<< 3. Obshie svoistva modelei | Oglavlenie | 5. Populyacionnyi sintez odinochnyh NZ >>

Razdely

• 4.1. Perepis' kompaktnyh zvezd i ih raspredeleniya
• 4.2. Kataklizmicheskie peremennye
• 4.3. Dvoinye belye karliki
• 4.4. Akkreciruyushie rentgenovskie istochniki i millisekundnye pul'sary
• 4.5. Ul'tramoshnye rentgenovskie istochniki
• 4.6. Vklad dvoinyh zvezd v gravitacionno-volnovoi fon
• 4.7. Tempy sliyanii dvoinyh neitronnyh zvezd i chernyh dyr
• 4.8. Dvoinye v plotnyh zvezdnyh skopleniyah

---

4. Populyacionnyi sintez tesnyh dvoinyh

V etom razdele my opisyvaem PS dvoinyh zvezd. Osnovnoe vnimanie pri etom budet udeleno sistemam s kompaktnymi ob'ektami (neitronnymi zvezdami i chernymi dyrami). Detal'noe opisanie evolyucionnogo scenariya dlya dvoinyh zvezd mozhno naiti v [8].¹ My nachnem s ochen' kratkogo opisaniya evolyucii zvezd. Bolee detal'noe opisanie vy smozhete naiti v standartnyh uchebnikah (sm., naprimer, [9] i ssylki tam).

V zhizni zvezdy mozhno vydelit' dve sushestvenno razlichayushiesya stadii: kogda zvezda yavlyaetsya normal'noi nevyrozhdennoi zvezdoi, i kogda ona prevrashaetsya v kompaktnyi zvezdnyi ostatok (belyi karlik, neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru). Istochnikom energii v normal'nyh zvezdah yavlyayutsya termoyadernye reakcii. V nekotorom smysle evolyuciyu normal'noi zvezdy mozhno svesti k smene rezhimov termoyadernogo goreniya (gorenie vodoroda v centre, vodoroda v sloe, geliya v centre i t.d.). Primerno 90% svoei zhizni normal'naya zvezda provodit na stadii glavnoi posledovatel'nosti, kogda v ee centre proishodit prevrashenie vodoroda v gelii. Posle uhoda s glavnoi posledovatel'nosti zvezda sushestvenno izmenyaet radius, poverhnostnuyu temperaturu i teryaet znachitel'nuyu chast' svoei massy (poterya massy na stadii glavnoi posledovatel'nosti sushestvenna tol'ko dlya samyh massivnyh zvezd). V konce yadernoi evolyucii zvezda prevrashaetsya v kompaktnyi ostatok. Ob'ekty s nachal'noi massoi - stanovyatsya belymi karlikami (konechno, zvezdy s ne uspevayut prevratit'sya v belye karliki, tak kak vremya ih yadernoi evolyucii prevyshaet vozrast Vselennoi). Bolee massivnye zvezdy vzryvayutsya kak sverhnovye i obrazuyut neitronnye zvezd ili chernye dyry. Granica, razdelyayushaya praroditelei etih dvuh tipov kompaktnyh ob'ektov, ploho izvestna. Raschety grubo ukazyvayut na interval vblizi 25-35 . S drugoi storony eta granica mozhet zaviset' ot vrasheniya i magnitnogo polya zvezdy (detal'noe obsuzhdenie pozdnih stadii zvezdnoi evolyucii sm. v [10]).

Glavnyi parametr, ot kotorogo zavisit evolyuciya odinochnoi normal'noi zvezdy (a v nekotorom smysle i odinochnogo kompaktnogo ob'ekta), - ee massa. Odinochnaya zvezda mozhet tol'ko teryat' svoyu massu lish' za schet zvezdnogo vetra. V dvoinoi sisteme situaciya sovershenno inaya: zvezda mozhet byt' donorom ili akkretorom, t.e. otdavat' veshestvo vtoroi komponente sistemy ili prinimat' ego. Nalichie etoi vozmozhnosti pokazyvaet, chto evolyuciya zvezd v dvoinyh sistemah sushestvenno bolee slozhna i raznoobrazna.

Nekotoraya dolya massy zvezdy v tesnoi dvoinoi sisteme mozhet byt' unesena zvezdnym vetrom, no osnovnoi kanal perenosa veshestva - akkreciya na stadii zapolneniya polosti Rosha. Naprimer, v nekotoryh sluchayah massivnaya normal'naya zvezda mozhet poteryat' vsyu svoyu vneshnyuyu, bogatuyu vodorodom obolochku i prevratit'sya v tak nazyvaemuyu zvezdu Vol'fa-Raie - goloe massivnoe gelievoe yadro. Drugoi primer - obrazovanie yarkogo rentgenovskogo istochnika pri akkrecii veshestva zapolnyayushei polost' Rosha normal'noi zvezdy na kompaktnyi kompan'on.

