна 90% массы Солнца, диаметр на 20% больше, а температура еще меньше - 4000°C.

Открытие двойной звездной системы, носящей официальное название RXJ 0529.4+0041, было сделано с помощью 3.6-метрового телескопа обсерватории Ла Силла (Чили).