1. 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 – компонентов двойной системы. Среди двойных звезд выделяют тесные двойные системы (ТДС) – системы из двух звезд, в которых на некотором этапе эволюции происходит обмен веществом между компонентами. Наиболее заметные наблюдательные проявления перетекания вещества отмечаются у ТДС, находящихся на поздних стадиях эволюции, то есть после завершения первичного обмена веществом между компонентами. Именно характеристики поздних стадий эволюции ТДС являются самыми сильными критериями 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 (ОТО) А. Эйнштейна) были впервые теоретически описаны в работах советского теоретика Я.Б. Зельдовича и его учеников в 1966-1972 годах. Предсказание мощного рентгеновского излучения от аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр было сделано в 1964 году Я.Б. Зельдовичем и американским астрономом Е.Е. Солпитером.

Прогресс 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. В предлагаемом обзоре будут рассмотрены современные представления об эволюции ТДС на поздних стадиях.

2. Об эволюции массивных тесных двойных систем

Сценарий эволюции массивных ТДС (суммарная масса M₁+M₂>30M_ʘ (M_ʘ – масса Cолнца) развит в 1967-1983 годах в работах поляка Б. Пачинского, немцев Р. Киппенхана и А. Вайгерта, россиян А.В. Тутукова и Л.Р. Юнгельсона, голландца Э. Ван ден Хейвела, россиян В.Г. Корнилова и В.М. Липунова.

Схему эволюции звезд в массивной ТДС, изначально состоящей из двух звезд спектральных классов ОВ, можно представить в следующем виде (см. рис. 1):

На начальной стадии система состоит из двух массивных горячих ОВ-звезд главной последовательности 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 30M_ʘ составляет 3·10⁶ лет. Более массивная звезда OB₁ эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша. Это заполнение, возможно, 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; 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, из-за того, что расстояние a между компонентами двойной системы в консервативном случае (то есть при сохранении общей массы и углового момента) меняется по закону

Рис. 1. Эволюция массивной тесной двойной системы: 1 – разделенная ТДС из двух массивных горячих ОВ-звезд, M1>M2; 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 WR1OB2'; 4 – стадия двойной системы C+OB2', содержащей релятивистский объект С, но без аккреции и мощного рентгеновского излучения; 5a – рентгеновская двойная система с аккреционным диском вокруг релятивистского объекта; 5б – эволюция с общей оболочкой, приводящая либо к формированию объекта Ландау-Торна-Житков, либо 5в – к двойной системе C+WR2 типа Лебедь X-3 (Cyg X-3). Стадия 5а может привести также к формированию объекта типа SS 433 со сверхкритическим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта, но без общей оболочки; 5г – стадия двух релятивистских объектов

Все ТДС после первичного обмена масс, содержащие далеко проэволюционировавшие объекты (белые карлики, звезды WR, нейтронные звезды, черные дыры), принято называть тесными двойными системами на поздних стадиях эволюции. Каковы основные наблюдательные проявления всех последующих стадий эволюции ТДС в случае массивных систем, которые теоретически изучены лучше всего?

3. Звезды Вольфа-Райе в тесных двойных системах с ОВ-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 M_R (с небольшими водородными оболочками) удовлетворительно описывается соотношением

Рис. 2. Положение четырех звезд Вольфа-Райе CQ Cep (CQ Цефея), V444 Cyg (V444 Лебедя), CV Ser (CV Змеи) и СХ Сер (СХ Цефея) (красные точки), являющихся компонентами затменных двойных систем, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела спектр-светимость. Для примера показан один из эволюционных треков звезды ОВ с M1=32Mʘ в массивной ТДС, обусловленный первичным обменом масс

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

Интенсивное рентгеновское излучение двойных систем типа WR₁+OB₂' было предсказано в 1967-1976 годах в работах российских ученых А.М. Черепащука, а также О.Ф. Прилуцкого и В.В. Усова. Наблюдения с борта внеатмосферной американской обсерватории ЭЙНШТЕЙН обнаружили значительное (порядка 10³³-10³⁴ эрг/с) рентгеновское излучение от двойных систем WR+OB. Это излучение формируется в ударной волне, образованной в результате столкновения звездных ветров WR- и ОВ-компонентов. Эффекты столкновения звездных ветров звезд системы в массивных ТДС приводят к неконсервативности процесса обмена веществом между компонентами, что необходимо учитывать при построении теории эволюции ТДС.

4. 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 12M_ʘ) масса углеродно-кислородного ядра превышает верхний предел для соответствующих белых карликов ( 1,4M_ʘ), 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 2-го типа (по классификации советского астрофизика 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 (около 0,001).

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.

5. Стадия "нерентгеновской" двойной системы с релятивистским объектом

После первичного обмена масс в двойной системе звезда OB₂ захватила (аккрецировала) вещество звезды OB₁ (ее водородную оболочку, то есть более 60 % массы звезды OB₁), масса звезды OB₂ возросла, однако она пока еще остается звездой главной последовательности нормального химического состава с характерным временем ядерной эволюции около миллиона лет. После взрыва звезды WR₁ и образования релятивистского объекта формируется система C+OB₂' с релятивистским объектом С. 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, в этом смысле он "невидим". Это связано с тем, 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 яркого рентгеновского источника. Заметим, однако, что если OB₂'-звезда быстро вращается, в области ее экватора образуется мощный звездный ветер, стимулированный вращением. Это может обеспечивать достаточно интенсивный темп аккреции вещества из экваториального звездного ветра на релятивистский объект и формирование яркого 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 (то есть излучающими в оптическом диапазоне длин волн) компонентами – звездами Ве. Активность молодой нейтронной звезды (быстрое вращение, сильное магнитное поле, выброс звездою 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 километров в секунду) и значительные (до 1 кпк) высоты z над галактич