Raznye tipy kompaktnyh ob'ektov evolyucioniruyut po-raznomu. Chernye dyry uvelichivayut svoyu massu za schet akkrecii v dvoinyh sistemah. Odnovremenno rastet ih uglovoi moment. V to zhe vremya odinochnye chernye dyry mozhno schitat' prakticheski ne evolyucioniruyushimi ob'ektami.

Osnovnoi vid evolyucii odinochnyh belyh karlikov - ih ostyvanie.

Naibolee raznoobraznymi fizicheskimi proyavleniyami obladayut vhodyashie v dvoinye sistemy neitronnye zvezdy. Neitronnye zvezdy mogut nablyudat'sya po teplovomu izlucheniyu ih poverhnosti, po vydeleniyu energii v processah akkrecii, po (radio)pul'sarnoi aktivnosti ili po vzaimodeistviyu magnitnogo polya neitronnoi zvezdy s okruzhayushei plazmoi. Temperatura poverhnosti zvezdy, osevoi period i napryazhennost' magnitnogo polya (vmeste s parametrami okruzhayushei sredy) yavlyayutsya osnovnymi parametrami, opredelyayushimi astrofizicheskuyu aktivnost' neitronnoi zvezdy. Takim obrazom udaetsya vydelit' dva dostatochno nezavisimyh processa evolyucii neitronnyh zvezd: teplovaya i magnito-vrashatel'naya. U nekotoryh sistem eti dva vida evolyucii idut pochti nezavisimo, u drugih oni tesno svyazany (naprimer, u magnitarov).

Pervye issledovaniya dvoinyh zvezd metodom PS byli provedeny v konce 80-h [11–15]. Avtory etih rabot ispol'zovali evolyucionnye scenarii, sozdannye Pachin'skim, Kippenhanom, Veigertom, Ibenom i mnogimi drugimi (sm. obzory [16,17]).

Pered tem, kak pereiti k obsuzhdeniyu razlichnyh tipov istochnikov i fenomenov, privedem kratkii (i, konechno, nepolnyi) spisok nauchnyh grupp, postoyanno ispol'zuyushih PS v svoih issledovaniyah tesnyh dvoinyh, i ssylki na poslednie i naibolee interesnye ih raboty.

• Portegies Zwart et al.: PS plotnyh zvezdnyh skoplenii [18–21], chernye dyry promezhutochnyh mass [22,23], rentgenovskie istochniki [24,25] i pr.

• Podsiadlowski et al.: evolyuciya kompaktnyh dvoinyh i kik neitronnyh zvezd [26–28], gipernovye i gamma-vspleski [29,30] i drugie voprosy [31,32].

• Kalogera et al.: sliyanie neitronnyh zvezd i ih gravitacionnoe izluchenie [33–36], radiopul'sary, neitronnye zvezdy i chernye dyry [37,38].

• Yungelson et al.: dvoinye belye karliki i sverhnovye tipa Ia [39–42], zvezdnye istochniki gravitacionnyh voln [43] i dr.

4.1. Perepis' kompaktnyh zvezd i ih raspredeleniya

PS dvoinyh sistem - ochen' poleznyi instrument dlya issledovaniya statisticheskih svoistv zvezd s kompaktnymi ob'ektami. Tipichnymi voprosami, otvety na kotorye daet PS, yavlyayutsya sleduyushie:

• Skol'ko rozhdaetsya kompaktnyh ob'ektov razlichnyh tipov?
• Kakovo ih raspredelenie po massam?
• Kakova svyaz' mezhdu nachal'nymi massami zvezd i konechnymi massami kompaktnyh ob'ektov, obrazuyushihsya v rezul'tate evolyucii dvoinoi sistemy?
• Kakovy doli kompaktnyh ob'ektov razlichnoi prirody (neitronnyh i kvarkovyh zvezd, chernyh dyr) pri izvestnom raspredelenii etih ob'ektov po masse?

PS dvoinyh sistem - ochen' populyarnaya segodnya tema v astrofizike. Razlichnye nauchnye gruppy vo vsem mire imeyut sobstvennye original'nye kody evolyucii dvoinyh, rezul'taty ih issledovanii, posvyashennye razlichnym aspektam dvoinyh sistem, my regulyarno vstrechaem v nauchnyh zhurnalah (sm., naprimer, [44–50]). Nizhe my kratko kosnemsya nekotoryh poluchennyh imi rezul'tatov i privedem ssylki na original'nye stat'i, gde chitatel' smozhet naiti ostal'nye podrobnosti.

Pols i Marinus (Pols and Marinus) [44] rasschitali evolyuciyu molodyh rasseyannyh skoplenii. Osnovnoe vnimanie avtory udelili "golubym brodyagam" (blue stragglers). Est' neskol'ko razlichnyh gipotez, ob'yasnyayushih ih proishozhdenie. Eto mogut byt' dvoinye sistemy, sostoyashie ih dvuh zvezd glavnoi posledovatel'nosti ili odnoi zvezdy glavnoi posledovatel'nosti i kompaktnogo ob'ekta. Drugoi variant - odinochnaya pekulyarnaya zvezda, vozmozhno obrazovavshayasya pri sliyanii dvoinoi sistemy. Avtory poluchili raspredelenie etih ob'ektov po vozrastam, prostranstvennym skorostyam i drugim parametram.

