Astronet > Zvezdnye pary

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Zvezdnye pary

Sergei Popov, Mihail Prohorov
(GAISh MGU)

Esli posmotret' na yasnoe nochnoe nebo, to legko mozhno uvidet', chto zvezdy raspredeleny na nem neravnomerno. To tut, to tam popadayutsya pary ili gruppy zvezd. No mnogie zvezdnye pary obmanchivy: tol'ko na voobrazhaemoi poverhnosti nebesnoi sfery eti zvezdy raspolozheny odna vozle drugoi, a v kosmose, v trehmernom prostranstve, oni razdeleny rasstoyaniyami v sotni i tysyachi svetovyh let. Dazhe izvestnye dvoinye zvezdy $\epsilon$ Vesov, $\epsilon$ Kozeroga, $\epsilon$ Liry kotorye ne vsyakii i razglyadit nevooruzhennym glazom, otnosyatsya k klassu opticheskih, t.e. "sluchainyh", dvoinyh.

Odnako, esli posmotret' na nebo vooruzhennym glazom, to mnogie, kazhushiesya odinochnymi, zvezdy raspadutsya na pary, a nekotorye, kak naprimer $\epsilon$ Liry, dazhe na dve pary. Eto uzhe fizicheskie dvoinye. Zvezdy kruzhatsya drug vokrug druga, uderzhivaemye silami tyagoteniya. Oni, kak pravilo, vmeste poyavilis' na svet (ili luchshe skazat' vmeste nachali izluchat' svet), hotya byvayut i pary, obrazovavshiesya v rezul'tate zahvata odnoi zvezdy drugoi pri tesnom sblizhenii (osobenno chasto eto dolzhno proishodit' v sharovyh skopleniyah i central'nyh oblastyah galaktik).

A byvayut li eshe bolee tesnye pary, kotorye i v teleskop ne razglyadish'? Byvayut. V etom sluchae dvoistvennost' ustanavlivaetsya ili po peremennosti bleska (odna zvezda mozhet zatmevat' druguyu), ili po spektru, v kotorom blagodarya effektu Doplera otrazhaetsya vrashenie zvezd vokrug obshego centra mass. V pervom sluchae zvezda nazyvaetsya zatmennoi peremennoi, a vo vtorom - spektral'no-dvoinoi. Naprimer, Micar yavlyaetsya spektral'no-dvoinoi zvezdoi. A Algol' - zatmennoi peremennoi.

Izuchenie dvoinyh sistem ochen' vazhno dlya vsei zvezdnoi astrofiziki, t.k. imenno u nih mozhno opredelyat' vazhneishie parametry zvezd. V pervuyu ochered' rech' idet o masse. Krome etogo, esli v sisteme proishodyat zatmeniya, to mozhno postroit' "kartu" zvezdy ili akkrecionnogo diska.

Dvoinaya sistema Micar A. (apod 970219)

Sredi mnozhestva dvoinyh zvezd osobenno interesny samye blizkie pary - tesnye dvoinye sistemy. V nih zvezdy mogut neposredstvenno vzaimodeistvovat' drug s drugom.

Dvoinaya sistema (apod 951226)

TESNYE DVO'NYE SISTEMY

Prezhde chem nachat' obsuzhdenie kakoi-libo problemy sleduet dogovorit'sya o terminah i ponyat' vazhnost' obsuzhdaemogo voprosa. Chto my ponimaem pod tesnymi dvoinymi sistemami (TDS), i pochemu oni udostoilis' nashego s vami vnimaniya?

Kriteriem "tesnoty" dvoinoi zvezdnoi sistemy yavlyaetsya ne rasstoyanie mezhdu dvumya komponentami, a stepen' vzaimodeistviya mezhdu nimi. Takzhe i v zhizni, vy mozhete ne znat' vseh svoih sosedei po lestnichnoi kletke i imet' pri etom blizkih druzei na drugom konce goroda, strany ili zemnogo shara. No, vse-taki, chashe nashi blizkie znakomye deistvitel'no zhivut nedaleko ot nas.

Dvoinaya sistema

Vernemsya k zvezdnym sistemam. Naprimer, dva krasnyh karlika s massami v 0.2 solnechnoi, vrashayushihsya na rasstoyanii 1 a.e. drug ot druga, ne yavlyayutsya tesnoi sistemoi, a dve ochen' massivnye zvezdy na takoi zhe orbite budut TDS (obychno rasstoyanie mezhdu komponentami TDS sostavlyaet okolo $10^{12}$ sm, t.e. desyatki radiusov Solnca). Dva takih karlika budut zhit' nezavisimo drug ot druga, kak dva Robinzona na raznyh ostrovah, a sverhgiganty budut aktivno vzaimodeistvovat' drug s drugom. T.o., vmesto slova "tesnye" my mozhem v dannom sluchae smelo ispol'zovat' slovo "vzaimodeistvuyushie". Dlya vsyakogo Robinzona ochen' vazhno naiti hot' kakogo-nibud' sobesednika, dazhe dikarya. Srazu stanovitsya ne tak skuchno, ved' prakticheski vsem sovershenno neobhodimo obshenie.

Dvoinaya sistema - (apod 960228)

Teper' nam ponyatno, chto i zhizn' vzaimodeistvuyushih dvoinyh zvezd gorazdo interesnee zhizni odinokoi zvezdy. No pochemu by ne pogovorit' o troinyh, chetvernyh i t.d. sistemah? Okazyvaetsya, chto sozdat' sistemu, v kotoroi drug s drugom vzaimodeistvovali by tri i bolee zvezd ochen' nelegko: sistema budet dinamicheski neustoichivoi, i "lishnie" zvezdy budut vykinuty iz nee, ili rasstoyanie mezhdu komponentami stanet nastol'ko veliko, chto vsyakoe vzaimodeistvie prekratitsya. Ustoichivymi okazyvayutsya tol'ko tak nazyvaemye "ierarhicheskie" troinye i kratnye sistemy, v kotoryh tret'sya komponenta obrashaetsya po dostatochno shirokoi orbite vokrug dvoinoi sistemy (nikogda ne priblizhayas' na rasstoyanie men'shee 8-10 radiusov "vnutrennei" dvoinoi sistemy). Komponenta sama mozhet byt' tesnoi dvoinoi sistemoi. V etom sluchae tesnye vnutrennie pary "vosprinimayut" drug druga pochti kak tochechnye tela i sistema okazyvaetsya ustoichivoi. K poluchennoi troinoi (ili 4-kratnoi) zvezde mozhno dobavit' sleduyushii uroven' ierarhii, kotoryi dolzhen byt' eshe raz v 10 shire i t.d. Real'no, kak iz-za osobennostei processa zvezdoobrazovaniya, tak i iz-za prilivnogo vliyaniya blizkih zvezd, sistemy vysokoi kratnosti nikogda ne obrazuyutsya.

Dvoinaya sistema

Po toi zhe prichine dovol'no trudno rasschityvat' na obnaruzhenie zhizni na planetah, vrashayushihsya vokrug dvoinyh zvezd, kotorye chasto lyubyat opisyvat' v nauchno-fantasticheskih romanah. Dlya poyavleniya vysshih form zhizni neobhodimy stabil'nye vneshnie usloviya, a eto znachit, chto rasstoyanie ot planety do zvezd dolzhno malo menyat'sya. Krome togo, zvezdy dolzhny davat' dostatochno mnogo energii naprimer dlya rosta rastenii. Oba etih usloviya redko vypolnyayutsya v blizkih dvoinyh sistemah odnovremenno.

Itak, my mozhem nachat' razgovor o tesnyh (t.e. vzaimodeistvuyushih) dvoinyh sistemah. Vnachale nemnogo istorii. TDS stali ob'ektom pristal'nogo vnimaniya uchenyh (i nablyudatelei, i teoretikov) lish' vo vtoroi polovine dvadcatogo veka, a do etogo obsuzhdalis' lish' stroenie i evolyuciya odinochnyh zvezd. I v pervoi polovine HH veka blagodarya rabotam M.Shvarcshil'da, A.Eddingtona, H.Bete i drugih uchenyh eta zadacha byla v obshih chertah reshena (za otkrytie ciklov termoyadernyh reakcii v 1938-39 gg. H.Bete v 1967 g. byla prisuzhdena Nobelevskaya premiya po fizike).

No vot v 50-e gg. na otnositel'no chistom nebosklone astronomii vozniklo malen'koe oblachko...

