Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции

А.М.ЧЕРЕПАЩУК

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

cher@sai.msu.ru

Прогресс в наблюдательных и теоретических исследованиях тесных двойных звезд позволил понять происхождение и эволюцию таких необычных объектов, как звезды Вольфа- Райе, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Тесные двойные системы - естественные лаборатории, в которых происходит движение и взаимодействие компонент. Изучая эти взаимодействия, астрономы могут исследовать основные физические характеристики звезд.

Введение

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 (аккреции) 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.

Рис. 1.a) - Модель рентгеновской двойной системы с прецессирующим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта; показаны разные фазы прецессии диска. б) - Определяемые из наблюдений рентгеновские и оптические кривые блеска системы и кривые лучевых скоростей (1 - для оптической звезды, 2 - для рентгеновского пульсара). По этим кривым находят массы оптической и релятивистской звезд и параметры орбиты двойной системы.

В данной обзорной статье мы рассмотрим современные представления об эволюции ТДС на поздних стадиях эволюции.

Об эволюции массивных тесных двойных систем

Рассмотрим современный сценарий эволюции массивных ТДС (суммарная масса M1 + M2 > 30MC , MC - масса Солнца), развитый в 1967 - 1983 годах в работах поляка Б. Пачинского, живущего сейчас в США, немцев Р. Киппенхана и А. Вайгерта, русских А.В. Тутукова и Л.Р. Юнгельсона, голландца Э. Ван ден Хейвела, русских В.Г. Корнилова и В.М. Липунова.

Схему эволюции звезд в массивной ТДС, изначально состоящей из двух звезд спектральных классов О-В, можно представить в следующем виде:

OB1+OB2$\to$ WR1+ OB2'$\to$ взрыв как сверхновой звезды WR1+OB2'$\to$ релятивистский объект (C)+OB2$\to$ C+WR2 (или одиночный объект Ландау-Торна-Житков) взрыв звезды WR2 как сверхновой $\to$ два релятивистских объекта.

На начальной стадии система состоит из двух массивных горячих О-В звезд главной последовательности и однородного химического состава. Пусть масса более массивной звезды OB1 не сильно превосходит массу менее массивной OB2 . Время ядерной эволюции звезды на стадии выгорания водорода в ядре для звезды с массой 30MC составляет 3 x 106 лет. Более массивная звезда OB1 эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша. Будем считать, что это заполнение произошло на стадии, когда у звезды OB1 имеется инертное гелиевое ядро, где ядерные реакции еще не идут, а водород выгорает в слоевом источнике. Звезда OB1 теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа.

Рис. 2. Сценарий эволюции массивной тесной двойной системы.1 - Разделенная ТДС из двух массивных горячих ОВ звезд (М1 > М2); указаны критические полости Роша каждой из компонент и внутренняя точка Лагранжа Л (в области их соприкосновения). 2 - Первичный обмен масс в системе через внутреннюю точку Лагранжа. 3 - Система WR1+OB2'. 4 - стадия двойной системы С+OB2', содержащей релятивистский объект (С), но без аккреции и мощного рентгеновского излучения. 5(a) - Рентгеновская двойная система с аккреционным диском вокруг релятивистского объекта; 5(б) - Эволюция с общей оболочкой, приводящая либо к формированию объекта Ландау-Торна-Житков, либо 5(в) к двойной системе C+WR2 типа Cyg X-3. Стадия 5(а) может привести также к формированию объекта типа SS433 со сверхкритическим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта, но без общей оболочки. 5(г) - Стадия двух релятивистских объектов.