V rabote [45] rassmotreny sliyaniya dvoinyh neitronnyh zvezd i chernyh dyr. V nei zhe poluchena ocenka kolichestva dvoinyh radiopul'sarov (sistem tipa dvoinogo pul'sara Halsa-Teilora).

Rabota [46] posvyashena obrazovaniyu i evolyucii dvoinyh neitronnyh zvezd. V nei rasschitano kolichestvo molodyh i raskruchennyh akkreciei millisekundnyh pul'sarov pri razlichnyh predpolozheniyah o kike neitronnyh zvezd, raspredelenii zvezd po nachal'nomu otnosheniyu mass v dvoinoi, pri nalichii ili otsutstvii rezhima giperakkrecii.

Osnovnoi cel'yu [47] bylo issledovanie sliyanii neitronnyh zvezd v predpolozhenii o svyazi etogo processa s gamma-vspleskami (segodnya etot scenarii primenyaetsya, v osnovnom, k korotkim gamma-vspleskam, a dlinnye gamma-vspleski svyazyvayutsya s gipernovymi). Avtory ocenili chastotu rozhdeniya i sliyanii dvoinyh neitronnyh zvezd i postroili ih prostranstvennoe raspredelenie vnutri hozyaiskih galaktik.

V rabote [49] rasschitano raspredelenie mass kompaktnyh ob'ektov (odinochnyh i dvoinyh s razlichnymi tipami vtorichnyh komponent). Avtory vklyuchili v svoi scenarii vozmozhnost' obrazovaniya kvarkovyh zvezd. Odnako ih rezul'taty ochen' model'no-zavisimy, t.k. spektr mass kompaktnyh ob'ektov segodnya ochen' ploho izuchen (sm. takzhe razd. 5.3 nizhe).

V konce dannogo razdela my hoteli by obratit' vnimanie chitatelya na sleduyushie dva vazhnyh zamechaniya. Vo-pervyh, pri provedenii PS v perechislennyh vyshe rabotah ispol'zovalis' razlichnye evolyucionnye treki normal'nyh zvezd (v vide analiticheskih approksimacii, bibliotek evolyucionnyh trekov i pr.), razlichnye raspredeleniya nachal'nyh parametrov (nachal'noe otnoshenie mass, kik, magnitnye polya i t.d.), samye raznye predpolozheniya o slozhnyh stadiyah evolyucii (obshaya obolochka, vyzvannyi akkreciei kollaps, sliyaniya i t.p.). Vo-vtoryh, nesmotrya na perechislennye razlichiya rezul'taty raschetov razlichayutsya v detalyah, no obshie rezul'taty okazyvayutsya pri etom ochen' pohozhimi i ustoichivymi.

4.2. Kataklizmicheskie peremennye

Kataklizmicheskie peremennye - dvoinye sistemy, sostoyashie iz akkreciruyushego belogo karlika i malomassivnoi zvezdy glavnoi posledovatel'nosti, zapolnyayushei svoyu polost' Rosha. Nepreryvnoe zapolnenie polosti Rosha podderzhivaetsya unosom uglovogo momenta cherez magnitnyi zvezdnyi veter ili iz-za gravitacionnogo izlucheniya. Magnitnyi zvezdnyi veter svyazan s processami konvekcii v obolochke normal'noi zvezdy, etot mehanizm rabotaet dlya zvezd s massami v intervale 0.3-1.5 . Kogda massa zvezdy donora stanovitsya men'she, chem magnitnyi veter ischezaet i akkreciya v sisteme na vremya prekrashaetsya. Dal'neishaya evolyuciya sistemy opredelyaetsya gravitacionnym izlucheniem. Cherez nekotoroe vremya normal'naya zvezda opyat' zapolnyaet polost' Rosha, i v sisteme snova poyavlyaetsya rentgenovskii istochnik.

Pod deistviem magnitnogo zvezdnogo vetra v sisteme proishodit bolee moshnaya akkreciya, chem iz-za unosa momenta, vyzyvaemogo gravitacionnym izlucheniem. Sootvetstvenno na pervoi stadii v sisteme prisutstvuet bolee yarkii rentgenovskii istochnik.

V opisannoi vyshe modeli predskazyvaetsya proval v raspredelenii kataklizmicheskih peremennyh po orbital'nym periodam. I takoi proval real'no nablyudaetsya vblizi periodov  chasa. Vo vseh bolee shirokih dvoinyh sistemah akkreciya idet pod deistviem magnitnogo vetra, v bolee tesnyh - iz-za gravitacionnyh voln.

