Что происходит в центре Галактики?
20.10.2000 22:42 | С. Б. Попов/ГАИШ, Москва
Введение
Активность ядер галактик является в течение последних 50 лет объектом пристального внимания. Существует три основных гипотезы о природе этой активности: сверхмассивное плазменное тело, черная дыра (ЧД) и плотное звездное скопление (кроме того, для объяснения свойств активных ядер привлекается так называемая "новая физика", но мы не будем останавливаться на этих идеях). Первая из этих гипотез сталкивается со значительными трудностями и в настоящее время не пользуется большой популярностью. По всей видимости обе оставшиеся гипотезы верны, и активность различных типов активных ядер галактик связана со сверхмассивными черными дырами или со звездными скоплениями в их центрах.
Идея о том, что активность галактических ядер может объясняться существованием плотных звездных скоплений, появилась давно. Общий анализ эволюции таких скоплений был проведен еще в 70-е гг. Пиблсом, Бегельманом и Рисом, которые вообще внесли очень большой вклад в исследование галактик с активными ядрами.
Плотность звезд в ядрах нормальных галактик превосходит величину 106пк-3. Скопление из 108 звезд спектрального класса О способно обеспечить энерговыделение, соответствующее ярким квазарам. Но здесь есть две принципиальные трудности. Во-первых, из-за низкой эффективности термоядерного горения (примерно 0.1%) активная фаза такого квазара была бы слишком коротка. Во-вторых, спектр такого скопления будет заметно отличаться от типичного спектра квазара. Свою роль в энерговыделение могут вносить неупругие столкновения звезд и вспышки сверхновых (а также гиперновые, возникающие при пролете нейтронных звезд (НЗ) сквозь нормальную звезду). Существенным также является учет влияния газа (чтобы газ мог заметным образом влиять на эволюцию его масса должна быть порядка массы звезд, кроме случая скопления замагниченных объектов (белых карликов (БК), НЗ). Но особые трудности возникают с образованием струй. Выбросы вещества -- это типичное проявление активности не только в мире галактик, но и в мире звезд и их систем (см. "Земля и Вселенная" 1994 N2). Коллимированные потоки вещества наблюдаются в активных ядрах уже на расстоянии 1 пк, а простираться струи могут вплоть до расстояний в 1 Мпк (!!!), что чрезвычайно трудно объяснить в модели звездного скопления.
При плотности в центре галактики, превышающей
где r -- расстояние в парсеках, образуется единый
сверхмассивный объект. Если он обладает
значительным вращением, то через некоторое время
он превращается в диск. Такие объекты называют магнетоидами, спинарами
или просто сверхмассивными
звездами. Эти термины появились в обиходе
астрономов в конце 60-х гг. Сверхмассивные звезды
как объяснение природы выделения энергии в
центральных областях активных галактик
появились в работе Фаулера,
магнетоиды-- в работе
Озерного и Чертопруда, спинары-- Кавальери,
Моррисона и Пачини.
Считается, что модель сверхмассивной звезды имеет право на существование как предшественник сверхмассивной ЧД. Спинары должны обладать твердотельным вращением, что связано с их магнитным полем, а также излучать много энергии в ультрафиолете, что плохо согласуется с наблюдаемым распределением энергии в спектрах активных ядер.
Наиболее популярная гипотеза -- сверхмассивная ЧД претендует на объяснение активности галактик самых разных типов в рамках единой модели. Эта идея появилась в 1964 году в работах Солпитера и Я.Б.Зельдовича. Переменными параметрами в основном являются параметры окружающего газа и масса ЧД (а в большинстве случаев только масса). В ее рамках удается объяснить все наиболее существенные свойства активных ядер, включая спектр и образование струй.
Если активность квазаров и мощных радиогалактик почти наверняка связана с черными дырами, то вопрос о природе активных процессов в ядре Галактики является более дискуссионным. Попытки ввести сверхмассивную ЧД в нашу Галактику частично связаны с желанием объяснить активность всех галактик одним механизмом, изменяя лишь один параметр - массу ЧД.