Klassicheskaya algolevskaya krivaya ( ris. V.M. Lipunova)

Eshe v 1669 g. Dzh. Montanari otkryl peremennost' $\beta$ Perseya, zvezdy, poluchivshei v arabskoi astronomii imya Algol' (glaz d'yavola), ostavsheesya za nei i seichas. A v 1782 g. Dzh. Gudraik zametil, chto blesk Algolya izmenyaetsya ne sluchaino, a periodicheski. Imenno s rabot Gudraika mozhno nachat' otschet istorii izucheniya peremennyh zvezd.

No pochemu zhe imenno Algol' stal etim oblachkom? Davaite obratimsya k obshei kartine evolyucii odinochnoi zvezdy. Evolyuciya odinochnoi zvezdy - eto smena istochnikov energii. Snachala za schet gravitacionnoi neustoichivosti iz mezhzvezdnoi sredy kondensiruetsya protozvezdnoe oblako. Ono uplotnyaetsya, temperatura v ego centre rastet i, nakonec, stanovitsya takoi vysokoi, chto v centre oblaka, teper' uzhe stavshego zvezdoi, zagoraetsya vodorod. Vodorod posle cepochki reakcii prevrashaetsya v gelii. V etom sostoyanii (kotoroe nazyvaetsya stadiei glavnoi posledovatel'nosti) zvezda provodit bol'shuyu chast' svoei zhizni (okolo 90%). Posle ischerpaniya vodoroda v centre zvezdy ona popadaet v oblast' krasnyh gigantov ili sverhgigantov. Vodorodnoe toplivo smenyaetsya gelievym, dalee mogut nachat' svoi prevrasheniya bolee tyazhelye elementy vplot' do zheleza (bolee tyazhelye elementy obrazuyutsya v rezul'tate vspyshek sverhnovyh).

V konce koncov, v zavisimosti ot massy, zvezda prevratitsya v belyi karlik, neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru. My upomyanuli zavisimost' zvezdnoi sud'by ot massy. Chem massivnee zvezda, tem yarche ona svetit, i tem bystree ona evolyucioniruet (hotya zapas topliva u massivnoi zvezdy bol'she, no szhigaet ona ego namnogo bystree zvezdy s men'shei massoi). Vremya zhizni Solnca - 10 milliardov let (iz kotoryh polovina uzhe proletela), a naibolee massivnye zvezdy prohodyat svoi put' za neskol'ko millionov let (za etot nichtozhnyi srok nikakaya zhizn' vokrug etih svetil poyavit'sya, razumeetsya, ne mozhet). Esli obrazuetsya skoplenie zvezd, to ran'she vsego uhodyat s glavnoi posledovatel'nosti naibolee massivnye zvezdy. I v staryh skopleniyah vy uzhe ne naidete sverhgigantov, ostalis' tol'ko karliki.

No v sisteme Algolya, kak zametili P.P.Parenago i A.G.Masevich, vse bylo ne tak. Bolee staroi vyglyadela menee massivnaya zvezda! Voznik paradoks Algolya. Imenno s etogo momenta mozhno nachat' otschet izucheniya TDS.

Ob'yasnenie paradoksa bylo predlozheno D.Kroufordom. Vse prosto, esli predpolozhit', chto massa zvezdy mozhet sushestvenno izmenyat'sya v techenie ee zhizni. Dlya odinochnoi zvezdy eto nevozmozhno dazhe pri sil'nom zvezdnom vetre: 5 ili 10 solnechnyh mass pod kover ne spryachesh'! A v TDS - pozhaluista. Musor mozhno ne zametat' pod kover, a svalit' v drugoi komnate. "Lishnyuyu" massu zvezda mozhet "podarit'" svoei sosedke, esli oni dostatochno sil'no vzaimodeistvuyut.

Dlya togo chtoby ponyat', kogda zhe nachnetsya obmen veshestvom, obratimsya k bolee blizkomu primeru. Davaite otvetim na takoi vopros: gde zakanchivaetsya Solnechnaya sistema? Chasto otvechayut, chto za orbitoi Plutona ili na granice magnitopauzy, no eto ne tak. Ona zakanchivaetsya tam, gde prityazhenie Solnca sravnivaetsya s prityazheniem drugih zvezd, blizkih k Solncu. Vokrug Solnca, t.o., sushestvuet nekotoraya oblast', v kotoroi imenno ego vklad dominiruet v gravitacionnom potenciale. Takaya zhe "oblast' vliyaniya" est' i u kazhdoi zvezdy v dvoinoi sisteme. Iz-za vliyaniya sosedki ona imeet teper' uzhe ne krugluyu formu. Chem bol'she massa zvezdy, tem ona "vliyatel'nee", tem bol'she eta oblast', nazyvaemaya polost'yu Rosha.

U nas kak-by est' dva otkrytyh soobshayushihsya sosuda. Kogda v hode svoei evolyucii zvezda nachinaet rasshiryat'sya, to ee "sosud" mozhet stat' ei tesen, i zvezda, kak moloko na plite, "pobezhit". Zvezda perepolnit polost' Rosha.

Takim obrazom, za schet obmena veshestvom posle perepolneniya polosti Rosha evolyuciya TDS sil'no otlichaetsya ot evolyucii odinochnoi zvezdy. Ved' v processe evolyucii odinochnoi zvezdy sohranyaetsya (my prenebregaem zdes' poterei massy za schet zvezdnogo vetra) vazhneishii parametr - massa, a v TDS komponenty mogut obmenivat'sya veshestvom. V zavisimosti ot parametrov dvoinoi sistemy voznikayut razlichnye ob'ekty.

Napomnim, istoricheski pervymi byli rassmotreny modeli evolyucii odinochnyh zvezd. Odnako, pri rassmotrenii tol'ko ih evolyucii my teryaem bol'shoe kolichestvo informacii. Ved' bol'shaya chast' zvezd, kak sleduet iz nablyudenii, vhodit v sostav dvoinyh i kratnyh sistem, chto, po-vidimomu, yavlyaetsya vazhnoi osobennost'yu processa zvezdoobrazovaniya. Pri estestvennyh predpolozheniyah vo mnogih komp'yuternyh raschetah obrazovaniya zvezd formiruyutsya imenno dvoinye sistemy. Osobenno yasno neobhodimost' ucheta dvoinyh zvezd v evolyucionnyh scenariyah byla osoznana v konce 60-h - nachale 70-h godov kogda byli otkryty pervye dvoinye rentgenovskie istochniki i neitronnye zvezdy (pul'sary).

Evolyuciya zvezd v TDS sil'no otlichaetsya ot evolyucii odinochnoi zvezdy. V techenie evolyucii TDS proishodit (vozmozhno neodnokratnoe) peretekanie veshestva ot odnogo komponenta k drugomu, chto mozhet kachestvenno izmenit' ih evolyucionnyi status. Primerom etogo sluzhit Algol', izvestnaya dvoinaya zvezda v sozvezdii Perseya ("paradoks Algolya"). Obrazovanie bol'shinstva dvoinyh rentgenovskih istochnikov, dvoinyh i millisekundnyh radiopul'sarov bylo by nevozmozhno bez obmena veshestvom, t.k. pri vzryve bolee massivnoi (i bystree evolyucioniruyushei zvezdy) sistema raspalas' by.

Pervye raboty, posvyashennye evolyucii dvoinyh sistem poyavilis' v 60-e gg. Pionerskie raboty B.Pachinskogo, A.V. Tutukova, E. Van den Hevela pozvolili podoiti k ob'yasneniyu evolyucionnogo statusa rentgenovskih ob'ektov, no stalo yasno, chto neobhodimo rassmatrivat' evolyuciyu zamagnichennyh vrashayushihsya ob'ektov: belyh karlikov i neitronnyh zvezd.

Eshe do poyavleniya v sisteme kompaktnogo ob'ekta v nei mogut proishodit' ochen' interesnye sobytiya. Kogda bolee massivnaya zvezda izrashoduet prakticheski ves' vodorod, ona nachnet razbuhat' i nachnet perepolnyat' polost' Rosha. Gaz budet chastichno zahvatyvat'sya vtoroi zvezdoi, a chastichno rasseetsya vokrug, obrazuya obolochku. Primerom takoi sistemy yavlyaetsya izvestnaya lyubitelyam astronomii zvezda $\beta$ Liry. Kak raz posle okonchaniya etoi stadii, kogda iznachal'no bolee tyazhelaya zvezda zametno pohudela, nastupaet stadiya Algolya.