Krome dvuh opisannyh vozmozhnostei unos uglovogo momenta mozhet osushestvlyat'sya za schet vzaimodeistviya s diskom, okruzhayushim dvoinuyu sistemu. Odnako obychno takoi mehanizm eshe menee effektiven.

PS kataklizmicheskih peremennyh (v chastnosti: raschet ih raspredeleniya po orbital'nym periodam) v ramkah klassicheskoi modeli byl proveden v celom ryade rabot (naprimer, [51–53]). V nih udalos' vosproizvesti nablyudaemoe raspredelenie sistem dannogo tipa. PS kataklizmicheskih peremennyh, okruzhennyh okolozvezdnym diskom, byl prodelan v [54,55]. V etih rabotah avtory prishli k zaklyucheniyu, chto dlya ob'yasneniya bimodal'nogo raspredeleniya po periodam v modeli vneshnego diska trebuetsya sobstvennaya bimodal'nost' vyazkih svoistv diskov.

4.3. Dvoinye belye karliki

Est' dva naibolee interesnyh rezul'tata, poluchennyh putem primeneniya PS k dvoinym belym karlikam.

Pervyi svyazan s t.n. stadiei obshei obolochki. Kolichestvo samyh tesnyh dvoinyh belyh karlikov daet samye zhestkie ogranicheniya na effektivnost' unosa orbital'nogo uglovogo momenta na etoi stadii. Dvoinye belye karliki s samymi korotkimi orbital'nymi periodami obrazuyutsya v rezul'tate posledovatel'nogo prohozhdeniya sistemoi dvuh stadii s obshei obolochkoi. Pervaya iz etih stadii svyazana s zapolneniem polosti Rosha pervichnoi bolee massivnoi komponentoi sistemy. Vtoraya nastupaet, kogda vtorichnyi kompan'on takzhe zapolnyaet polost' Rosha. Etot tip sistem yavlyaetsya naibolee chuvstvitel'nym indikatorom parametrov obshei obolochki. Soglasno [56,57] parametr effektivnosti -0.5. Eta ocenka ne soglasuetsya s rezul'tatami PS sistem, prohodyashih v hode svoei evolyucii tol'ko odnu stadiyu s obshei obolochkoi (sm. [58]).

Vtoroi vazhnyi vopros - sliyaniya dvoinyh belyh karlikov. Etot process yavlyaetsya odnim iz evolyucionnyh kanalov, privodyashih k vzryvam sverhnovyh zvezd tipa Ia.² Eta tema issledovalas' vo mnogih rabotah [33–36,59]. Bylo pokazano, chto sliyaniya belyh karlikov pozvolyayut ob'yasnit' vspyshki termoyadernyh sverhnovyh s chastotoi  let v galaktike s massoi ravnoi masse Mlechnogo Puti. Etot rezul'tat veren kak dlya molodyh, tak i dlya staryh zvezdnyh naselenii, t.e. i dlya spiral'nyh, i dlya ellipticheskih galaktik. Vtoroi kanal obrazovaniya podobnyh sverhnovyh (akkreciya s normal'nogo komponenta na belyi karlik v tesnoi dvoinoi) daet sravnimuyu chastotu sobytii:  let, prichem chastota v etom kanale gorazdo vyshe dlya molodyh populyacii. Sovremennye nablyudeniya pokazyvayut, chto chastota vspyshek sverhnovyh Ia na edinicu massy gorazdo vyshe dlya molodyh zvezdnyh populyacii [60]. Eto mozhet byt' argumentom protiv scenariya so sliyaniem.

4.4. Akkreciruyushie rentgenovskie istochniki i millisekundnye pul'sary

Sovremennye orbital'nye rentgenovskie observatorii, podobnye Chandra i XMM, imeyut chuvstvitel'nost', dostatochnuyu dlya registracii vseh yarkih i bol'shei chasti umerennyh rentgenovskih istochnikov v nashei Galaktike. Sushestvuet mnogo tipov dvoinyh rentgenovskih istochnikov s postoyannym ili tranzientnym izlucheniem: rentgenovskie pul'sary, barstery, "atollovye" i Z-istochniki s kvaziperiodicheskimi oscillyaciyami, rentgenovskie novye, kandidaty v chernye dyry i t.d. Nekotorye istochniki mogut prinadlezhat' k neskol'kim perechislennym tipam odnovremenno. Obsuzhdenie nablyudatel'nyh svoistv razlichnyh tipov istochnikov chitatel' smozhet naiti v sleduyushih obzorah [61–66].

Pervye raschety evolyucii massivnyh rentgenovskih dvoinyh metodom PS byli provedeny primerno 20 let nazad. K PS dvoinyh sistem so vtorichnymi komponentami maloi i promezhutochnoi massy, obladayushih bolee slozhnoi evolyuciei, pristupili neskol'ko pozdnee. V poslednee vremya razlichnye issledovateli nachali vklyuchat' v raschety individual'nye svoistva issleduemyh oblastei ili ob'ektov, naprimer, istoriyu zvezdoobrazovaniya v konkretnoi galaktike ili spektr mass i metallichnost' konkretnoi oblasti zvezdoobrazovaniya. Nizhe my privedem kratkii spisok poslednih publikacii, posvyashennyh PS dvoinyh rentgenovskih istochnikov.