Центральным объектом нашей Галактики считается
объект Sgr A*, совпадающий с динамическим центром
Галактики. Это уникальный точечный
радиоисточник с плоским спектром.
Его светимость около 
. Размеры источника
в разных диапазонах составляют 
см.
Именно в нем может находится сверхмассивная ЧД.
Sgr A* расположен в центре спиральной газовой
структуры Sgr A West. Гипотеза существования
сверхмассивной ЧД с массой 
в центре
Галактики сталкивается с рядом трудностей. В
первую очередь не наблюдается сколь-нибудь
значительного жесткого излучения от объекта Sgr A*,
динамического центра Галактики. А
ведь спрятать такого "зверя" как
сверхмассивная ЧД под ковром очень нелегко!
Аккрецируя межзвездный газ (а также звездный
ветер от звездного скопления IRS 16),
ЧД должна
была бы интенсивно излучать в ренгтгеновском
диапазоне, что не наблюдается. Кроме того,
приливное воздействие такой ЧД препятствовало
бы звездообразованию в центральной области
Галактики. А также существует трудно объяснимое
в рамках гипотезы о существовании ЧД различие в
расположении скопления IRS 16 и объекта Sgr A*$.
Существует ряд работ по моделированию последствий вспышки звездообразования в центре Галактики. Многие проявления активности в этой области удается объяснить исходя из этой модели. То что в центральном парсеке идет звездообразование является наблюдательным фактом. Зарегистрировано большое количество крайне молодых объектов. Одним из последних сообщений на эту тему является работа американских наблюдателей, в которой сообщается об открытии звезды Вольфа-Райе на расстоянии 0.5 пк от Галактического центра!
Если в районе галактического центра идет процесс звездообразования, то можно построить его модель, и посмотреть, совпадают ли предсказания модели с наблюдениями.
Описание модели
Исторически первыми были рассмотрены модели эволюции одиночных звезд. При исследовании эволюции выделяют два основных метода: популяционный синтез и эволюционный синтез. Целью популяционного синтеза является получение интегральных характеристик галактики. В моделях эволюционного синтеза используются наблюдаемые треки и спектры для предсказания итогового спектра и других наблюдаемых параметров.
Однако, при рассмотрении эволюции только одиночных звезд мы теряем большое количество информации. Ведь большая часть звезд, как следует из наблюдений, входит в состав двойных и кратных систем, что, по-видимому, является важной особенностью процесса звездообразования. При естественных предположениях во многих компьютерных расчетах образования звезд образуются двойные системы. Особенно ясно необходимость учета двойных звезд в эволюционных сценариях была осознана в конце 60-x -- начале 70-x, когда были открыты первые двойные рентгеновские источники и нейтронные звезды (пульсары).
Эволюция звезд в тесной двойной системе (ТДС) сильно отличается от эволюции одиночной звезды. В течение эволюции ТДС происходит (возможно неоднократное) перетекание вещества от одного компонента к другому, что может качественно изменить их эволюционный статус. Примером этого служит Алголь, известная двойная звезда в созвездии Персея ("парадокс Алголя"). Образование большинства двойных рентгеновских источников, двойных и миллисекундных радиопульсаров, пар ЧД+пульсар было бы невозможно без обмена веществом, т.к. при взрыве более массивной (и быстрее эволюционирующей звезды) система распалась бы.
Первые работы, посвященные эволюции двойных систем появились в 60-е гг. Пионерские работы Пачинского, Тутукова, Ван ден Хевела позволили подойти к объяснению эволюционного статуса рентгеновских объектов, но стало ясно, что необходимо рассматривать эволюцию замагниченных вращающихся объектов (БК, НЗ). О результатах моделирования эволюции двойных систем с учетом магнитного поля компактных объектов с помощью программ, разработанных в отделе Релятивистской астрофизики ГАИШ, мы и поговорим в этой статье.
