Астронет > Рентгеновское излучение от сталкивающихся звездных ветров в двойных системах

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Рентгеновское излучение от сталкивающихся звездных ветров в двойных системах

А.М.ЧЕРЕПАЩУК

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Столкновение сверхзвуковых звездных ветров компонентов тесных двойных систем приводит к формированию ударных волн и рентгеновскому излучению. Рентгеновское излучение от ударных волн в системах, состоящих из горячих массивных звезд, открыто в последние годы с бортов орбитальных рентгеновских обсерваторий. Это дает возможность получения новых данных о физике звездных ветров и природе двойных систем.

Введение

В 1962 году с борта американской ракеты "Аэроби" был открыт первый компактный рентгеновский источник, расположенный за пределами Солнечной системы. Им оказалась ныне хорошо известная рентгеновская двойная система Скорпион Х-1, содержащая оптическую звезду и аккрецирующую нейтронную звезду. Началась эра рентгеновской астрономии, обеспечившая человечеству новый канал информации о Вселенной.

В 1964 году, задолго до выяснения природы компактных рентгеновских источников как аккрецирующих релятивистских объектов (нейтронных звезд и черных дыр) в тесных двойных системах, Я.Б. Зельдович (СССР) и Е.Е. Салпитер (США) предсказали мощное энерговыделение при несферической аккреции вещества на черную дыру и тем самым указали на принципиальную возможность наблюдения черных дыр в рентгеновском диапазоне спектра. Теория дисковой аккреции вещества на релятивистские объекты в двойных системах была развита в 1972-1974 годах в работах Н.И. Шакуры и Р.А. Сюняева, Дж. Прингла и М. Риса (Англия), И.Д. Новикова и К. Торна (США). Было показано, что в силу того, что вещество при аккреции разгоняется в гравитационном поле нейтронной звезды или черной дыры до скоростей, близких к скорости света, столкновение и взаимное трение высокоскоростных потоков газа вблизи релятивистского объекта приводят к диссипации кинетической энергии газа и его разогреву до температур в десятки и сотни миллионов кельвинов. Это приводит к гигантскому выделению энергии в рентгеновском диапазоне с эффективностью до 0,3 от энергии покоя падающего вещества. Поэтому аккрецирующий релятивистский объект в двойной системе проявляет себя как мощный рентгеновский источник со светимостью ~10³⁶-10³⁹ эрг/с, что в тысячи и миллионы раз больше болометрической светимости Солнца.

Теория дисковой аккреции позволила быстро понять природу большинства рентгеновских источников как аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в тесных двойных системах. С борта первого специализированного американского рентгеновского спутника "Ухуру" в 1972-1975 годах были открыты сотни рентгеновских двойных систем, содержащих оптические звезды в паре с релятивистскими объектами, а к настоящему времени число известных рентгеновских двойных систем достигает сотни тысяч.

Рентгеновские источники неаккреционной природы

Рентгеновская астрономия обеспечила триумф релятивистской астрофизики прежде всего в плане открытия и исследования принципиально новых объектов Вселенной - нейтронных звезд и черных дыр. В то же время стало ясно, что разгон вещества до больших сверхзвуковых скоростей с последующей диссипацией кинетической энергии вещества при его столкновении с какой-либо преградой не является привилегией только релятивистских объектов. В природе происходят процессы, отличные от аккреции, которые также способны разгонять вещество до скоростей в тысячи и десятки тысяч километров в секунду. Например, при взрыве сверхновой звезды ее оболочка разлетается в космическое пространство со скоростью в десятки тысяч километров в секунду, а звездный ветер массивных горячих звезд спектрального класса О или звезд Вольфа-Райе (WR) ускоряется давлением радиации до скоростей в несколько тысяч километров в секунду. Во всех этих случаях взаимодействие сильно сверхзвукового потока газа с какой-либо преградой (межзвездный газ, поверхность звезды - спутника в двойной системе, звездный ветер от спутника и т.п.) приводит к формированию ударной волны, разогреву плазмы на ее фронте до температур в миллионы градусов и соответственно к рентгеновскому излучению. Впервые на такую возможность указал И.С. Шкловский в 1962 году. Он показал, что взаимодействие оболочки сверхновой звезды с межзвездным газом должно приводить к формированию ударных волн и генерации теплового рентгеновского излучения. Поскольку плотность межзвездной среды мала (менее одного атома в 1 см³), эффективность переработки кинетической энергии разлета оболочки сверхновой в рентгеновское излучение весьма низка - порядка 10^-8-10^-10. Однако ввиду огромной величины потока кинетической энергии разлета оболочки сверхновой (~10⁴³-10⁴⁴ эрг/с) ожидаемая величина рентгеновской светимости соответствующего остатка вспышки сверхновой составляет ~10³⁴-10³⁶ эрг/с, что является вполне наблюдаемой величиной. К настоящему времени известно несколько десятков остатков вспышек сверхновых, от которых зарегистрировано рентгеновское излучение в диапазоне 0,1-4 кэВ. Изучение спектра рентгеновского излучения дает уникальную возможность определения химического состава оболочек сверхновых.