V rabotah [67–69] i v serii publikacii [69] byli rasschitany tempy akkrecii, svetimosti, prostranstvennye skorosti i chastoty obrazovaniya massivnyh rentgenovskih istochnikov so sverhgigantami i zvezdami Vol'fa-Raie. V rabote [68] rasschitana populyaciya rentgenovskih istochnikov v parah s Be-zvezdami. V [67] - populyaciya ob'ektov Torna-Zhitkovoi (krasnyi gigant s neitronnoi zvezdoi v kachestve yadra - vozmozhnyi rezul'tat sliyaniya komponentov massivnoi dvoinoi na stadii s obshei obolochkoi). V stat'e [70] byla rasschitana populyaciya rentgenovskih istochnikov vblizi centra nashei Galaktiki. Sravnenie nablyudaemogo raspredeleniya svetimostei rentgenovskih istochnikov i rezul'tatov PS [71] ukazyvaet na sushestvovanie neskol'kih populyacii rentgenovskih dvoinyh v blizhaishih galaktikah. Kazhdaya populyaciya imeet sobstvennuyu istoriyu obrazovaniya i evolyucii, zavisyashuyu ot uslovii v hozyaiskoi galaktike.

V rabote [72] avtory popytalis' vosproizvesti primerno 140 nablyudaemyh malomassivnyh dvoinyh rentgenovskih istochnikov nashei Galaktiki v ramkah standartnogo evolyucionnogo scenariya dvoinyh zvezd malyh i srednih mass. V bolee pozdnei rabote [73] predstavleny rezul'taty bolee prodvinutogo analogichnogo issledovaniya, provedennogo toi zhe gruppoi. V etoi rabote takzhe rassmotreny svoistva millisekundnyh pul'sarov.

V konce dannogo razdela hotelos' by obratit' vnimanie chitatelya na dve gruppy osobo interesnyh, po nashemu mneniyu, istochnikov.

Dvoinye rentgenovskie sistemy razlichayutsya ne tol'ko v fizicheskom smysle, no i v kontekste PS. Odinakovoe chislo nablyudaemyh istochnikov mozhet porodit' kak mnogochislennaya populyaciya korotkozhivushih ob'ektov, tak i malochislennaya s dolgozhivushimi ob'ektami. PS vtorogo tipa sistem - sushestvenno bolee tyazhelaya zadacha. Odnoi iz naibolee interesnyh grupp, obladayushih podobnymi svoistvami, yavlyayutsya malomassivnye akkreciruyushie predshestvenniki millisekundnyh radiopul'sarov. PS millisekundnyh pul'sarov i ih praroditelei obsuzhdaetsya v [74,75].

Vtorym primerom yavlyayutsya rentgenovskie novye - akkreciruyushie tesnye dvoinye, sostoyashie iz chernoi dyry i malomassivnoi zvezdy glavnoi posledovatel'nosti. Chtoby poluchit' takuyu sistemu neobhodimo startovat' s dvoinoi s ogromnym nachal'nym otnosheniem mass. Predshestvennik chernoi dyry dolzhen imet' massu po krainei mere 25- . Konechno, stol' massivnaya zvezda teryaet znachitel'nuyu chast' svoei massy do obrazovaniya kompaktnogo ob'ekta. Za eto vremya malomassivnyi komponent prakticheski ne izmenyaetsya. Okazalos', chto vosproizvesti nablyudaemoe kolichestvo istochnikov dannogo tipa v ramkah standartnogo scenariya evolyucii dvoinyh zvezd ochen' nelegko. V 1986 godu Igglton i Verbunt [76] predlozhili scenarii obrazovaniya rentgenovskih novyh v ierarhicheskoi troinoi massivnoi sisteme. Evolyucionnyi scenarii dlya ierarhicheskih troinyh i kratnyh sistem soderzhit gorazdo bol'shee raznoobrazie vozmozhnyh proyavlenii, chem scenarii evolyucii dvoinyh sistem (sm., naprimer, [77]). Komp'yuternaya realizaciya evolyucii troinoi sistemy ochen' slozhna. Nam izvestna tol'ko odna realizaciya podobnogo koda. Sravnenie PS dlya scenariev obrazovaniya rentgenovskih novyh v dvoinyh i troinyh sistemah privedeno v [78].