Это вещество перетекает на звезду OB2 и присоединяется к ней. Процесс первоначального обмена масс является самоподдерживающимся и очень быстрым (соответствующая шкала времени тепловая, а не ядерная), в частности, ввиду того, что расстояние а между компонентами двойной системы в консервативном случае меняется по закону

a=const/M12M22 (1)

При условии M1 + M2 = const эта функция имеет минимум, когда M1 = M2 . Поэтому при перетекании вещества от более массивной звезды OB1 к менее массивной OB2 расстояние между компонентами а уменьшается, что, в свою очередь, усиливает обмен масс. Подчеркнем, что в случае массивной ТДС первой заполняет свою полость Роша и начинает перетекать на вторую звезду всегда более массивная компонента. Поэтому в массивных ТДС расстояние а между компонентами системы всегда уменьшается в начале первичного обмена масс, что делает обмен масс самоподдерживающимся и неизбежным. После завершения первичного обмена масс масса первоначально менее массивной звезды OB2 увеличивается почти втрое (поэтому далее эта звезда обозначается как OB2'), 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 WR, нейтронные звезды, черные дыры), принято называть ТДС на поздних стадиях эволюции.

Рассмотрим основные наблюдательные проявления всех последующих стадий эволюции ТДС. Ограничимся случаем массивных ТДС, которые в теоретическом плане изучены лучше всего.

Звезды Вольфа-Райе (WR) в тесных двойных системах с OB компонентами

После завершения первичного обмена масс в массивной ТДС на месте первоначально более массивной звезды OB1 образуется гелиевый остаток, масса которого существенно меньше массы второй компоненты OB2' .

Как показывают расчеты, масса гелиевых остатков MR (с небольшими водородными оболочками) удовлетворительно описывается соотношением

MR/MC=0,1(M1/MC)2,4. (2)

Образовавшаяся на месте звезды OB1 гелиевая звезда с тонкой водородной оболочкой имеет эффективную температуру, достигающую ~105 К. Длительность этой стадии эволюции ~3 x 105 лет. 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. Их характерная особенность - наличие мощных и широких линий излучения, которые формируются в протяженной атмосфере, расширяющейся со скоростями в тысячи километров в секунду, по-видимому, под действием давления излучения (эта атмосфера также называется звездным ветром). Около половины известных звезд WR ярче 10 звездной величины обнаружены как компоненты WR1 +OB2' систем. Орбитальные периоды этих систем p лежат в пределах от 1,6 до 2900 дней. Эксцентриситеты орбит e $\approx$ 0 для p < 14 суток и e = 0,3 - 0,8 для p > 70 дней. Отношение масс компонент q=MWR/MOB лежит в пределах 0,17 - 2,78.

Рис. 3. Положение четырех звезд Вольфа-Райе, являющихся компонентами затменных двойных систем, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела спектр-светимость (по результатам нашей интерпретации кривых блеска этих систем). Для примера показан один из эволюционных треков звезды ОВ в массивной ТДС (по А.В. Тутукову и Л.Р.Юнгельсону), обусловленный первичным обменом масс.

Модель звезды WR как обнаженного гелиевого ядра первоначально массивной ОВ звезды подтверждается нашими определениями радиусов и температур звезд WR из анализа кривых затмений двойных затменных WR+ОВ систем. Особенно сильное подтверждение модели звезды WR как гелиевого остатка было получено недавно в связи с открытием Ван Керквиком с соавторами звезды WR в составе сильно проэволюционировавшей рентгеновской двойной системы Cyg X-3, содержащей нейтронную звезду или черную дыру.

Сильное рентгеновское излучение двойных систем WR1+OB2' было предсказано в 1967 - 1976 годах в работах автора статьи и в работах О.Ф. Прилуцкого и В.В. Усова. Наблюдения с борта внеатмосферной американской обсерватории "Эйнштейн" подтвердили наше предсказание: было обнаружено значительное (порядка 1033 - 1034 эрг/с) рентгеновское излучение от WR+ОВ двойных систем. Это излучение формируется в ударной волне, образованной в результате столкновения звездных ветров WR и ОВ компонент. Эффекты столкновения звездных ветров компонент в массивных ТДС приводят к неконсервативности процесса обмена веществом между компонентами, что должно учитываться теорией эволюции ТДС.

Взрыв звезды WR1 как сверхновой

Эволюция гелиевой звезды зависит от массы образующегося у нее углеродно-кислородного ядра. Для достаточно массивных первичных звезд ОВ с массой более 12MC масса СО-ядра превышает верхний предел для соответствующих белых карликов (1,4MC), 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.

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