Krabovidnaya tumannost' (M1). (apod 970207)

No vot, nakonec, v sisteme obrazovalsya kompaktnyi ob'ekt: belyi karlik, neitronnaya zvezda ili chernaya dyra.

Evolyuciya tesnoi dvoinoi sistemy (PostScript).

Neitronnye zvezdy i chernye dyry obrazuyutsya obychno posle vspyshki sverhnovoi. Neitronnye zvezdy poyavlyayutsya posle vzryvov zvezd s massoi vyshe primerno 10 mass Solnca, chernye dyry - iz naibolee massivnyh zvezd (s massoi bol'she 40-60 solnechnyh mass, eta granica dovol'no ploho izvestna i, vozmozhno, krome massy eshe slabo zavisit ot drugih parametrov predsvehrnovoi zvezdy). Iz zvezd s massami na glavnoi posledovatel'nosti ot primerno 35 do 60 mass solnca skoree vsego v raznyh sluchayah mogut obrazovyvat'sya i neitronnye zvezdy i chernye dyry. Etot vyvod, kstati, osnovan na izuchenii TDS. Belye karliki obrazuyutsya bez vspyshki iz menee massivnyh zvezd, odnako, esli vposledstvii na belyi karlik peretechet dostatochno veshestva s blizkoi sosedki, to on takzhe mozhet prevratit'sya v neitronnuyu zvezdu (tak v nashe vremya mogut obrazovyvat'sya neitronnye zvezdy v ellipticheskih galaktikah, gde prakticheski sovsem net molodyh massivnyh zvezd, t.k. malo gaza i pyli, iz kotoryh oni obrazuyutsya).

NE'TRONNYE ZVEZDY

Massivnye zvezdy zakanchivayut svoyu zhizn' kolossal'nym vzryvom, posle kotorogo ot giganta, vo mnogo raz prevyshavshego razmery nashego Solnca, ostaetsya lish' medlenno ostyvayushii "trup" - malen'kii, chrezvychaino plotnyi bystrovrashayushiisya ob'ekt. Astronomy nazyvayut ih neitronnymi zvezdami.

Kol'ca sverhnovoi 1987A. (apod 960705)

Segodnya my znaem, chto neitronnye zvezdy - eto chrezvychaino kompaktnye (s radiusom poryadka 10 km) zvezdy, chasto obladayushie moshnym magnitnym polem. Za schet togo, chto oni sostoyat pochti celikom iz neitronnogo veshestva, udaetsya "upakovat'" massu poryadka massy Solnca v stol' malen'kii, po astronomicheskim merkam, sharik. Ih sushestvovanie bylo predskazano eshe v 30-e gody nashego veka L.Landau srazu posle otkrytiya neitrona v 1932 g. Ochen' lyubopytno otmetit', chto vse neitronnye zvezdy, massy kotoryh izvestny dostatochno tochno (oni vhodyat v sostav dvoinyh radiopul'sarov) imeyut ochen' pohozhie massy ot 1.38 do 1.41 mass Solnca.

Neitronnye zvezdy - odni iz samyh interesnyh astronomicheskih ob'ektov s fizicheskoi tochki zreniya. Fizika neitronnyh zvezd svyazana i so sverhtekuchest'yu, i so sverhprovodimost'yu, t.k. iz-za kolossal'noi plotnosti v nedrah neitronnyh zvezd (eta plotnost' poryadka yadernoi) vse neobhodimye usloviya dlya etih "sverh" yavlenii okazyvayutsya vypolneny dazhe pri otnositel'no vysokoi temperature. Vazhny eti ob'ekty i dlya fiziki plazmy, osobenno dlya izucheniya vzaimodeistviya plazmy s sil'nym magnitnym polem (magnitnye polya na mnogo poryadkov prevoshodyat polya, dostizhimye v zemnyh laboratoriyah), i sobstvenno dlya izucheniya processov v sverhsil'nyh magnitnyh polyah. Krome etogo, neitronnye zvezdy - vazhneishie ob'ekty dlya proverki obshei teorii otnositel'nosti. Est' idei i o "narodno-hozyaistvennom" ispol'zovanii neitronnyh zvezd, obladayushih ochen' stabil'nym vrasheniem, kotoroe nikak ne zavisit, estestvenno, ot processov, proishodyashih na Zemle, v kachestve tochnyh etalonov vremeni. Ostaetsya dobavit' vklad fiziki neitronnyh zvezd v izuchenie povedeniya veshestva pri yadernoi plotnosti i izuchenie elementarnyh chastic.

Otkrytye v 60-e gody radiopul'sary dovol'no bystro byli otozhdestvleny s neitronnymi zvezdami (al'ternativnaya gipoteza pul'siruyushih belyh karlikov byla pochti srazu isklyuchena novymi nablyudeniyami). Chut' pozzhe analogichnaya situaciya proizoshla i s nekotorymi iz otkrytyh v 70-e gody galakticheskih istochnikov rentgenovskogo izlucheniya. Vsego na segodnyashnii den' astronomy obnaruzhili bolee 1000 takih kompaktnyh ob'ektov. Iz nih bol'shinstvo yavlyayutsya radiopul'sarami, t.e. istochnikami strogo periodicheskih radioimpul'sov (kstati, oni yavlyayutsya chempionami sredi astronomicheskih ob'ektov po chislu poluchennyh za ih issledovanie Nobelevskih premii), a ostal'nye - rentgenovskimi ili gamma istochnikami. Sootvetstvuyut li eti cifry deistvitel'nomu kolichestvu neitronnyh zvezd, nahodyashihsya Galaktike? Astronomy schitayut, chto na samom dele nash "zvezdnyi gorod" naselyaet ne menee 100-300 mln. takih ob'ektov, ved' za milliardy let evolyucii Galaktiki svoi zhiznennyi put' uspelo zavershit' ogromnoe kollichestvo massivnyh zvezd. Pochemu zhe neitronnyh zvezd naideno tak malo? Prichina etogo kroetsya v trudnostyah ih obnaruzheniya. Odinochnaya neitronnaya zvezda redko vystavlyaet sebya na pokaz, predpochitaya kosmicheskoe otshel'nichestvo. Poetomu posle ih predskazaniya prakticheski nikto i ne pytalsya obnaruzhit' samyh malen'kih chlenov zvezdnogo semeistva v edinstvennom izvestnom togda opticheskom diapazone.

Zato dovol'no prosto zafiksirovat' podobnyi ob'ekt, esli on yavlyaetsya odnim iz komponentov tesnoi dvoinoi sistemy. V takih sistemah mozhet proishodit' padenie ili, govorya po-nauchnomu, akkreciya na poverhnost' neitronnoi zvezdy veshestva vtorogo komponenta. V rezul'tate etogo voznikaet moshnoe rentgenovskoe izluchenie, kotoroe my mozhem zafiksirovat' s pomosh'yu kosmicheskih apparatov, poskol'ku zemnaya atmosfera v etom diapazone neprozrachna. Zdes' neobhodimo podcherknut', chto do nedavnego vremeni vse neitronnye zvezdy, otkrytye po rentgenovskim nablyudeniyam, vhodili v sostav tesnyh dvoinyh sistem ostal'nye neitronnye zvezdy rentgenovskogo neba pervonachal'no obnaruzhivalis' po nablyudeniyam v drugih diapazonah (udalos' zafiksirovat' rentgenovskoe izluchenie ot neskol'kih radiopul'sarov, a takzhe ot ob'ekta Geminga, otkrytogo po gamma-nablyudeniyam).

Odnako neitronnye zvezdy mogut sushestvovat' ne tol'ko v dvoinyh sistemah. Vo-pervyh, odinochnye neitronnye zvezdy mogut obrazovyvat'sya v rezul'tate raspada dvoinoi sistemy. Tak, esli v processe vspyshki sverhnovoi vzryvaetsya bolee massivnaya zvezda, i v moment vzryva ona teryaet bolee poloviny summarnoi massy vsei sistemy (pri krugovoi orbite), to takaya sistema raspadaetsya, i poluchaetsya dve odinochnyh zvezdy, odna iz kotoryh, ta chto ostalas' posle vspyshki sverhnovoi, - neitronnaya. Vo-vtoryh, izolirovannaya neitronnaya zvezda mozhet obrazovat'sya i v rezul'tate "estestvennoi smerti" - vzryva sverhnovoi - iznachal'no odinochnoi massivnoi zvezdy.