4.5. Ul'tramoshnye rentgenovskie istochniki

"Ul'tramoshnye rentgenovskie istochniki" - ochen' yarkie tochechnye rentgenovskie ob'ekty vne okoloyadernyh oblastei hozyaiskih galaktik (sm. katalog istochnikov dannogo tipa v [79] i poslednii obzor v [80]). Obychno eti ob'ekty opredelyayutsya kak istochniki s rentgenovskoi svetimost'yu prevyshayushei  erg s (ot do  erg s). Pervye ul'tramoshnye istochniki byli otkryty kosmicheskoi observatoriei Einstein [81], bol'shoe chislo takih sistem bylo obnaruzheno sputnikami ROSAT i Chandra. V nashei Galaktike ul'tramoshnye rentgenovskie istochniki otsutstvuyut.

Sushestvuet dve populyarnye modeli ul'tramoshnyh istochnikov. V odnoi iz nih v dvoinoi sisteme idet okoloeddingtonovskaya akkreciya na chernuyu dyru promezhutochnoi massy -  [82] (detal'noe obsuzhdenie svoistv chernyh dyr promezhutochnyh mass sm. v [83]). Soglasno drugoi gipoteze my imeem delo s chernymi dyrami obychnyh zvezdnyh mass, izluchenie kotoryh ne simmetrichno, a sobrano v dva dzheta. Esli my smotrim vdol' dzheta, to nablyudaem ochen' yarkii istochnik. V etoi modeli ul'tramoshnye istochniki mogut byt' obychnymi predstavitelyami yarkogo konca raspredeleniya chernyh dyr zvezdnyh mass po svetimosti [84,85].

Obe gipotezy imeyut dostoinstva i nedostatki. Vpolne vozmozhno, chto populyaciya ul'tramoshnyh rentgenovskih istochnikov sformirovana dvumya (ili, vozmozhno, bol'shim kolichestvom) ob'ektov razlichnoi fizicheskoi prirody [86].

Podzyadlovskii i dr. [87] proveli sistematicheskoe issledovanie obrazovaniya i evolyucii chernyh dyr v dvoinyh sistemah i prishli k vyvodu, chto ih model' nahoditsya v soglasii s nablyudaemoi funkciei svetimosti etih istochnikov (vklyuchaya ul'ramoshnye). V etoi zhe rabote bylo naideno tipichnoe kolichestvo podobnyh istochnikov, prihodyasheesya na odnu galaktiku. Ono sostavlyaet primerno 0.01. V dannoi rabote takzhe uchityvalis' razlichnye effekty selekcii.

4.6. Vklad dvoinyh zvezd v gravitacionno-volnovoi fon

Novoe pokolenie nazemnyh (LIGO, VIRGO, GEO) i kosmicheskih (LISA) interferometricheskih detektorov gravitacionnyh voln budet rabotat' v intervalah chastot - i - Gc, sootvetstvenno. Na etih chastotah gravitacionnye volny ispuskayut tri tipa zvezdnyh istochnikov³:

1. sverhnovye s kollapsiruyushim yadrom (tipa II, Ib ili Ic);
2. bystro vrashayushiesya neosesimmetrichnye neitronnye zvezdy;
3. tesnye dvoinye i slivayushiesya kompaktnye zvezdy.

Ocenki vklada v fon, poluchennye dlya dvuh pervyh tipov istochnikov, ne ochen' tochny. Chastota vspyshek sverhnovyh opredelena dostatochno horosho (1/30-1/50 let), no dlya nih ochen' velika neopredelennost' ih gravitacionno-volnovoi svetimosti. K sozhaleniyu zavershennoi samosoglasovannoi teorii podobnyh sverhnovyh na segodnyashnii den' net.

Bystro vrashayushiesya neitronnye zvezdy izluchayut monohromaticheskoe gravitacionnoe izluchenie. Potok izlucheniya ot takih ob'ektov zavisit ot ih nesferichnosti. Ochen' bystro vrashayushiesya neitronnye zvezdy teryayut osevuyu simmetriyu iz-za neustoichivosti Chandrasekara-Fridmana-Shutsa [88,89] ili iz-za neustoichivosti r-mody [90,91]. V etom sluchae otkloneniya ot osevoi simmetrii (i, sledovatel'no, potok gravitacionnyh voln) zavisyat ot vyazkosti i temperatury v kore i yadre neitronnoi zvezdy. Eti parametry, osobenno vyazkost', ploho izvestny. Rezul'taty razlichnyh issledovanii vse eshe ochen' protivorechivy.

Gravitacionnoe izluchenie ot dvoinyh zvezd - eto tochno izvestnoe i neizbezhnoe sledstvie obshei teorii otnositel'nosti. Pervuyu ocenku gravitacionno-volnovogo fona ot galakticheskih dvoinyh poluchil v 1965 godu Mironovskii [92]. Ego ocenka bezrazmernoi amplitudy metriki sostavlyala i bazirovalas' na podschete sistem tipa W UMa. Spektr zvezdnogo fona gravitacionnyh voln byl vpervye rasschitan v 1987 v [93] s pomosh'yu PS. Uzhe v etoi rabote bylo otmecheno prisutstvie v spektre dvuh razlichnyh chastei: spektr na nizkih i promezhutochnyh chastotah s maksimumom na - Gc porozhdaetsya sistemami, evolyuciya kotoryh ne zavisit ot ih gravitacionnogo izlucheniya. Vtoraya chast' spektra - vysokochastotnyi hvost. On sozdaetsya dvoinymi, slivayushimisya pod deistviem gravitacionnyh voln. Osnovnoi vklad v etu chast' spektra dayut belye karliki (a na chastotah vyshe gerca - neitronnye zvezdy). Poslednie rezul'taty po dannomu napravleniyu chitatel' naidet v [94–96].

Slivayushiesya neitronnye zvezdy takzhe rassmotreny v sleduyushem razdele.

4.7. Tempy sliyanii dvoinyh neitronnyh zvezd i chernyh dyr

Komponenty relyativistskih dvoinyh sistem s orbital'nymi periodami koroche primerno 14 chasov uspevayut sblizit'sya i slit'sya za Habblovskoe vremya pod deistviem sobstvennogo gravitacionnogo izlucheniya. Sliyaniya neitronnyh zvezd shiroko obsuzhdalis' kak vozmozhnye istochniki gamma-vspleskov i kak istochniki moshnyh impul'sov gravitacionnyh voln, kotorye budut registrirovat' nazemnye antenny.

Chastota sliyaniya neitronnyh zvezd - klyuchevoi parametr modelirovaniya nablyudaemoi kartiny gravitacionnyh vspyshek. Est' dva razlichnyh podhoda k ocenke etoi velichiny: odin iz nih baziruetsya na PS dvoinyh neitronnyh zvezd, drugoi osnovyvaetsya na nablyudaemyh parametrah dvoinyh radiopul'sarov s korotkimi orbital'nymi periodami (podobnyh znamenitomu pul'saru Halsa-Teilora PSR B1913+16). V techenie poslednih dvadcati let sushestvovalo nekotoroe protivorechie mezhdu rezul'tatami etih dvuh podhodov. Nachinaya s pervoi raboty [93] i vo vseh bolee pozdnih (sm. [97] i ssylki tam) issledovaniya metodom PS predskazyvali chastotu sliyaniya neitronnyh zvezd poryadka  let dlya spiral'noi galaktiki, podobnoi Mlechnomu Puti. Pryamye ocenki na osnove statistiki dvoinyh pul'sarov davali sushestvenno bolee nizkii temp sliyanii:  let [98]. V bolee pozdnih rabotah eta velichina vozrosla do  let (sm. naprimer [99,35]), no, ne smotrya na eto, protivorechie ne ischezlo. Zametim, chto etot metod prinimaet vo vnimanie tol'ko dvoinye, v kotoryh, po krainei mere, odin iz komponentov proyavlyaet sebya kak radiopul'sar. Pri provedenii PS uchityvayutsya vse slivayushiesya neitronnye zvezdy, v tom chisle i radiotihie. Eto razlichie mozhet chastichno ob'yasnit' rashozhdenie ukazannyh predskazanii. Otkrytie v 2003 godu "dvazhdy dvoinogo" radiopul'sara J0737-3039 s ochen' korotkim orbital'nym periodom [100] povysilo nablyudatel'nye predskazaniya primerno na poryadok velichiny, tak chto segodnya etu problemu mozhno schitat' polnost'yu ischerpannoi (sm. [101]). Kratkoe izlozhenie istorii dannogo voprosa i dopolnitel'nye ssylki dany v [102].

Dlya togo chtoby predskazat' chastotu registracii gravitacionno-volnovyh signalov, ozhidaemyh ot slivayushihsya kompaktnyh ob'ektov, ne dostatochno znat' chastotu ih sliyanii. Neobhodima takzhe informaciya o raspredelenii dannyh istochnikov po moshnosti, t.e. ih svetimost' v gravitacionnyh volnah. Pri zadannoi chuvstvitel'nosti gravitacionnoi antenny maksimal'noe rasstoyanie, na kotorom slivayushayasya sistema mozhet byt' zaregistrirovana, zavisit v pervuyu ochered' ot massy sistemy (tochnee ot tak nazyvaemoi "chirp mass" - predstavlyayushei soboi nekotoruyu stepennuyu kombinaciyu mass komponent dvoinoi). Nazemnye interferometry, po dostizhenii planiruemoi chuvstvitel'nosti, smogut detektirovat' sliyaniya neitronnyh zvezd s rasstoyaniya v neskol'ko desyatkov megaparsek. Predskazyvaemyi metodom PS temp sliyaniya dvoinyh chernyh dyr na 1-2 poryadka nizhe tempa sliyaniya neitronnyh zvezd, no chernye dyry bolee massivny (po krainei mere, v neskol'ko raz). Iz-za sil'noi zavisimosti moshnosti izlucheniya (i, kak sledstvie, maksimal'nogo rasstoyaniya dlya obnaruzheniya) ot massy dvoinoi sistemy my budem prinimat' signaly ot chernyh dyr iz sushestvenno bol'shego ob'ema prostranstva. Poslednii faktor okazyvaetsya bolee vazhnym i ozhidaemaya chastota registracii sliyanii chernyh dyr mozhet byt' dazhe bol'she, chem chastota registracii sliyanii neitronnyh zvezd [8]. Takim obrazom, s bol'shoi veroyatnost'yu pervyi zaregistrirovannyi signal mozhet priiti ot sliyaniya dvuh chernyh dyr ili ot chernyi dyry v pare s neitronnoi zvezdoi!