Рентгеновское излучение от областей взаимодействия звездного ветра массивных горячих звезд с межзвездной средой было предсказано в 1968 году С.Б. Пикельнером и П.В. Щегловым и обнаружено Н.Г. Бочкаревым в 1988 году по архивным данным рентгеновских наблюдений с борта орбитальной обсерватории "Эйнштейн". Рентгеновская светимость таких областей сравнительно невелика, порядка 10³²-10³³ эрг/с.

Столкновение звездного ветра звезды wr со спутником в двойной системе

Автор данной статьи в 1967 году указал на то, что взаимодействие мощного сверхзвукового звездного ветра звезды WR со спутником - звездой спектрального класса О в тесной двойной системе WR+O должно приводить к формированию ударной волны и рентгеновского излучения. Причем, поскольку плотность звездного ветра звезды WR на расстояниях порядка радиуса орбиты тесной двойной системы велика (n $\simeq$ 10¹⁰-10¹¹ см^{- 3}), эффективность переработки перехваченного спутником потока кинетической энергии ветра в рентгеновское излучение также велика - порядка единицы. Это связано со следующими обстоятельствами. Рассмотрим рис. 1, где изображена картина обтекания звезды О сверхзвуковым ветром звезды WR.

Рис. 1. Три вида взаимодействия звездных ветров в тесной двойной системе: а - (WR+O)-система. Звездный ветер звезды О пренебрежимо мал. Наблюдается ударная волна, образованная в результате столкновения сверхзвукового ветра звезды WR с поверхностью звезды О; б - (WR+O)-система. Столкновение двух звездных ветров, истекающих из звезды WR и звезды О. Наблюдается система из двух ударных волн, сформированных в ветре звезды WR и О-звезды. Эта система из двух ударных волн расположена ближе к О-звезде, поскольку поток кинетической энергии ветра О-звезды меньше, чем в случае звезды WR; в - (О+О)-система. Столкновение двух звездных ветров равной мощности. Формируется система из двух ударных волн, расположенная посередине между компонентами

При диссипации на фронте ударной волны первыми до высокой температуры нагреваются протоны. Эффективность излучения в рентгеновском диапазоне определяется скоростью выравнивания температур протонов и электронов, поскольку именно электроны излучают радиацию. Время выравнивания температур протонов и электронов

$t_{r} \approx \frac{10 t^{3/2}_{e}}{n}$

при плотности ветра n $\simeq$ 10¹⁰ см^-3 и электронной температуре T_e $\leq$ T $\simeq$ 2 $\cdot$ 10⁷ K не превышает 10²с, то есть весьма мало по сравнению с характерными временами движения газа. Таким образом, плазма за фронтом ударной волны изотермична и эффективно высвечивается в рентгеновском диапазоне. В то же время при плотности ветра ~10¹⁰ см^-3 плазма ветра и ударной волны прозрачна для достаточно жестких рентгеновских квантов с энергией $h\nu$ > 1 кэВ, что и позволяет наблюдать рентгеновское излучение от области столкновения ветра звезды WR с О-звездой.