Obnaruzhit' izolirovannuyu neitronnuyu zvezdu - zadacha dovol'no slozhnaya. Ved' pri diametre vsego v 20 km, zametit', naprimer, teplovoe izluchenie takogo ob'ekta, dazhe esli on imeet bol'shuyu temperaturu, s rasstoyaniya bolee odnogo kiloparseka prakticheski nevozmozhno, po kraine mere segodnya. Odnako ne stoit dumat', chto eti ekzoticheskie ob'ekty navsegda skrylis' ot nashego vzora v glubinah Galaktiki. V poslednee vremya astronomy, kazhetsya, nashli sposob ih obnaruzheniya.

Odinochnaya neitronnaya zvezda (ukazana strelkoi). Nesmotrya na vozmozhnosti Kosmicheskogo Teleskopa imeni Habbla v vidimom svete neitronnaya zvezda vyglyadit prosto slaben'koi zvezdochkoi. (apod 981128)

Uvidet' odinochnuyu neitronnuyu zvezdu na bol'shom rasstoyanii mozhno prakticheski tol'ko na dvuh stadiyah ee evolyucii. Naibolee izvestna tak nazyvaemaya stadiya ezhekcii, kogda, govorya uproshenno, izluchenie bystro vrashayusheisya neitronnoi zvezdy (elektromagnitnoe izluchenie ili veter relyativistskih chastic) ne pozvolyaet veshestvu padat' na ee poverhnost', i togda my mozhem nablyudat' ee v vide radiopul'sara. No, uvy, stadiya radiopul'sara otnositel'no neprodolzhitel'naya. Da eshe ne pri vsyakom raspolozhenii pul'sara otnositel'no Zemli my smozhem zafiksirovat' ego radioizluchenie. Pul'sar izluchaet nesimmetrichno. I luch mozhet proskal'zyvat' mimo Zemli. Po etoi prichine my ne vidim bolee poloviny pul'sarov, iz teh chto principial'no dostupny nashim nablyudeniyam (ozhidaetsya, chto vo vtorom desyatiletii 21 veka blagodarya kilometrovoi sisteme radioteleskopov - SKA - my smozhem nablyudat' vse radiopul'sary, napravlennye na nas). Esli molodaya zvezda obladaet ekstremal'no sil'nym magnitnym polem, poryadka gauss, to takoi ob'ekt, "magnetar", mozhet byt' obnaruzhen po myagkim gamma-vspleskam, a takzhe, veroyatno, kak rentgenovskii istochnik. Odnako, odnoznachnogo dokazatel'stva sushestvovaniya takih ob'ektov poka net, hotya est' neskol'ko horoshih kandidatov - istochniki myagkih povtoryayushihsya gamma-vspleskov i t.n. anomal'nye rentgenovskie pul'sary, u podavlyayushego bol'shinstva kotoryh ne obnaruzhena zvezda-sosedka.

Gorazdo zamanchivee uvidet' odinochnuyu neitronnuyu zvezdu na stadii akkrecii, kotoraya mozhet zanimat' znachitel'nuyu chast' ee evolyucii, esli zvezda ne dvizhetsya s ochen' bol'shoi skorost'yu. Na etoi stadii veshestvu prakticheski nichto ne meshaet padat' na ee poverhnost'. Razlichnye processy, soprovozhdayushie eto padenie, i "vydayut" neitronnuyu zvezdu. No otkuda vzyat'sya veshestvu, ved' zvezda odinochnaya, a ne dvoinaya? Otvet na etot vopros ne tak uzh i slozhen. Ibo ne stoit zabyvat', chto kosmos - eto ne pustota. Vse prostranstvo mezhdu zvezdami zapolneno gazom i pyl'yu. Takim obrazom, mezhzvezdnaya sreda vpolne mozhet stat' istochnikom veshestva neobhodimo dlya akkrecii veshestva na neitronnuyu zvezdu. Ideya ob akkrecii veshestva mezhzvezdnoi sredy na neitronnye zvezdy, kak, vprochem, i na chernye dyry, obsuzhdaetsya uchenymi uzhe dostatochno davno. No tol'ko v 90-e gody v svyazi s tem, chto sovremennye rentgenovskie sputniki tipa ROSAT vpolne smogli by obnaruzhit' takie ob'ekty, etot mehanizm energovydeleniya stal privlekat' vse bol'shee vnimanie astrofizikov.

Seichas s pomosh'yu sputnika ROSAT obnaruzheno neskol'ko kandidatov v odinochnye akkreciruyushie neitronnye zvezdy, i vopros trebuet detal'nogo issledovaniya i novyh nablyudenii.

Kak pokazyvayut raschety, osobenno yarkie istochniki podobnogo tipa dolzhny nablyudat'sya pri prolete neitronnyh zvezd skvoz' molekulyarnye oblaka, tak kak imenno v nih plotnost' mezhzvezdnogo veshestva naibol'shaya. Pri etom, v zavisimosti ot skorosti dvizheniya zvezd otnositel'no oblaka, a takzhe ot ego plotnosti akkreciya mozhet prinimat' ves'ma interesnye formy. Naprimer, esli skorost' dvizheniya neitronnoi zvezdy otnositel'no okruzhayushego ee veshestva budet dostatochno mala, poryadka neskol'kih kilometrov v sekundu, a samo oblako budet imet' vysokuyu koncentraciyu (poryadka $10^{2}-10^{4}$ $cm^{-3}$ ), to vozmozhno poyavlenie rezhima tak nazyvaemoi sverhkriticheskoi akkrecii s obrazovaniem vybrosov tipa strui, chto nablyudayutsya u ob'ekta SS 433 i u nekotoryh molodyh zvezd. Nemnogo otvlekayas' ot temy, zametim, chto znamenityi Velikii Annigilyator (1E 1740.7-2942), kandidat v chernye dyry, nablyudaemyi v central'noi oblasti Galaktiki, mozhet byt' takzhe ob'yasnen sverhkriticheskoi akkreciei veshestva plotnogo molekulyarnogo oblaka na izolirovannuyu chernuyu dyru. V rezul'tate chego u nego i obrazuyutsya nablyudaemye strui, a takzhe moshnoe zhestkoe rentgenovskoe izluchenie. Pogovorim o nem nemnogo podrobnee.

Drugoi svoeobraznyi sluchai akkrecii na neitronnuyu zvezdu pri ee popadanii v molekulyarnoe oblako svyazan s tem, chto magnitnoe pole (pri bystrom vrashenii) mozhet v techenii nekotorogo vremeni uderzhivat' veshestvo ot padeniya. V takih usloviyah vokrug neitronnoi zvezdy mozhet obrazovat'sya obolochka. Kogda massa obolochki stanet slishkom bol'shoi, magnitnoe pole i vrashenie ne smogut bol'she uderzhivat' plazmu, i ona upadet na poverhnost' neitronnoi zvezdy. Zatem process povtoryaetsya. Pri etom ona stanovitsya periodicheskim istochnikom rentgenovskogo izlucheniya. U astronomov v etom sluchae nadezhdy uvidet' takoi ob'ekt gorazdo bol'she, tak kak v nem energiya vydelyaetsya v otnositel'no moshnom impul'se, kotoryi legche zaregistrirovat', hotya sami takie ob'ekty dolzhny vstrechat'sya gorazdo rezhe obychnyh akkreciruyushih odinochnyh neitronnyh zvezd. Na poverhnosti neitronnoi zvezdy mogut proishodit' eshe i vspyshki drugogo tipa, svyazannye s termoyadernymi reakciyami v nakaplivayushemsya na poverhnosti veshestve, no ih moshnost' primerno v 10 raz nizhe, chem u vspyshek iz-za padeniya etogo veshestva na poverhnost' (takie ob'ekty nablyudayutsya v tesnyh dvoinyh sistemah i nazyvayutsya "barstery").