Zametim, chto chastota sliyanii kompaktnyh ob'ektov sushestvennym obrazom zavisit ot detalei evolyucionnogo scenariya. Naprimer, poskol'ku chernye dyry obrazuyutsya iz ochen' massivnyh zvezd, obladayushih bol'shimi razmerami, to posle okonchaniya ih yadernoi evolyucii i kollapsa obrazuetsya dvoinaya chernaya dyra s dostatochno bol'shoi poluos'yu orbity. Vremya sliyaniya podobnoi sistemy pod deistviem gravitacionnogo izlucheniya ochen' veliko i prevyshaet vozrast Vselennoi. Takim obrazom, v etoi situacii chastota sliyaniya dvoinyh chernyh dyr (v nastoyashii moment vremeni) strogo ravna nulyu. Situaciyu izmenyaet vvedenie otdachi pri obrazovanii chernyh dyr [103]. Takoi process vpolne vozmozhen, esli chernye dyry obrazuyutsya v rezul'tate dvuhstadiinogo kollapsa (cherez promezhutochnoe metastabil'noe sostoyanie goryachei neitronnoi zvezdy). Sovremennye issledovaniya dvoinyh chernyh dyr takzhe podderzhivayut ideyu nenulevoi dopolnitel'noi skorosti, priobretaemoi ili pri rozhdenii [104].

4.8. Dvoinye v plotnyh zvezdnyh skopleniyah

Evolyuciya populyacii dvoinyh sistem v plotnyh zvezdnyh skopleniyah (sharovyh skopleniyah i central'nyh (t.e. okoloyadernyh) skopleniyah v galaktikah) otlichaetsya ot evolyucii analogichnyh populyacii v pole galaktik. Osnovnyh otlichii dva: vozdeistvie na individual'nye dvoinye sistemy kollektivnogo nestacionarnogo gravitacionnogo polya skopleniya i tesnye prolety dvoinyh ili odinochnyh sistem.

Vzaimodeistvie s polem skopleniya svoditsya k tomu, chto v srednem tesnye dvoinye sistemy (tak nazyvaemye "zhestkie") stanovyatsya eshe bolee tesnymi, a shirokie sistemy delayutsya shire. Granica mezhdu etimi dvumya tipami sistem opredelyaetsya usloviem (zdes' - orbital'naya skorost' dvoinoi, - srednyaya skorost' zvezd v skoplenii.

Tesnye prolety porozhdayut celuyu seriyu vozmozhnyh effektov. Proletayushaya zvezda mozhet zamenit' odnu iz komponent dvoinoi (obmen ili "perezaryadka"), mozhet razrushit' dvoinuyu (dissociaciya), vyzvat' sliyanie komponent dvoinoi ili prosto izmenit' ee orbital'nye parametry. Veroyatnosti vseh etih kanalov byli rasschitany v rabotah [105,106]. Tesnoe vzaimodeistvie dvuh dvoinyh sistem porozhdaet eshe bol'shee raznoobrazie processov (sm. [107,108]).

Pri popytke uchest' tesnye prolety, t.e. parnoe vzaimodeistvie zvezd ili sistem, my narushaem odin iz osnovnyh principov PS - nezavisimost' evolyucii otdel'nyh ob'ektov. Odnako esli parnye vzaimodeistviya ostayutsya dostatochno redkimi, to my vse eshe mozhem ispol'zovat' PS (v neskol'ko modificirovannom vide).

Est' dva vozmozhnyh puti modifikacii standartnoi shemy PS dlya ucheta tesnyh sblizhenii. Odin iz nih ispol'zuet polnyi scenarii evolyucii dvoinyh sistem i uproshennoe opisanie zvezdnoi dinamiki. V drugom podhode, naoborot, dinamika uchityvaetsya tochno, s pomosh'yu metoda N-tel, a evolyucionnyi scenarii soderzhit te ili inye uprosheniya. Vtoroi podhod ispol'zovalsya v serii rabot gruppy Portegies Zwart, Aarseth et al. [19,108–111]. Konechno, eto tol'ko pervyi shag v realizacii polnogo scenariya evolyucii zvezd v plotnyh zvezdnyh skopleniyah.

---

<< 3. Obshie svoistva modelei | Oglavlenie | 5. Populyacionnyi sintez odinochnyh NZ >>