При темпе потери массы звездой WR $\dot{M} \simeq$ 10^{- 5} М/год (М - масса Солнца) и скорости ветра V $\simeq$ 2 $\cdot$ 10³ км/с поток кинетической энергии ветра $\dot{M} V^{2}/2 \simeq$ 10³⁷ эрг/с. Соответствующая температура за фронтом сильной ударной волны для идеального одноатомного газа

$T=\frac{3}{16} \frac{m_{p} V^{2}}{k} \simeq 8 \dot{M} \cdot 10^7$ K,

где m_p - масса протона, k - постоянная Больцмана. Поскольку температуры протонов и электронов быстро выравниваются, плазма за фронтом ударной волны эффективно излучает тормозное рентгеновское излучение с энергией в несколько килоэлектронвольт. Рентгеновская светимость L_X определяется долей W потока кинетической энергии ветра звезды WR, перехваченной спутником - О-звездой:

$L_{X}=\Omega \frac{\dot{M} V^{2}}{2} \simeq$ 10³⁵ эрг/с,

(1)

где $\Omega \approx \frac{\pi r^{2}}{4 \pi a^{2}}=\frac{1}{4} \left( \frac{r}{a} \right)^{2} \simeq$ 10^-2

Здесь r и a - радиусы О-звезды и относительной орбиты системы соответственно.

Из этих простых оценок следует, что от тесных двойных систем WR+O можно ожидать значительного рентгеновского излучения в диапазоне нескольких килоэлектронвольт. В 1967 году, когда эта оценка была опубликована, рентгеновская астрономия находилась еще на заре своего развития и чувствительность рентгеновских телескопов была низка. Поэтому обнаружить рентгеновское излучение от двойных звезд WR+О (расстояние до которых более 1 кпк) казалось безнадежной задачей. Однако в последующие годы чувствительность рентгеновских телескопов возросла на много порядков величины, и в 1982-1987 годах группами Эндрю Поллока (США) и Антони Моффата (Канада) это предсказание было подтверждено с использованием результатов рентгеновских наблюдений с борта американской орбитальной обсерватории "Эйнштейн". От ряда двойных WR+O-систем было найдено усиленное рентгеновское излучение со светимостью L_X $\simeq$ 10³³-10³⁴, что качественно согласуется с теоретической оценкой (причины количественного различия наблюдаемой и теоретической величины L_X будут обсуждены ниже).

Обнаружение рентгеновского излучения от ударных волн, сформированных при столкновении звездных ветров в двойных WR+O-системах, открывает широкие перспективы для поиска новых двойных среди звезд WR, изучения химического состава звездных ветров, исследования структуры ветров и выяснения причин их ускорения.

Столкновение звездных ветров в массивных двойных системах

В 1976 году О.Ф. Прилуцкий и В.В. Усов рассчитали рентгеновское излучение, образующееся при столкновении звездных ветров, истекающих из обоих компонентов двойной системы. К тому времени благодаря интенсивным ультрафиолетовым наблюдениям горячих массивных звезд, выполненным с борта европейского спутника IUE (International Ultraviolet Explorer), было доказано существование достаточно интенсивных звездных ветров не только от звезд WR ( $\dot{M} \simeq$ 10^{- 5} $M_{\odot}$ /год, V $\simeq$ 2 $\cdot$ 10³ км/с), но и от звезд спектральных классов О или В ( $\dot{M} \simeq$ 10^{- 6}-10^-8 $M_{\odot}$ /год, V $\simeq$ 4 $\cdot$ 10³ км/с). Стало ясно, что в двойной WR+O-системе должно реализоваться столкновение двух звездных ветров, истекающих из звезды WR и звезды О. Кроме того, можно ожидать рентгеновского излучения от столкновения звездных ветров в обычных О+О двойных системах.