Kstati, pri vhozhdenii neitronnoi zvezdy v plotnoe molekulyarnoe oblako mozhet proizoiti odin interesnyi effekt (on neskol'ko pohozh na effekt gisterezisa), vpervye otmechennyi eshe v 70-e gody rossiiskim astronomom V. Shvarcmanom. Esli neitronnaya zvezda na stadii pul'sara (ezhekcii) vletaet v molekulyarnoe oblako, to eta stadiya smenyaetsya stadiei akkrecii, tak kak padayushee na poverhnost' zvezdy veshestvo prosto "zadavit" pul'sar. A posle vyleta neitronnoi zvezdy iz oblaka pul'sar mozhet uzhe ne poyavit'sya vnov', tak kak teper' veshestvo podobralos' nastol'ko blizko k ego poverhnosti, chto "raskidat'" ego, s pomosh'yu magnitnogo polya naprimer, budet ne tak-to prosto. Esli by my mogli s vami vzglyanut' na nashu Galaktiku so storony, da tak, chtoby nam byli vidny tol'ko neitronnye zvezdy, to te iz nih, chto akkreciruet veshestvo molekulyarnyh oblakov, budut v osnovnom raspredeleny v kol'ce na rasstoyanii poryadka 5-7 kpk ot ee centra. Eto svyazano s tem, chto zdes' plotnost' mezhzvezdnoi sredy imeet maksimum, takzhe kak i raspredelenie neitronnyh zvezd, kotoroe imeet toroobraznuyu formu s maksimumom primerno v toi zhe oblasti Galaktiki.

Magnetar - neitronnaya zvezda so sverhsil'nym magnitnym polem. (apod 980527)

Skol'ko zhe vsego odinochnyh neitronnyh zvezd raspolozheno v blizkoi okrestnosti nashego Solnca? Po razlichnym ocenkam ih chislo sostavlyaet neskol'ko tysyach. No pochemu my ih ne vidim? Eto svyazano s tem, chto svetimost' takih rentgenovskih istochnikov nevelika, i sostavlyaet vsego $10^{31}$ erg/sek, esli akkreciya proishodit iz mezhoblachnoi sredy. V plotnom zhe molekulyarnom oblake svetimost' izolirovannoi zvezdy mozhet dostich' $10^{36}$ erg/sek. V etom sluchae neobhodimo uchest', chto ona budet zaviset' ne tol'ko ot vnutrennih parametrov mezhzvezdnoi sredy i neitronnoi zvezdy, no ot ih otnositel'noi skorosti, tak kak svetimost' budet obratno proporcional'na ee kubu (chem men'she skorost', tem vyshe svetimost'). Odnako, veroyatnost' nebol'shih skorostei, poryadka 20-40 km/sek i nizhe, ochen' mala. Delo v tom, chto iz-za asimmetrii vzryva sverhnovoi neitronnye zvezdy dolzhny v srednem obladat' ochen' bol'shimi skorostyami: poryadka 200-300 km/s. Krome etogo, pri razrushenii TDS v moment vzryva sverhnovoi u novorozhdennoi neitronnoi zvezdy ostaetsya eshe i orbital'naya skorost' (etot fenomen udachno nazyvayut ``effekt prashi''). Poetomu osnovnaya massa izolirovannyh neitronnyh zvezd budet nablyudat'sya kak ochen' slabye ob'ekty ili zhe prosto ostanetsya na stadii ezhekcii, "nedoidya" do akkrecionnoi stadii .

ZOOPARK TESNYH DVO'NYE SISTEM

My poznakomimsya s neskol'kimi tipami TDS: novymi i novopodobnymi zvezdami, simbioticheskimi zvezdami, rentgenovskimi pul'sarami i nekotorymi drugimi. Nachnem po poryadku i rassmotrim vnachale sistemy s belymi karlikami.

Obychno sistemy, soderzhashie belye karliki, proyavlyayut vspyshechnuyu aktivnost', v nih proishodyat vzryvy, kataklizmy. Poetomu ih i nazvali kataklizmicheskimi. K nim otnosyatsya novye, povtornye novye, karlikovye novye i nekotorye drugie tipy.

Vspyshka novoi - kolossal'noe sobytie. Blesk zvezdy vozrastaet primerno na 13 zvezdnyh velichin (kak, naprimer, u DQ Her, vspyhnuvshei v 1934 g.). Takie sistemy sostoyat iz krasnogo karlika i belogo karlika (krasnyi karlik eto obychnaya zvezda glavnoi posledovatel'nosti vrode nashego Solnca ili men'shei massy). Ih orbita chrezvychaino mala (okolo 1 $R_{\odot}$ - solnechnogo radiusa), blagodarya chemu stanovitsya vozmozhnym vzaimodeistvie mezhdu malomassivnymi zvezdami.

Diskovaya akkreciya na zamagnichennuyu neitronnuyu zvezdu ili belyi karlik (Akkretor) ( ris. V.M. Lipunova)

K povtornym novym otnosyat sistemy s vremenem povtoreniya vspyshek v neskol'ko desyatkov let i vozrastaniem bleska primerno na 7 zvezdnyh velichin (kak u T Severnoi korony).

I, nakonec, k karlikovym novym (ili novym tipa U Bliznecov) otnosyat sistemy s periodichnost'yu vspyshek okolo 100 dnei i vozrastaniem bleska primerno na 5 zvezdnyh velichin.

Kak zhe proishodyat vspyshki? Veshestvo krasnogo karlika peretekaet na belyi karlik, sozdavaya vodorodnuyu obolochku. Nekotoroe vremya vodorod prosto nakaplivaetsya. No vot nastupayut usloviya, pri kotoryh vozmozhno termoyadernoe gorenie vodoroda (dostatochno vysokie plotnost' i temperatura). Proishodit gigantskii vzryv! Etot vzryv kosmicheskoi vodorodnoi bomby my i nablyudaem kak vspyshku novoi odnogo iz tipov. K schast'yu, eti vzryvy nikomu ne prinosyat vreda i pozvolyayut uznat' mnogo novogo o fizike podobnyh sistem.

Kogda provoditsya kakaya-nibud' klassifikaciya, to vsegda nahodyatsya ob'ekty, s trudom ei poddayushiesya. Dlya nih nuzhno prisposobit' special'nuyu musornuyu korzinu (no prosto tak ne vykidyvat', tam mozhet okazat'sya samoe interesnoe!). V techenii nekotorogo vremeni takoi korzinoi byl klass simbioticheskih zvezd.

V ih spektrah nablyudalis' i linii, svidetel'stvuyushie o vysokoi temperature, i molekulyarnye linii, kotorye mogut obrazovyvat'sya lish' pri dostatochno nizkoi, po zvezdnym merkam, temperature. Okazalos', chto za vysokotemperaturnye linii neset otvetstvennost' belyi karlik, a za nizkotemperaturnye - krasnyi gigant. K etim sistemam otnositsya, naprimer, CH Lebedya, v kotoroi proishodyat moshnye vspyshki, i udivitel'nyi ob'ekt MWC 560. V nem nablyudaetsya dvizhenie veshestva so skorost'yu do 6000 km/sek. Prichem, za dostatochno korotkoe vremya eta skorost' mozhet umen'shitsya do nulya. V prirode simbioticheskih zvezd ostaetsya eshe mnogo zagadok.

Harakternoi chertoi astronomii vtoroi poloviny HH veka yavlyaetsya ee vsevolnovoi harakter. Nablyudeniya v raznyh diapazonah elektromagnitnogo spektra pozvolili otkryt' mnozhestvo unikal'nyh ob'ektov: radiogalaktiki, kvazary, pul'sary, strui u molodyh zvezd i mnogoe drugoe. Izuchenie TDS poluchilo moshnuyu nablyudatel'nuyu podderzhku posle nachala nablyudenii v rentgenovskom diapazone. V 1970 g. byl zapushen sputnik UHURU. S pomosh'yu prosteishih detektorov rentgenovskogo izlucheniya, ustanovlennyh u nego na bortu, byli otkryty mnogie dvoinye rentgenovskie sistemy.

Davaite razberemsya, blagodarya chemu voznikaet fenomen rentgenovskih dvoinyh. My uzhe govorili o nekotoryh TDS, no oni k rentgenovskim ne otnosyatsya. Chto zhe nado zamenit', chtoby osnovnaya chast' energii unosilas' zhestkimi kvantami? Nado zamenit' kompaktnyi ob'ekt! Kamen', padayushii v yamu glubinoi 10 m, i kamen', padayushii v shahtu glubinoi 1000 m, imeyut v moment udara ochen' raznuyu kineticheskuyu energiyu. Neitronnye zvezdy i chernye dyry kak raz i yavlyayutsya takimi glubokimi shahtami, v kotoryh veshestvo razgonyaetsya gravitacionnym polem do bol'shih skorostei, a zatem pri tormozhenii vysvechivaet svoyu energiyu. 1 g. veshestva, padayushii na neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru, daet okolo $10^{20}$ erg, a pri padenii na BK "vsego lish'" okolo $10^{17}$ erg. Eti chisla legko poluchit' samomu. Dlya etogo zapishem formulu dlya potencial'noi energii edinicy massy veshestva:

Zdes'

massa i radius tela,

- gravitacionnaya postoyannaya. Podstaviv harakternye parametry kompaktnyh ob'ektov, poluchim privedennye vyshe ocenki.