Для моделирования эволюции ТДС создается комплекс программ. В компьютере "рождаются" двойные звезды, которые затем живут и видоизменяются согласно заданным законам. Законы эти как правило или прямо следуют из наблюдений, или косвенно ими подтверждаются. Для получения статистически значимых результатов в одном прогоне используется от 104 до 106 систем. Тогда есть (хотя и небольшая) вероятность встретить даже самые редкие системы, и результаты не будут подвержены случайным ошибкам (при бросании монетки не удивительно, если "орел" выпадет два-три раза подряд, но вероятность выпадения 200-300 "орлов" подряд чрезвычайно мала). Параметры двойной разыгрываются случайным образом в соответствии с заданными интервалами их изменения и законами их распределения, которые или определяются из наблюдений или, если это не удается, вычисляются теоретически, но подобная теория обязательна должна быть (хотя бы косвенно) подтверждена наблюдениями.
Что дают расчеты
Реально существует множество различных типов двойных систем и при моделировании можно следить за системами всех этих типов. Однако, в нашем случае в этом нет необходимости, т.к. во-первых рассмотривается промежуток времени от 0 до 10 млн. лет, а за этот период не все типы двойных систем успевают сформироваться. Например, за это время не могут образоваться БК. Во-вторых, полная масса вспышки звездообразования не может сравниться с массой галактики, поэтому трудно рассчитывать на появление редких, экзотических источников, а если бы они и появились в расчетах, то этот результат был бы неустойчив из-за своей малой статистической значимости (вспомните бросание монетки).
Мы будем называть систему рентгеновским транзиентом, если она состоит из НЗ на эксцентричной орбите и Be-звезды. В расчетах эти источники становятся наиболее многочисленными к предполагаемому моменту наблюдения. В таких системах могут образовываться рентгеновские пульсары.
Если система состоит из ЧД и сверхгиганта, не заполняющего свою полость Роша (т.е. если его вещество не перетекает в быстром темпе на ЧД), то мы будем называть такую систему истоником истоником типа Cyg X-1, по названию наиболее известного представителя этого типа, который также является одним из лучших кандидатов в черные дыры, наравне с рентгеновскими новыми. Аккреция в такой системе идет из звездного ветра, и рентгеновская светимость может достигать значительной величины, но не слишком близкой к критической.
В случае, если темп аккреции превосходит эддингтоновский, мы имеем сверхкритическую аккрецию. В этом случае на компактный объект падает больше вещества, чем он может "проглотить". И из-за давления излучения часть падающего газа будет отбрасываться обратно. Мы прослеживали эволюцию сверхаккрецирующих черных дыр, т.к. они могут иметь наблюдательные проявления в виде струй (джетов), а в центре Галактики как раз наблюдаются кандидаты в черные дыры, обладающие струйными истечениями вещества. Мы называем такие системы источниками типа SS433, не вдаваясь в дисскусию о том является ли первичный компонент в системе SS433 НЗ или ЧД (см. "Земля и Вселенная" 1991, N4). Также рассмотрим системы, состоящие из ЧД и звезды главной последовательности (ЧД+ГП).
Количество транзиентов резко возрастает за промежуток времени от 2 до 5 млн. лет и затем увеличивается достаточно слабо, доходя примерно до 100 при 10 млн. лет. Такое поведение объясняется во-первых тем, что в первые несколько миллионов лет "прародители" нейтронных звезд еще не успели проэволюционировать. Во-вторых, время жизни ТДС на этой стадии достаточно велико, поэтому их количество нарастает, даже когда темп их рождения остается практически постоянным. К 7 млн. лет образуется примерно 75 таких систем. Однако, мы не можем увидеть их все одновременно, т.к. НЗ звезда находится на орбите с большим эксцентриситетом, и, когда она далека от Be-звезды, падающего вещества не хватает для появления яркого рентгеновского источника.
Эта картина противоположна эволюции источ