Изотермичная высокотемпературная плазма за фронтом ударной волны эффективно высвечивается в рентгеновском диапазоне лишь в том случае, если время ее высвечивания t_f = 1,5 $\cdot$ 10¹¹T^1/2/n_e меньше времени пребывания элемента объема плазмы в окрестности ударной волны, то есть в объеме размером порядка радиуса r обтекаемой звезды. В противном случае из-за расширения и адиабатического охлаждения плазма будет остывать, не успевая излучить рентгеновские кванты. Учет этого эффекта, выполненный О.Ф. Прилуцким и В.В. Усовым, приводит к следующей оценке рентгеновской светимости ударной волны в двойной системе с достаточно большим орбитальным периодом p > 2 суток:

$L_{X}=6 \cdot 10^{34} \left( \frac{\dot{M}}{10^{-5} M_{\odot}/\mbox{год}}\right)^{2} \left(\frac{r}{10^{11} \mbox{см}}\right)^{3} \left(\frac{\bar{r}}{10^{12} \mbox{см}}\right)^{-4}\left(\frac{V}{10^{8} \mbox{см/с}}\right)^{-1}$ эрг/с,

где $\dot{M}$ - темп потери массы звездой WR, $\bar{r}= a - 1,25r$ . Для двойных систем с короткими орбитальными периодами p < 2 суток выражение для рентгеновской светимости более простое:

$L_{X}=\frac{1}{4} \left( \frac{1,25r}{a-1,25r} \right)^{2} \frac{\dot{M} V^{2}}{2}$ эрг/с,

поскольку в этом случае эффектом адиабатического охлаждения газа за фронтом ударной волны можно пренебречь.

Как было отмечено Е.В. Левичем и Р.А. Сюняевым в 1971 году, комптоновское рассеяние квантов оптических звезд на свободных электронах приводит к охлаждению горячей плазмы с характерным временем

$t_{c}=\frac{3}{4} \frac{m_{e}c}{\sigma_{T}(\epsilon_{1}+\epsilon_{2})}$ ,

где $\epsilon_{1}$ и $\epsilon_{2}$ - плотности излучения звезды WR и спутника О, m_e - масса электрона, $\sigma_{T}$ - сечение томсоновского рассеяния.

Автор данной статьи в 1976 году рассчитал ожидаемые рентгеновские светимости и потоки от 13 двойных (WR+О)-систем с известными характеристиками, с учетом охлаждения горячей плазмы за фронтом ударной волны комптоновским механизмом. Теоретические значения рентгеновских светимостей от ударных волн в этих двойных (WR+O)-системах лежат в пределах L^T_X = 10³¹-10³⁴ эрг/с. Следует подчеркнуть, что величина L^T_X много меньше болометрической светимости звезд WR (~10³⁹ эрг/с) и оптической светимости этих звезд (~10³⁷ эрг/с). Поэтому влияние рентгеновского излучения от ударной волны на оптические характеристики звезды WR незначительно. В то же время прямые измерения последних лет показывают, что рентгеновские светимости горячих корон О-звезд и одиночных звезд WR в диапазоне нескольких килоэлектронвольт составляют в среднем 10³²-10³³ эрг/с для О-звезд и 5 $\cdot$ 10³¹ эрг/с для WR-звезд. Следовательно, ударная волна, образованная столкновением звездных ветров, выглядит в рентгеновском диапазоне достаточно контрастно и может служить надежным признаком двойственности звезды WR. При угле наклонения орбиты i, близком к 90° (плоскость орбиты близка к лучу зрения), могут иметь место периодические изменения рентгеновского потока и периодические завалы низкоэнергичных участков рентгеновского спектра, связанные с затмениями ударной волны телами звезд и поглощением в звездных ветрах WR- и О-компонентов.

Последующие строгие численные двумерные газодинамические расчеты параметров ударных волн, образованных при столкновении звездных ветров компонентов в WR+O и О+О двойных системах, подтвердили описанные выше простые оценки. На рис. 2 приведены соответствующие результаты газодинамических расчетов для двойной (WR+O)-системы V444 Лебедя с орбитальным периодом 4,2 суток. Эти расчеты выполнены в 1992 году американскими учеными И.Р. Стивенсом, Дж.М. Блондином