Yasno, chto sistemy s neitronnymi zvezdami ili chernymi dyrami budut moshnymi istochnikami. No pochemu rentgenovskimi? Poyasnim eto.

Kogda vy idete za nebol'shimi pokupkami, to udobnee imet' pri sebe melkie kupyury. Kogda zhe nuzhno imet' pri sebe bol'shuyu summu, to luchshe vospol'zovat'sya naibolee krupnymi kupyurami, chtoby ne nosit' chemodan vmesto koshel'ka. Tochno takzhe, kogda est' mnogo energii, telo nagreto do vysokoi temperatury, to energiyu udobnee izluchat' bolee energichnymi kvantami. Imenno poetomu pri nagrevanii kusok metalla stanovitsya iz krasnogo belym, i golubye zvezdy gorazdo goryachee zheltyh.

Energiya kvanta schitaetsya po sleduyushei prostoi formule:

gde $\nu$ i $\lambda$ - chastota i dlina volny izlucheniya, - postoyannaya Planka, - skorost' sveta. Takzhe izvestno, chto energiya chastic gaza proporcional'na temperature:

Poetomu bolee goryachii gaz izluchaet volny s bol'shei chastotoi, a sledovatel'no s men'shei dlinoi volny.

Kazhdyi rentgenovskii kvant energii v tysyachi raz "bol'she", chem kvant vidimogo sveta, i v milliardy raz "bol'she", chem radiokvant. Poetomu pri akkrecii veshestva na NZ ili ChD my registriruem rentgenovskoe izluchenie (dlya poyavleniya sushestvennogo gamma izlucheniya temperatura ne dostatochno vysoka).

V zavisimosti ot parametrov TDS voznikayut istochniki samyh raznyh tipov: rentgenovskie pul'sary i barstery (vspyhivayushie rentgenovskie istochniki), malomassivnye dvoinye rentgenovskie istochniki. Rentgenovskii istochnik mozhet obrazovat'sya i v sisteme belogo karlika. Esli pri akkrecii veshestva slishkom mnogo, to ono budet vybrasyvat'sya iz sistemy v vide dvuh strui, kak u znamenitogo ob'ekta SS433. Kak uzhe bylo skazano, vozmozhna akkreciya na odinochnye belye karliki, neitronnye zvezdy ili chernye dyry, kogda oni nahodyatsya v dostatochno plotnoi mezhzvezdnoi srede. My zhe zdes' osoboe vnimanie udelim rentgenovskim pul'saram i kandidatam v chernye dyry.

Rentgenovskie pul'sary byli otkryty s borta sputnika UHURU gruppoi E.Shreera (E.Schreier) v 1972 godu. Seichas izvestno uzhe chetyre s lishnim desyatka rentgenovskih pul'sarov. Eto ne malo (hotya radiopul'sarov, naprimer, primerno v 25 raz bol'she). Poetomu otkrytie novogo ob'ekta etogo tipa ne vsegda vyzyvaet burnuyu reakciyu specialistov, rabotayushih v etoi oblasti. No inogda otkryvayutsya sovershenno udivitel'nye istochniki.

Neitronnaya zvezda v tesnoi dvoinoi sisteme. Tak hudozhnik izobrazil akkrecionnyi disk vokrug kompaktnogo ob'ekta. (apod 980723)

Rentgenovskie pul'sary - eto tesnye dvoinye sistemy, sostoyashie iz neitronnoi zvezdy i ee "normal'noi", t.e. nekompaktnoi, sosedki. Pri popadanii ee veshestva na neitronnuyu zvezdu vydelyaetsya bol'shoe kolichestvo energii, kotoraya izluchaetsya, v osnovnom, v zhestkih (UF, rentgenovskom, gamma) diapazonah spektra. Prichem izluchenie obladaet chetkoi periodichnost'yu. Nablyudayutsya otchetlivye impul'sy s periodami ot dolei sekundy do desyatkov minut. Vozniknovenie etoi periodichnosti svyazano s vrasheniem neitronnoi zvezdy. Periodichnost' - ochen' "poleznoe" svoistvo. Iz vseh izmeryaemyh nami harakteristik te iz nih, kotorye svyazany so vremenem, opredelyayutsya naibolee tochno. Horoshie chasy - bezuslovno bol'shoe zavoevanie tehnicheskoi civilizacii! T.o., poskol'ku period i ego izmeneniya (t.e. vremennye parametry istochnikov) yavlyayutsya naibolee tochno opredelyaemymi harakteristikami, izuchenie rentgenovskih pul'sarov daet mnogo vazhnoi informacii o povedenii tesnyh dvoinyh sistem s akkreciei.

ChERNYE DYRY

Otkrytie chernyh dyr shlo v neskol'ko etapov: vpervye ih, chisto formal'no, kak ob'ekty dlya kotoryh vtoraya kosmicheskaya skorost' bol'she skorosti sveta, predskazali v konce 18 veka (eto sdelali Michell v Anglii i Laplas vo Francii). V 1916 godu, prakticheski srazu posle togo, kak Einshten sozdal obshyuyu teoriyu otnositel'nosti Karl Shvarcshil'd nashel reshenie uravnenii Einshteina dlya ``tochechnogo'' sfericheski simmetrichnogo tela - eto bylo vtoroe otkrytie chernyh dyr. Reshenie Shvarcshil'da bylo stacionarnym i opisyvalo vechno sushestvuyushuyu chernuyu dyru, pri etom process obrazovaniya chernyh dyr iz obychnyh tel ostavalsya sovershenno neyasen. V 1939 godu Oppengeimer i Snaider raschitali kollaps oblaka pyli do ego prevrasheniya v chernuyu dyru. Eto bylo tret'e otkrytie chernyh dyr. Samo nazvanie "chernaya dyra" poyavilos' v 1968 godu. Ego v populyarnoi stat'e vvel Uiller, i ono mgnovenno prizhilos', zameniv soboi ispol'zovavshiesya do togo terminy "kollapsar" ili "zastyvshaya zvezda".

Vse perechislennye otkrytiya byli teoreticheskimi, a vot s otkrytiem real'nyh chernyh dyr v kosmose situaciya bolee slozhnaya. Eshe v 1971 godu byla ocenena massa kompaktnogo ob'ekta v odnom iz naibolee yarkih rentgenovskih istochnikov Cyg X-1. Eto bylo sdelano imenno dlya dvoinoi sistemy, t.k. v nih my mozhem opredelyat' massy zvezd, pol'zuyas' zakonom Vsemirnogo tyagoteniya. Esli my smozhem izmerit' iz nablyudenii orbital'nye parametry sistemy, to vsegda mozhno poluchit' ogranicheniya na massu, t.k. dvizhenie komponent proishodit pod deistviem ih gravitacii, opredelyaemoi tol'ko massami. Massa nevidimogo ob'ekta v Cyg X-1 okazalas' bol'she 3M $_{\odot}$ - naibol'shei vozmozhnoi dlya neitronnyh zvezd (i tem bolee dlya belyh karlikov) massy. Obychnaya zvezd, kotoraya mozhet imet' takuyu massu, ne vmeshalas' v sistemu Cyg X-1 po razmeru. Ostaetsya tol'ko chernaya dyra. No tochnost' izmereniya massy kompaktnogo ob'ekta byla ne slishkom velika, krome togo ostavalis' i drugie vozmozhnosti ob'yasnit' massu sistemy i nevidimyi komponent Cyg X-1 nazvali "kandidatom v chernye dyry". Segodnya podobnyh kandidatov izvesto uzhe 12, Cyg X-1 peremestilsya s pervogo mesta v etom spiske na odno iz poslednih. Seichas 99% astronomov schitayut, chto chernye dyry uzhe real'no otkryty, no 1% somnenii ostaetsya, i Nobelevskaya premiya za otkrytie chernyh dyr eshe ne vruchena.

Chrezvychaino interesno bylo by otkryt' sistemu chernaya dyra plyus radiopul'sar. Evolyucionnye raschety tesnyh dvoinyh sistem pokazyvayut, chto obnaruzhenii takoi udivitel'noi pary v blizhaishie neskol'ko let yavlyaetsya dovol'no veroyatnym sobytiem. Po nablyudeniyam izlucheniya pul'sara v te momenty, kogda ego izluchenie prohodit vblizi chernoi dyry, mozhno bylo by popytyt'sya naiti effekty vyzvannye sil'nymi gravitacionnymi polyami chernoi dyry i takim obrazom strogo dokazat' ih sushestvovanie.

Drugim mestom, v kotorom astrofizika vplotnuyu priblizilas' k otkrytiyu chernyh dyr, yavlyayutsya yadra galaktik, osobenno aktivnyh galaktik. V nekotoryh iz nih (prichem dostatochno vo mnogih) po dvizheniyu zvezd nablyudaetsya prisutstvie ochen' massivnogo (-M $_\odot$ ) i kompaktnogo ob'ekta. No opticheskoe razreshenie luchshih segodnyashnih teleskopov (dazhe kosmicheskogo teleskopa imeni Habbla) ne pozvolyaet otlichit' chernuyu dyru ot ochen' plotnogo zvezdnogo skopleniya. Hotya nasha Galaktika ne otnositsya k aktivnym, no chernaya dyra s massoi okolo milliona mass solnca mozhet byt' i v ee centre. Chernye dyry v centrah galaktik "pitayutsya" mezhzvezdnoi sredoi i zvezdami, razryvaya ih prilivnymi silami. Prichem, i tam oni mogut obrazovyvat' dvoinye sistemy. Naprimer pri sliyanii dvuh galaktik s chernymi dyrami v ih central'nyh oblastyah mozhet vozniknut' monstr srazu s dvumya chernymi dyrami. Predstav'te sebe chudovishnuyu sistemu iz dvuh sverhmassivnyh chernyh dyr, na kotorye idet akkreciya!

Chernye dyry byli predskazany kak ob'ekty, u kotoryh vtoraya kosmicheskaya skorost' bol'she ili ravna skorosti sveta, t.e. v n'yutonovskoi teorii ob'ekt imeyushii nachal'nuyu skorost' ravnuyu skorosti sveta, ne mozhet pokinut' poverhnost'. Iz etogo prostogo usloviya legko poluchit' harakternyi, t.n. gravitacionnyi, radius:

Dlya massy solnca, $2\cdot10^{33}$ g, poluchaem ocenku gravitacionnogo radiusa poryadka 3 km. Na samom dele v N'yutonovskoi teorii takoi rezul'tat mozhet byt' poluchen tol'ko formal'no, tak kak v nei mogut sushestvovat' dvizheniya so skorostyami vyshe skorosti sveta. Real'no chernye dyry byli predskazany v obshei teorii otnositel'nosti Einshtenia, odnako formula dlya gravitacionnogo radiusa v oboih teoriyah okazalas' odnoi i toi zhe.

Kak vidno iz formuly, chernuyu dyru mozhno poluchit' ili sil'no szhav ob'ekt pri neizmennoi masse (naprimer nashe solnce do 3 km), ili sushestvenno uvelichiv ego massu pri postoyannom radiuse. "Zvezdnye" chernye dyry obrazuyutsya putem szhatiya, kogda massivnaya zvezda, ischerpav istochniki energii, padaet "sama v sebya". Davlenie ne mozhet protivodeistvovat' silam gravitacii, i oni shlopyvayut zvezdu, ischerpavshuyu istochniki energii.

Mozhno opredelit' chernuyu dyru, kak oblast' prostranstva-vremeni, iz kotoroi nevozmozhno nikakoe soobshenie s vneshnei po otnosheniyu k nei Vselennoi. U chernoi dyry net poverhnosti kak takovoi, no est' granica, napominayushaya membranu, nazyvaemaya "gorizont sobytii". Dlya nevrashayusheisya nezaryazhennoi chernoi dyry razmer gorizonta i opredelyaetsya napisannoi vyshe formuloi dlya gravitacionnogo radiusa.

Kak i vsyakoe massivnoe telo chernaya dyra otklonyaet svetovye luchi, prohodyashie vblizi nee. No, obladaya ochen' sil'nym gravitacionnym polem, chernaya dyra i luchi otklonyaet chrezvychaino sil'no. Poetomu, esli blizko ot nas na luche zreniya okazalas' by chernaya dyra, to vsya otkryvayushayasya pered nami kartina uzhasno iskazilas' by, a v centre ziyala samaya nastoyashaya chernaya dyra.

S odnoi storony chernye dyry yavlyayutsya ochen' slozhnymi ob'ektami. Dlya ih opisaniya neobhodimo primenyat' Obshuyu teoriyu otnositel'nosti. Krome togo, t.k. nikakaya informaciya ne mozhet popast' iz dyry naruzhu, to my ne imeem nikakih nablyudatel'nyh dannyh o vnutrennei strukture chernyh dyr. My ne znaem, chto proizoidet s veshestvom, posle togo kak ono peresechet gorizont sobytii, krome togo, chto veshestvo budet prodolzhat' padat' i padat' (pri etom lyuboi predmet pri podlete k chernoi dyre budet razorvan prilivnymi silami). Vremennye i prostranstvennye koordinaty kak by menyayutsya mestami, i veshestvo dvizhetsya v centr chernoi dyry k singulyarnosti, kak my v obychnom prostranstve nepreryvno dvigaemsya vo vremeni vpered v budushee.

Chto my uvidim, esli na luche zreniya okazhetsya chernaya dyra? Eti dve rasschitannye na komp'yutere kartinke dayut otvet. (apod 970105)

Uravneniya Einshteina, i voobshe vse "standartnye" uravneniya sovremennoi fiziki v perestayut deistvovat' vblizi centra chernoi dyry. Dlya opisaniya samyh vnutrennih chastei chernoi dyry neobhodima kvantovaya teoriya gravitacii, kotoraya poka eshe daleka ot zaversheniya.

S drugoi storony, chernye dyry yavlyayutsya chrezvychaino prostymi. Dlya ih opisaniya neobhodimo vsego tri parametra: massa, vrashenie (moment kolichestva dvizheniya), elektricheskii zaryad. Znanie etih harakteristik daet vam polnuyu informaciyu o chernoi dyre. Vse ostal'noe "upalo vnutr'" ili izluchilos' pri obrazovanii chernoi dyry. Takuyu poteryu svoistv opisyvayut obraznym vyskazyvaniem: "chernye dyry ne imeyut volos".

Bolee togo na rasstoyanii znachitel'no bol'shem gravitacionnogo radiusa chernye dyry proyavlyayut sebya prosto kak ochen' kompaktnye massivnye tela, t.k. vliyanie ih vrasheniya ubyvaet bystree, chem sila prityazheniya, a elekticheskii zaryad u chernyh v kosmicheskoi srede ne mozhet byt' bol'shim. Takim obrazom chernaya dyra yavlyaetsya prekrasnoi model'yu material'noi tochki, esli tol'ko ne priblizhat'sya k nei slishkom blizko.

Vsego v nashei dolzhno byt' Galaktike okolo chernyh dyr, no obnaruzhit' odinochnuyu ChD prakticheski nevozmozhno. Nuzhen kakoi-to tester. I v 60-e gg. Ya.B.Zel'dovichem i E.Solpiterom byla vyskazana ideya, chto chernye dyry mogut obnaruzhivat' sebya pri akkrecii, t.e. pri padenii veshestva v chernuyu dyru. Ideal'nym mestom dlya moshnoi akkrecii sluzhat TDS, gde veshestvo mozhet peretekat' s odnoi zvezdy na druguyu.

GRAVITACIONNYE VOLNY I GAMMA-VSPLESKI

Krome zamechatel'nyh TDS, v kotoryh odnim kompan'onom yavlyaetsya chernaya dyra, a drugim - neitronnaya zvezda - radiopul'sar (takie sistemy eshe ne otkryty, no dolzhny sushestvovat') sushestvuyut drugie tipy dvoinyh sistem, sostoyashie iz dvuh kompaktnyh ob'ektov (neitronnyh zvezd ili chernyh dyr). Eto chrezvychaino vazhnye sistemy i za otkrytie i issledovanie pervoi iz nih (teilorovskogo pul'sara) v 1993 g. Dzh. Teiloru i R. Halsu byla vruchena Nobelevskaya premiya po fizike. V takih sistemah mozhno proverit' mnozhestvo tonkih effektov obshei teorii otnositel'nosti. I teoriya s bleskom vyderzhala vse ispytaniya (v chastnosti fakticheski dokazana sushestvovanie gravitacionnyh voln po nablyudeniyam sblizheniya neitronnyh zvezd v etoi sisteme). Proverka teorii okazalas' vozmozhnoi blagodarya tomu, chto radiopul'sar predstavlyaet soboi ochen' tochnye chasy: massivnyi ob'ekt vrashaetsya s ogromnoi skorost'yu, tak chto skorost' ego poverhnosti dostigayushei 10% skorosti sveta na ekvatore. I eti chasy dvizhutsya po orbite vokrug vtoroi neitronnoi zvezdy, takzhe sozdayushei sil'noe gravitacionnoe pole. Krome togo, sistemy iz dvuh neitronnyh zvezd mogut imet' otnoshenie k ob'ektam, vozmozhno eshe bolee zagadochnym chem sami chernye dyry. Eto istochniki gamma-vspleskov.

V hode svoei evolyucii dva kompaktnyh ob'ekta v TDS dolzhny sblizhat'sya, izluchaya v sootvetstvii s obshei teoriei otnositel'nosti gravitacionnye volny (chto i nablyudaetsya u teilorovskogo pul'sara). Yasno, chto kogda-to dva sblizhayushihsya kompaktnyh ob'ekta dolzhny slit'sya. Seichas izvestno tri sistemy, v kotoryh sliyaniya proizoidut za vremya men'she habblovskogo, t.e. men'she $\sim 10$ milliardov let. Etot process dolzhen idti s vydeleniem ogromnoi energii poryadka $M_{\odot}c^2$ . Skoree vsego pri etom takzhe proishodit gamma-vsplesk.

Seichas zakanchivaetsya stroitel'stvo neskol'kih krupnyh detektorov gravitacionnyh voln (eto proekty LIGO (SShA), VIRGO (Italiya-Franciya), TAMA (Yaponiya) i GEO600 (Germaniya)). Eti ustanovki pozvolyat otkryt' eshe odno - gravitacionno-volnovoe - okno vo Vselennuyu. Detektory gravitacionnyh voln - odni iz samyh dorogih fizicheskih priborov za vsyu istoriyu chelovechestva. Poetomu neudivitel'no, chto vse svyazannoe s etimi issledovaniyami poluchaet moshnuyu podderzhku i, sledovatel'no, aktivno razvivaetsya. Sozdan dazhe special'nyi proekt Bol'shogo Vyzova dlya komp'yuternogo modelirovaniya sliyanii dvoinyh chernyh dyr i neitronnyh zvezd: chislennye modeli voobshe chrezvychaino rasprostraneny v astrofizike v svyazi s ogranichennymi vozmozhnostyami dlya pryamogo eksperimenta (sm. stat'yu o chislennom eksperimente v zhurnale "Uraniya").

Dlya uspeshnoi registracii slabogo signala na fone shuma neobhodimo imet' vozmozhno luchshee predstavlenie o forme iskomogo signala. Poetomu, chtoby milliardnye zatraty ne propali zrya, mozhno potratit' nekotoroe vremya i den'gi na issledovanie sliyaniya dvoinyh kompaktnyh ob'ektov.

Raschety oslozhnyayutsya neobhodimost'yu ucheta effektov obshei teorii otnositel'nosti. Poetomu vychisleniya provodyatsya v nekotoryh priblizheniyah, bolee ili menee dostoverno opisyvayushih real'nost'. Mozhno rasschityvat', chto eshe do registracii signala ego forma stanet s dostatochnoi tochnost'yu izvestna blagodarya komp'yuternomu modelirovaniyu.

Vyshe my videli, chto neitronnaya zvezda ili chernaya dyra predstavlyaet soboi ochen' glubokuyu "gravitacionnuyu yamu". I "brosanie" odno kompaktnogo ob'ekta na drugoi dolzhno privodit' k kolossal'nomu vydeleniyu energii, znachitel'naya chast' kotoroi unositsya gravitacionnymi volnami. Takim obrazom, vo vremya sliyaniya prakticheski odnovremenno dolzhny nablyudat'sya vsplesk gravitacionnyh voln i gamma-vsplesk.

Gamma-vspleski byli otkryty v 60-e gg. s amerikanskih voennyh sputnikov Vela. Voobshe-to eti sputniki byli prednazhnacheny dlya obnaruzheniya atomnyh ispytvnii. Oni byli takimi chuvstvitel'nymi, chto smogli by zaregistrirovat' takoi vzryv ne tol'ko na Zemle, no i na Lune i dazhe na Marse. I sootvetstvuyushie korotkie vspyshki gamma-izlucheniya byli obnaruzheny, prichem shli oni iz otkrytogo kosmosa i bolee togo iz takih mest, gde ne bylo nikakih osobennyh ob'ektov! V techenie treh desyatkov let ne udavalos' uvidet' vsplesk v drugih diapazonah spektra, i istochniki vspleskov ostavalis' absolyutnoi zagadkoi. (Tochnost' opredeleniya polozheniya istochnika vspleska v gamma diapazone nevelika, obychno eto odin ili neskol'ko gradusov. V takuyu bol'shuyu oblast' popadayut desyatki tysyach zvezd i galaktik.) Modeli predlozhennye dlya ob'yasneniya gamma-vspleskov vklyuchali v sebya vse: ob'ekty v Solnechnoi sisteme, neitronnye zvezdy diska nashei Galaktiki, pervichnye chernye dyry, moshnye vzryvy v drugih galaktikah, raspady tyazhelyh chastic i t.d. i t.p. Ne pomogla i statistika - bolee 1000 izvestnyh segodnya gamma-vspleskov raspredeleny po nebu sovershenno ravnomerno, sredi nih ne vydelyaetsya ni odno iz izvestny napravlenii: centr ili ploskost' Galaktiki, napravlenie na blizhaishie galaktiki - Magellanovy oblaka i Tumannost' Andromedy i t.d. No vot v 1997 na sputnike BeppoSAX udalos' uvidet' poslesvechenie gamma-vspleska v rentgenovskom diapazone. Blagodarya bolee vysokoi tochnosti opredeleniya koordinat rentgenovskogo istochnika po-sravneniyu s gamma-istochnikom (eto svyazano so specifikoi apparatury) udalos' uvidet' poslesvechenie i v opticheskoi chasti spektra. I nakonec v yanvare 1999 g. vpervye udalos' uvidet' sam vsplesk v opticheskom diapazone! Okazalos', chto vzryvy proishodyat v dalekih galaktikah. Izmerennye krasnye smesheniya gamma-vspleskov okazalis' ravnymi $\sim 1-4$ . Eto ochen' dalekie ob'ekty! Energiya vzryva mozhet dostigat' $3 \cdot 10^{54}$ erg. Takoe gigantskoe znachenie stavit problemy pered teoretikami, kotorye eshe predstoit razreshit'. Krome gipotezy slivayushihsya kompaktnyh ob'ektov rassmatrivaetsya ideya gipernovoi - vzryv massivnoi zvezdy.

Karta raspredeleniya kosmicheskih gamma-vspleskov po nablyudeniyam BATSE.

T.o. odna iz samyh intriguyushih zagadok v astrofizike konca 20 veka - gamma-vspleski - takzhe, skoree vsego, svyazana s TDS. Tak eto ili net na samom dele pokazhut budushie issledovaniya. No TDS eshe ochen' dolgo v samyh raznyh svoih proyavleniyah budut nahodit'sya na perednem krae astrofiziki.

Zvezdnye strui. Ob'ekt HH-47. (apod 951012)

Vrezki:

Publikacii s klyuchevymi slovami: rentgenovskie istochniki - dvoinye zvezdy - Evolyuciya zvezd Publikacii so slovami: rentgenovskie istochniki - dvoinye zvezdy - Evolyuciya zvezd
Sm. takzhe: Pererabotka veshestva v Kassiopee A BHB2007: formirovanie dvoinoi zvezdy NGC 7789: Roza Karoliny Planetarnaya tumannost' NGC 2818 ot Habbla Nauchnaya konferenciya "Nablyudaemye proyavleniya evolyucii zvezd" v SAO RAN Propavshaya zvezda-kompan'on sverhnovoi Issledovanie, kotoroe mozhet povtorit' lyuboi pol'zovatel' Interneta Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce