Tesnye dvoinye zvezdy na pozdnih stadiyah evolyucii

1. Vvedenie

Dolya dvoinyh i kratnyh zvezd v nashei Galaktike sostavlyaet okolo 50 %. V sostave dvoinyh sistem vstrechayutsya lyubye kombinacii zvezd. Astronomy schitayut bol'shoi udachei, kogda interesuyushii ih ob'ekt vhodit v sostav dvoinoi sistemy, poskol'ku v etom sluchae okazyvaetsya vozmozhnym opredelit' vazhneishie harakteristiki ob'ekta: ego massu, radius, temperaturu, svetimost' i t. p. Eto mozhno sdelat', izuchaya dvizhenie i vzaimodeistvie zvezd – komponentov dvoinoi sistemy. Sredi dvoinyh zvezd vydelyayut tesnye dvoinye sistemy (TDS) – sistemy iz dvuh zvezd, v kotoryh na nekotorom etape evolyucii proishodit obmen veshestvom mezhdu komponentami. Naibolee zametnye nablyudatel'nye proyavleniya peretekaniya veshestva otmechayutsya u TDS, nahodyashihsya na pozdnih stadiyah evolyucii, to est' posle zaversheniya pervichnogo obmena veshestvom mezhdu komponentami. Imenno harakteristiki pozdnih stadii evolyucii TDS yavlyayutsya samymi sil'nymi kriteriyami dlya proverki pravil'nosti nashih predstavlenii ob evolyucii zvezd, poskol'ku pozdnie stadii evolyucii svyazany s obrazovaniem takih osobennyh (pekulyarnyh) ob'ektov, kak belye karliki, zvezdy Vol'fa-Raie (WR), neitronnye zvezdy i chernye dyry.

Dostizheniya rentgenovskoi astronomii priveli k otkrytiyu novyh tipov TDS, v chastnosti rentgenovskih dvoinyh sistem, sostoyashih iz normal'noi opticheskoi zvezdy tipa Solnca, kotoraya yavlyaetsya donorom i postavlyaet veshestvo na sosednii ob'ekt, i relyativistskogo ob'ekta (neitronnaya zvezda, chernaya dyra), nahodyashegosya v rezhime nepreryvayushegosya zahvata (akkrecii) veshestva. Nablyudatel'nye proyavleniya relyativistskih ob'ektov v TDS (dlya kotoryh sushestvenny effekty obshei teorii otnositel'nosti (OTO) A. Einshteina) byli vpervye teoreticheski opisany v rabotah sovetskogo teoretika Ya.B. Zel'dovicha i ego uchenikov v 1966-1972 godah. Predskazanie moshnogo rentgenovskogo izlucheniya ot akkreciruyushih neitronnyh zvezd i chernyh dyr bylo sdelano v 1964 godu Ya.B. Zel'dovichem i amerikanskim astronomom E.E. Solpiterom.

Progress v ponimanii prirody i evolyucii relyativistskih ob'ektov v TDS proizoshel posle otkrytiya s borta specializirovannogo amerikanskogo sputnika UHURU v 1972-1976 godah soten kompaktnyh rentgenovskih istochnikov, kotorye, kak okazalos', predstavlyayut soboi v bol'shinstve sluchaev rentgenovskie dvoinye sistemy raznyh tipov. V predlagaemom obzore budut rassmotreny sovremennye predstavleniya ob evolyucii TDS na pozdnih stadiyah.

2. Ob evolyucii massivnyh tesnyh dvoinyh sistem

Scenarii evolyucii massivnyh TDS (summarnaya massa M₁+M₂>30M_ʘ (M_ʘ – massa Colnca) razvit v 1967-1983 godah v rabotah polyaka B. Pachinskogo, nemcev R. Kippenhana i A. Vaigerta, rossiyan A.V. Tutukova i L.R. Yungel'sona, gollandca E. Van den Heivela, rossiyan V.G. Kornilova i V.M. Lipunova.

Shemu evolyucii zvezd v massivnoi TDS, iznachal'no sostoyashei iz dvuh zvezd spektral'nyh klassov OV, mozhno predstavit' v sleduyushem vide (sm. ris. 1):

Na nachal'noi stadii sistema sostoit iz dvuh massivnyh goryachih OV-zvezd glavnoi posledovatel'nosti odnorodnogo himicheskogo sostava. Pust' massa bolee massivnoi zvezdy OB₁ ne sil'no prevoshodit massu menee massivnoi OB₂. Vremya yadernoi evolyucii zvezdy na stadii vygoraniya vodoroda v yadre dlya zvezdy s massoi 30M_ʘ sostavlyaet 3·10⁶ let. Bolee massivnaya zvezda OB₁ evolyucioniruet bystree, uvelichivaet svoi radius i pervoi zapolnyaet svoyu polost' Rosha. Eto zapolnenie, vozmozhno, proizoshlo na stadii, kogda u zvezdy OB₁ imeetsya inertnoe gelievoe yadro, gde yadernye reakcii eshe ne idut, a vodorod vygoraet v sloevom istochnike. Zvezda OB₁ teryaet veshestvo cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha; eto veshestvo peretekaet na zvezdu OB₂ i prisoedinyaetsya k nei. Process pervonachal'nogo obmena mass yavlyaetsya samopodderzhivayushimsya i ochen' bystrym (sootvetstvuyushaya shkala vremeni teplovaya, a ne yadernaya), v chastnosti, iz-za togo, chto rasstoyanie a mezhdu komponentami dvoinoi sistemy v konservativnom sluchae (to est' pri sohranenii obshei massy i uglovogo momenta) menyaetsya po zakonu

Ris. 1. Evolyuciya massivnoi tesnoi dvoinoi sistemy: 1 – razdelennaya TDS iz dvuh massivnyh goryachih OV-zvezd, M1>M2; ukazany kriticheskie polosti Rosha kazhdoi iz komponent i vnutrennyaya tochka Lagranzha L v oblasti ih soprikosnoveniya; 2 – pervichnyi obmen mass v sisteme cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha; 3 – sistema WR1OB2'; 4 – stadiya dvoinoi sistemy C+OB2', soderzhashei relyativistskii ob'ekt S, no bez akkrecii i moshnogo rentgenovskogo izlucheniya; 5a – rentgenovskaya dvoinaya sistema s akkrecionnym diskom vokrug relyativistskogo ob'ekta; 5b – evolyuciya s obshei obolochkoi, privodyashaya libo k formirovaniyu ob'ekta Landau-Torna-Zhitkov, libo 5v – k dvoinoi sisteme C+WR2 tipa Lebed' X-3 (Cyg X-3). Stadiya 5a mozhet privesti takzhe k formirovaniyu ob'ekta tipa SS 433 so sverhkriticheskim akkrecionnym diskom vokrug relyativistskogo ob'ekta, no bez obshei obolochki; 5g – stadiya dvuh relyativistskih ob'ektov

Vse TDS posle pervichnogo obmena mass, soderzhashie daleko proevolyucionirovavshie ob'ekty (belye karliki, zvezdy WR, neitronnye zvezdy, chernye dyry), prinyato nazyvat' tesnymi dvoinymi sistemami na pozdnih stadiyah evolyucii. Kakovy osnovnye nablyudatel'nye proyavleniya vseh posleduyushih stadii evolyucii TDS v sluchae massivnyh sistem, kotorye teoreticheski izucheny luchshe vsego?

3. Zvezdy Vol'fa-Raie v tesnyh dvoinyh sistemah s OV-komponentami

Posle zaversheniya pervichnogo obmena mass v massivnoi TDS na meste pervonachal'no bolee massivnoi zvezdy OB₁ obrazuetsya gelievyi ostatok, massa kotorogo sushestvenno men'she massy vtoroi komponenty OB₂'. Kak pokazyvayut raschety, massa gelievyh ostatkov M_R (s nebol'shimi vodorodnymi obolochkami) udovletvoritel'no opisyvaetsya sootnosheniem

Ris. 2. Polozhenie chetyreh zvezd Vol'fa-Raie CQ Cep (CQ Cefeya), V444 Cyg (V444 Lebedya), CV Ser (CV Zmei) i SH Ser (SH Cefeya) (krasnye tochki), yavlyayushihsya komponentami zatmennyh dvoinyh sistem, na diagramme Gercshprunga-Ressela spektr-svetimost'. Dlya primera pokazan odin iz evolyucionnyh trekov zvezdy OV s M1=32Mʘ v massivnoi TDS, obuslovlennyi pervichnym obmenom mass

Model' zvezdy WR kak obnazhennogo gelievogo yadra pervonachal'no massivnoi OV zvezdy podtverzhdaetsya opredeleniyami radiusov i temperatur zvezd WR iz analiza krivyh zatmenii dvoinyh zatmennyh sistem WR+OV. Osobenno znachimoe podtverzhdenie modeli zvezdy WR kak gelievogo ostatka bylo polucheno nedavno v svyazi s nedavnim otkrytiem zvezdy WR v sostave daleko proevolyucionirovavshei rentgenovskoi dvoinoi sistemy Lebed' X-3, soderzhashei neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru.

Intensivnoe rentgenovskoe izluchenie dvoinyh sistem tipa WR₁+OB₂' bylo predskazano v 1967-1976 godah v rabotah rossiiskih uchenyh A.M. Cherepashuka, a takzhe O.F. Priluckogo i V.V. Usova. Nablyudeniya s borta vneatmosfernoi amerikanskoi observatorii E'NShTE'N obnaruzhili znachitel'noe (poryadka 10³³-10³⁴ erg/s) rentgenovskoe izluchenie ot dvoinyh sistem WR+OB. Eto izluchenie formiruetsya v udarnoi volne, obrazovannoi v rezul'tate stolknoveniya zvezdnyh vetrov WR- i OV-komponentov. Effekty stolknoveniya zvezdnyh vetrov zvezd sistemy v massivnyh TDS privodyat k nekonservativnosti processa obmena veshestvom mezhdu komponentami, chto neobhodimo uchityvat' pri postroenii teorii evolyucii TDS.

4. Vzryv zvezdy WR₁ kak sverhnovoi

Evolyuciya gelievoi zvezdy zavisit ot massy obrazuyushegosya u nee uglerodno-kislorodnogo yadra. Dlya dostatochno massivnyh pervichnyh zvezd OV (s massoi bolee 12M_ʘ) massa uglerodno-kislorodnogo yadra prevyshaet verhnii predel dlya sootvetstvuyushih belyh karlikov ( 1,4M_ʘ), i takie OV-zvezdy v dvoinyh sistemah mogut porodit' neitronnye zvezdy ili chernye dyry. Posle istosheniya geliya v yadre zvezdy WR posledovatel'no i vo vse uskoryayushemsya tempe vygorayut uglerod, kislorod, neon i kremnii s posleduyushim obrazovaniem zheleznogo yadra, kollaps kotorogo privodit k obrazovaniyu relyativistskogo ob'ekta, soprovozhdaemogo, po vsei veroyatnosti, vzryvom sverhnovoi. Poskol'ku massa vzryvayusheisya zvezdy velika, eto dolzhna byt' sverhnovaya 2-go tipa (po klassifikacii sovetskogo astrofizika I.S. Shklovskogo) s toi lish' raznicei, chto iz-za otsutstviya protyazhennoi vodorodnoi obolochki (harakternoi dlya massivnyh sverhgigantov, no ne dlya zvezd WR) koefficient pererabotki energii vzryva v izluchenie ochen' mal (okolo 0,001).

V poslednee vremya vyyavlen novyi klass sverhnovyh, vozniknovenie kotoryh svyazyvayut so vzryvami zvezd WR. V chastnosti, anomal'no slabaya sverhnovaya, soprovozhdavshaya obrazovanie ostatka sverhnovoi Kassiopeya A, mogla byt' vyzvana vzryvom zvezdy WR.

5. Stadiya "nerentgenovskoi" dvoinoi sistemy s relyativistskim ob'ektom

Posle pervichnogo obmena mass v dvoinoi sisteme zvezda OB₂ zahvatila (akkrecirovala) veshestvo zvezdy OB₁ (ee vodorodnuyu obolochku, to est' bolee 60 % massy zvezdy OB₁), massa zvezdy OB₂ vozrosla, odnako ona poka eshe ostaetsya zvezdoi glavnoi posledovatel'nosti normal'nogo himicheskogo sostava s harakternym vremenem yadernoi evolyucii okolo milliona let. Posle vzryva zvezdy WR₁ i obrazovaniya relyativistskogo ob'ekta formiruetsya sistema C+OB₂' s relyativistskim ob'ektom S. Pri etom dvoinaya sistema ne raspadaetsya pod deistviem vzryva sverhnovoi, poskol'ku vzryvaetsya menee massivnaya zvezda WR₁, a udar obolochki sverhnovoi o zvezdu OB₂' ne privodit k raspadu sistemy. Skorost' centra mass sistemy posle vzryva sverhnovoi mozhet prevyshat' 100 km/s, i za vremya zhizni zvezdy OB₂' dvoinaya sistema mozhet udalit'sya ot ploskosti Galaktiki na rasstoyanie do neskol'kih soten parsek.

Posle vzryva sverhnovoi i obrazovaniya na meste zvezdy WR₁ relyativistskogo ob'ekta poslednii ne yavlyaetsya moshnym istochnikom rentgenovskogo izlucheniya, v etom smysle on "nevidim". Eto svyazano s tem, chto zvezda OB₂' yavlyaetsya zvezdoi glavnoi posledovatel'nosti i daleka ot zapolneniya svoei polosti Rosha, a zahvat veshestva iz zvezdnogo vetra etoi zvezdy na relyativistskii ob'ekt, po-vidimomu, nedostatochen dlya obrazovaniya yarkogo rentgenovskogo istochnika. Zametim, odnako, chto esli OB₂'-zvezda bystro vrashaetsya, v oblasti ee ekvatora obrazuetsya moshnyi zvezdnyi veter, stimulirovannyi vrasheniem. Eto mozhet obespechivat' dostatochno intensivnyi temp akkrecii veshestva iz ekvatorial'nogo zvezdnogo vetra na relyativistskii ob'ekt i formirovanie yarkogo rentgenovskogo istochnika dazhe v tom sluchae, esli zvezda OB₂' daleka ot zapolneniya svoei polosti Rosha. Takaya situaciya nablyudaetsya u rentgenovskih dvoinyh sistem umerennyh mass s opticheskimi (to est' izluchayushimi v opticheskom diapazone dlin voln) komponentami – zvezdami Ve. Aktivnost' molodoi neitronnoi zvezdy (bystroe vrashenie, sil'noe magnitnoe pole, vybros zvezdoyu relyativistskih chastic i t. p.) mozhet takzhe prepyatstvovat' akkrecii veshestva zvezdy OB₂'. Takih massivnyh TDS s nevidimymi relyativistskimi ob'ektami mozhet sushestvovat' neskol'ko tysyach v nashei Galaktike. Otlichitel'nye osobennosti takih sistem: bol'shie prostranstvennye skorosti (do soten kilometrov v sekundu) i znachitel'nye (do 1 kpk) vysoty z nad galakticheskoi ploskost'yu, kotorye dvoinye sistemy priobretayut v rezul'tate proishodyashih v nih vzryvov sverhnovyh.

V Galaktike nablyudaetsya znachitel'noe chislo takih "ubegayushih" OV-zvezd s bol'shimi prostranstvennymi skorostyami. Po sovremennym predstavleniyam nekotorye iz nih mogut byt' TDS, soderzhashimi relyativistskie sputniki v neaktivnoi, nerentgenovskoi stadii. V takih sistemah relyativistskie sputniki mozhno obnaruzhit' kosvenno, po periodicheskim izmeneniyam luchevyh skorostei opticheskoi OV-zvezdy. Poisk relyativistskih sputnikov u "ubegayushih" OV-zvezd provodilsya v poslednie gody ryadom grupp. Primerno u desyatka "ubegayushih" OV-zvezd nablyudayutsya kvaziperiodicheskie izmeneniya luchevyh skorostei s amplitudoi 10-30 km/s i periodami 1-100 sutok. Vo vseh sluchayah strogaya periodichnost' izmenenii luchevyh skorostei poka ne dokazana, dlya etogo trebuyutsya dal'neishie nablyudeniya.

V poslednee vremya otkryty dva radiopul'sara v dvoinyh sistemah s OV-komponentami: PSR 1259-63 (P=7,8 let, e=0,97) i pul'sar v Malom Magellanovom Oblake ( P=52 sutok, e=0,80). Bol'shie znacheniya ekscentrisitetov u etih dvoinyh sistem svidetel'stvuyut o proizoshedshih v nih vzryvah sverhnovyh, a nalichie aktivnyh ezhektiruyushih (to est' ispuskayushih) veshestvo radiopul'sarov pozvolyaet otnesti eti dvoinye sistemy k klassu "nerentgenovskih" dvoinyh sistem.

6. Stadiya rentgenovskoi dvoinoi sistemy

Po proshestvii primerno milliona let posle vzryva zvezdy WR₁ kak sverhnovoi zvezda OB₂' uvelichit svoi radius i priblizit svoyu poverhnost' k granicam polosti Rosha. Stimulirovannyi prilivnymi gravitacionnymi silami zvezdnyi veter, osobenno intensivno istekayushii cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha, privedet k formirovaniyu vokrug relyativistskogo ob'ekta akkrecionnogo diska. V sisteme voznikaet moshnyi rentgenovskii istochnik so svetimost'yu poryadka 10³⁶-10³⁸ erg/s. Mnogie desyatki takih rentgenovskih dvoinyh sistem s massivnymi OV-komponentami otkryty v Galaktike, a takzhe v Bol'shom i Malom Magellanovom Oblakah (blizhaishih k nam galaktikah). Rentgenovskie dvoinye sistemy s OV-sverhgigantami sostoyat iz opticheskoi OV-zvezdy, blizkoi k zapolneniyu svoei polosti Rosha, i relyativistskogo ob'ekta, nahodyashegosya v rezhime akkrecii veshestva, postavlyaemogo OV-zvezdoi. Bol'shoe kolichestvo takih sistem bylo otkryto v 70-h godah s pomosh'yu specializirovannyh amerikanskih sputnikov UHURU i E'NShTE'N. Otozhdestvlenie etih rentgenovskih istochnikov s opticheskimi zvezdami, aktivno provodivsheesya ryadom nauchnyh kollektivov, pozvolilo detal'no issledovat' osnovnye harakteristiki rentgenovskih dvoinyh sistem i opredelit' massy neitronnyh zvezd i chernyh dyr.

Izvestno bolee desyatka massivnyh rentgenovskih dvoinyh s OV-sverhgigantami, blizkimi k zapolneniyu svoih polostei Rosha. Rentgenovskoe izluchenie ot takih sistem kvazistacionarno. Orbital'nye periody sravnitel'no korotkie: P≈1,4-9 sutok, ekscentrisitety orbit blizki k nulyu: e≈0-0,1. Pomimo peremennosti, svyazannoi s orbital'nym dvizheniem komponent (rentgenovskie i opticheskie zatmeniya, effekty ellipsoidal'nosti i "otrazheniya" v opticheskom diapazone), v takih "stacionarnyh" massivnyh rentgenovskih dvoinyh sistemah nablyudaetsya dolgoperiodicheskaya rentgenovskaya i opticheskaya peremennost', po-vidimomu, svyazannaya s effektami precessii osi vrasheniya opticheskoi zvezdy ili akkrecionnogo diska (sm. ris. 3). Rentgenovskie istochniki v takih sistemah – akkreciruyushie neitronnye zvezdy i chernye dyry. Neitronnye zvezdy proyavlyayut sebya kak rentgenovskie pul'sary s periodami pul'sacii 0,7-600 sekund. Eto svyazano s tem, chto neitronnaya zvezda bystro vrashaetsya i imeet sil'noe (poryadka 10¹² Gs) magnitnoe pole, kotoroe kanaliziruet (napravlyaet) plazmu iz vnutrennih chastei akkrecionnogo diska na magnitnye polyusa neitronnoi zvezdy. V mestah stolknoveniya plazmy s poverhnost'yu neitronnoi zvezdy obrazuyutsya dva goryachih rentgenovskih pyatna. Poskol'ku os' vrasheniya neitronnoi zvezdy ne sovpadaet s os'yu magnitnogo dipolya, nablyudatel' vidit effekt mayaka: goryachie pyatna to vidny nablyudatelyu, to ekraniruyutsya ot nego telom neitronnoi zvezdy, chto i privodit k yavleniyu rentgenovskogo pul'sara. Tri massivnye rentgenovskie dvoinye sistemy s OV-sverhgigantami soderzhat massivnye (s massoi bolee treh solnechnyh) rentgenovskie istochniki (Lebed' X-1 i dva istochnika v Bol'shom Magellanovom Oblake – LMC X-3 i LMC X-1).

Ris. 3. a – model' rentgenovskoi dvoinoi sistemy s precessiruyushim akkrecionnym diskom vokrug relyativistskogo ob'ekta; pokazany raznye fazy precessii diska; b – opredelyaemye iz nablyudenii rentgenovskie i opticheskie krivye bleska sistemy i krivye luchevyh skorostei (1 – dlya opticheskoi zvezdy, 2 – dlya rentgenovskogo pul'sara). Po etim krivym nahodyat massy opticheskoi i relyativistskoi zvezd i parametry orbity dvoinoi sistemy

Sushestvuet celyi klass rentgenovskih dvoinyh sistem, soderzhashih v kachestve opticheskih komponentov bystrovrashayushiesya zvezdy klassa Ve glavnoi posledovatel'nosti umerennyh mass (6-20M_ʘ ). Eto massivnye rentgenovskie tranzientnye istochniki. Opticheskie zvezdy zdes' ne zapolnyayut svoi polosti Rosha. Orbital'nye periody veliki: P≈10-1000 sutok, ekscentrisitety orbit znachitel'ny: e≈0,2-0,8. Rentgenovskie istochniki – akkreciruyushie neitronnye zvezdy, v bol'shinstve sluchaev yavlyayutsya takzhe rentgenovskimi pul'sarami s periodami 0,07-6000 cekund. Harakternaya osobennost' etih sistem – vspyshki rentgenovskogo izlucheniya dlitel'nost'yu okolo mesyaca (svetimost' v maksimume dostigaet 10³⁸-10³⁹ erg/s). Rentgenovskie vspyshki preimushestvenno proishodyat v to vremya, kogda akkreciruyushaya neitronnaya zvezda nahoditsya vblizi periastra svoei orbity, gde plotnost' ekvatorial'nogo zvezdnogo vetra Ve-zvezdy maksimal'na. Rentgenovskaya svetimost' v spokoinom sostoyanii u takih sistem ne prevyshaet 10³³-10³⁴ erg/s.

7. Vtorichnyi obmen mass v sisteme

Stadiya rentgenovskoi dvoinoi sistemy prodolzhaetsya ochen' nedolgo, okolo 1 000-10 000 let. Kogda zvezda OB₂' okonchatel'no zapolnit svoyu polost' Rosha, istechenie veshestva cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha budet proishodit' v tempe, sootvetstvuyushem vremeni teplovoi relaksacii zvezdy i dostigayushem dlya massivnyh zvezd velichiny 0,0001-0,001 M_ʘ/god. V etom sluchae rentgenovskoe izluchenie polnost'yu pogloshaetsya v opticheski tolstom akkrecionnom diske i realizuetsya sverhkriticheskii rezhim akkrecii, kogda sila davleniya radiacii prevoshodit silu gravitacionnogo prityazheniya v diske. Na meste rentgenovskogo istochnika nablyudaetsya opticheski yarkii akkrecionnyi diskk, iz kotorogo pod deistviem davleniya izlucheniya proishodit moshnoe istechenie veshestva (sm. ris. 4). Rentgenovskaya dvoinaya sistema v etom sluchae po svoim nablyudatel'nym proyavleniyam chrezvychaino pohozha na znamenityi ob'ekt SS 433, kotoryi obladaet stol' udivitel'nymi svoistvami, chto ego nazyvayut zagadkoi veka.

Ris. 4. Model' ob'ekta SS 433 kak massivnoi rentgenovskoi dvoinoi sistemy s precessiruyushim akkrecionnym diskom vokrug relyativistskogo ob'ekta. Pokazany relyativistskie dzhety, perpendikulyarnye ploskosti akkrecionnogo diska

Svoe nazvanie ob'ekt SS 433 poluchil po poryadkovomu nomeru v kataloge S.B. Stefensona i N. Sandulika, soderzhashem zvezdy s sil'nymi emissionnymi liniyami vodoroda. Ob'ekt associirovan s radio- i rentgenovskim istochnikami i lokalizovan v centre pekulyarnogo (neobychnogo) ostatka vspyshki sverhnovoi W 50. V 1979 godu poyavilos' sensacionnoe soobshenie gruppy amerikanskih astrofizikov, rukovodimoi B. Margonom, kotorye otkryli v opticheskom spektre SS 433 tri sistemy linii izlucheniya vodoroda i neitral'nogo geliya, dve iz kotoryh smesheny otnositel'no svoego normal'nogo polozheniya na gromadnuyu velichinu, dostigayushuyu ±900, prichem polozhenie etih smeshennyh linii ne ostaetsya postoyannym: oni peremeshayutsya po spektru v sinyuyu i krasnuyu chasti s periodom okolo 164 sutok. Eta unikal'naya osobennost' ob'ekta SS 433 sovmestima s predstavleniem o tom, chto dvizhushiesya emissionnye linii v ego spektre formiruyutsya v dvuh protivopolozhno napravlennyh kollimirovannyh (ugol rashodimosti men'she 1°) vybrosah gaza (dzhetah), kotorye vyryvayutsya iz vnutrennih chastei akkrecionnogo diska s relyativistskimi skorostyami primerno 80 000 km/s (chto sostavlyaet ~0.27c, c – skorost' sveta). Akkrecionnyi disk i kollimirovannye vybrosy (kotorye emu perpendikulyarny) precessiruyut s periodom okolo 164 sutok, prichem napravlenie vybrosov gaza sostavlyaet s os'yu precessii ugol ~20°, a os' precessii perpendikulyarna ploskosti orbity dvoinoi sistemy i naklonena po otnosheniyu k luchu zreniya na ugol ~79°.

V nastoyashee vremya ustanovleno, chto ob'ekt SS 433 predstavlyaet soboi massivnuyu rentgenovskuyu dvoinuyu sistemu s periodom 13,1 sutok, sostoyashuyu iz normal'noi opticheskoi OV-zvezdy, perepolnyayushei svoyu polost' Rosha, i relyativistskogo ob'ekta, okruzhennogo tolstym akkrecionnym diskom, precessiruyushim s periodom ~164 dnya (sm. ris. 5). Takim obrazom, ob'ekt SS 433 podoben rentgenovskoi dvoinoi sisteme Lebed' X-1 ili Centavr X-3 s toi lish' raznicei, chto opticheskaya zvezda v sisteme SS 433 nahoditsya na bolee prodvinutoi stadii yadernoi evolyucii, perepolnyaet svoyu polost' Rosha i istekaet na relyativistskii ob'ekt v teplovoi shkale vremeni relaksacii. Eto privodit k yavleniyu sverhkriticheskoi akkrecii na relyativistskii ob'ekt. Poyavlenie relyativistskih sil'no kollimirovannyh vybrosov veshestva, vyryvayushihsya iz central'nyh chastei tolstogo akkrecionnogo diska, yavlyaetsya novoi i neozhidannoi osobennost'yu sverhkriticheskogo rezhima akkrecii. Poskol'ku stadiya evolyucii ob'ekta SS 433 ochen' kratkovremenna, takih ob'ektov v Galaktike dolzhno byt' ochen' malo – edinicy.

Ris. 5. Opticheskaya krivaya bleska SS 433, ohvatyvayushaya odin precessionnyi 164-sutochnyi cikl. Strelkami ukazany momenty zatmenii akkrecionnogo diska opticheskoi zvezdoi s periodom 13,1 sutok . Glubina zatmenii i vnezatmennyi blesk menyayutsya iz-za precessii akkrecionnogo diska

V sisteme SS 433 realizuetsya neozhidannyi dlya teorii evolyucii massivnyh TDS rezhim vtorichnogo obmena mass, kogda perepolnenie zvezdoi OB₂' svoei polosti Rosha vedet k formirovaniyu sverhkriticheskogo akkrecionnogo diska vokrug relyativistskogo ob'ekta, iz kotorogo i osushestvlyaetsya intensivnyi unos veshestva i uglovogo momenta za predely dvoinoi sistemy.

Klassicheskaya teoriya evolyucii massivnyh TDS predskazyvaet inoi rezhim vtorichnogo obmena mass – cherez formirovanie obshei obolochki. Pri tempe poteri massy zvezdoi OB₂' cherez tochku Lagranzha okolo 0,0001-0,001 M_ʘ/god relyativistskii ob'ekt ne mozhet akkrecirovat' vse veshestvo, postupayushee v akkrecionnyi disk, poetomu podavlyayushaya chast' veshestva (svyshe 99 %) dolzhna uhodit' za predely dvoinoi sistemy, unosya massu i uglovoi moment. V etom sluchae budet formirovat'sya obshaya obolochka, v kotoroi relyativistskii ob'ekt intensivno tormozitsya. Uglovoi orbital'nyi moment relyativistskogo ob'ekta pri etom peredaetsya obshei obolochke, kotoraya bystro teryaetsya. V itoge na meste zvezdy obrazuetsya vtoraya zvezda WR ( WR₂) v pare s relyativistskim ob'ektom (sistema C+WR₂). Vybroshennaya za predely dvoinoi sistemy obshaya obolochka sgrebaet mezhzvezdnyi gaz i obrazuet kol'cevuyu tumannost' vokrug sistemy C+WR₂. Podobnye kol'cevye tumannosti razmerom okolo 1 pk nablyudayutsya primerno u dvuh desyatkov zvezd WR.

To, chto stadiya vtorichnogo obmena mass v rezhime s obshei obolochkoi deistvitel'no realizuetsya v prirode, dokazyvaetsya nedavnim otkrytiem zvezdy WR v ochen' korotkoperiodicheskoi rentgenovskoi dvoinoi sisteme Lebed' X-3. Ochen' korotkii orbital'nyi period (4,8 chasa) etoi sistemy svidetel'stvuet ob intensivnoi potere massy i uglovogo momenta.

8. Stadiya vtoroi zvezdy WR v sisteme

Obrazovavshiesya v rezul'tate vtorichnogo obmena mass v TDS zvezdy WR₂ vtorogo pokoleniya dolzhny obladat' bol'shimi prostranstvennymi skorostyami i imet' v srednem bol'shie vysoty z nad galakticheskoi ploskost'yu iz-za impul'sa, poluchennogo dvoinoi sistemoi v rezul'tate vzryva sverhnovoi. Krome togo, C+WR₂-sistemy mogut byt' okruzheny kol'cevymi tumannostyami.

Sovetskie uchenye A.V. Tutukov i L.R. Yungel'son, a takzhe gollandec E. Van den Heivel v 1973-1976 godah vyskazali ideyu o tom, chto zvezdy WR, okruzhennye kol'cevymi tumannostyami, mogut byt' dvoinymi C+WR₂-sistemami, to est' sistemami C+OB₂' na stadii posle vtorichnogo obmena mass.

Intensivnyi poisk proyavlenii dvoistvennosti (periodicheskaya peremennost' bleska i luchevyh skorostei) u ryada odinochnyh zvezd WR, imeyushih bol'shie z i okruzhennyh kol'cevymi tumannostyami, privel k vydeleniyu okolo desyatka zvezd WR, u kotoryh mozhno podozrevat' nalichie relyativistskih sputnikov. Sredi takih zvezd WR dve s uverennost'yu mogut byt' otneseny k klassu dvoinyh s "nevidimymi" sputnikami: HD 50896 (WN 5, P=3,763 sutok, z=-279 pk, raspolozhena v centre kol'cevoi tumannosti RCW 11) i HD 197406 (WN 7, P=4,327 sutok, z=1032 pk).

Reshayushim argumentom v pol'zu prisutstviya relyativistskogo sputnika bylo by obnaruzhenie moshnogo (dostigayushego 10³⁸ erg/s) rentgenovskogo izlucheniya ot takih zvezd WR. Odnako nedavnie nablyudeniya s borta observatorii E'NShTE'N pokazali, chto rentgenovskoe izluchenie ot takih zvezd WR (v tom chisle i ot upomyanutyh vyshe HD 50896 i HD 197406) ne prevyshaet 10³³ erg/s, chto slishkom malo dlya akkreciruyushih neitronnyh zvezd ili chernyh dyr. Poetomu vopros o prirode nevidimyh sputnikov v dannom sluchae poka ostaetsya otkrytym.

Prisutstvie zvezdy WR v pekulyarnoi korotkoperiodicheskoi rentgenovskoi dvoinoi sisteme Lebed' X-3 dokazalo real'nost' sushestvovaniya dvoinyh sistem C+WR₂, obrazovavshihsya v rezul'tate vtorichnogo obmena mass v massivnyh TDS na stadii s obshei obolochkoi.

9. Stadiya odinochnoi zvezdy s relyativistskim ob'ektom v centre

Sushestvuet eshe odin put' evolyucii massivnoi TDS na stadii posle zaversheniya vtorichnogo obmena mass. Naibolee tesnye dvoinye sistemy C+OB₂' s neitronnymi zvezdami ili chernymi dyrami na stadii s obshei obolochkoi mogut iz-za sil'nogo tormozheniya relyativistskogo ob'ekta v obolochke obrazovat' odinochnye ob'ekty s yadrami, sostoyashimi iz neitronnoi zvezdy ili chernoi dyry (relyativistskii ob'ekt v etom sluchae "padaet" v centr normal'noi OB₂'-zvezdy). Podobnye ob'ekty (nazyvaemye ob'ektami Landau-Torna-Zhitkov – po imeni L.D. Landau, K. Torna iz Kaliforniiskogo tehnologicheskogo instituta i pol'ki Anny Zhitkov) takzhe dolzhny obladat' bol'shimi prostranstvennymi skorostyami i imet' bol'shie vysoty z nad galakticheskoi ploskost'yu, poskol'ku oni obrazovalis' v dvoinoi sisteme, ispytavshei vzryv sverhnovoi.

Soglasno teorii, ob'ekty Landau-Torna-Zhitkov dolzhny sil'no otlichat'sya po nablyudatel'nym proyavleniyam ot zvezd WR, naprimer byt' polnost'yu konvektivnymi krasnymi sverhgigantami. Odnako dlya okonchatel'nogo otozhdestvleniya ob'ektov Landau-Torna-Zhitkov s nablyudaemymi ob'ektami trebuyutsya dal'neishie usiliya kak teoretikov, tak i nablyudatelei.

10. Vzryv zvezdy WR₂ kak sverhnovoi i stadiya dvuh relyativistskih ob'ektov

Vzryv vtoroi zvezdy WR ( WR₂) v dvoinoi sisteme C+WR₂ s relyativistskim ob'ektom v bol'shinstve sluchaev privodit k raspadu dvoinoi sistemy, poskol'ku v etom sluchae vzryvaetsya komponenta bol'shei massy. Raspad sistemy privodit k obrazovaniyu dvuh bystro letyashih relyativistskih ob'ektov. Pri specificheskoi asimmetrii vzryva sverhnovoi sushestvuet veroyatnost', chto sistema ne raspadetsya, i v etom sluchae mozhet obrazovat'sya dvoinaya sistema, sostoyashaya iz dvuh relyativistskih ob'ektov s prostranstvennoi skorost'yu centra mass v sotni kilometrov v sekundu i bol'shim ekscentrisitetom orbity. Primer takoi sistemy – dvoinoi radiopul'sar PSR 1913+16, u kotorogo nablyudaetsya umen'shenie orbital'nogo perioda za schet unosa energii i uglovogo momenta izlucheniem gravitacionnyh voln v strogom kolichestvennom sootvetstvii s predskazaniyami OTO.

V poslednie gody chislo otkrytyh dvoinyh radiopul'sarov dostiglo 42 (polnoe chislo radiopul'sarov okolo 700). Izvestno, chto radiopul'sar predstavlyaet soboi sil'no namagnichennuyu (magnitnoe pole ~10¹² Gs) neitronnuyu zvezdu s bystrym osevym vrasheniem. Strogo periodicheski povtoryayushiesya impul'sy radioizlucheniya pul'sara obuslovleny pererabotkoi energii vrasheniya neitronnoi zvezdy v napravlennoe radioizluchenie cherez posredstvo sil'nogo magnitnogo polya. Izvestnye radiopul'sary v dvoinyh sistemah soderzhat v kachestve sputnikov neitronnuyu zvezdu, belyi karlik, massivnuyu OV-zvezdu i dazhe planety. Periody vrasheniya pul'sarov v dvoinyh sistemah lezhat v predelah 0,0016-1 sekundy i v srednem znachitel'no koroche, chem periody odinochnyh pul'sarov. Eto svyazano s tem, chto vo vremya vtorichnogo obmena mass v massivnoi TDS neitronnaya zvezda sil'no raskruchivaetsya, akkumuliruya znachitel'nuyu dolyu orbital'nogo uglovogo momenta dvoinoi sistemy. Orbital'nye periody dvoinyh radiopul'sarov lezhat v predelah 0,2-1300 sutok, ekscentrisitety orbit e=0-0,97.

11. Ob evolyucii malomassivnyh tesnyh dvoinyh sistem pod vliyaniem izlucheniya gravitacionnyh voln i zamagnichennogo zvezdnogo vetra

Malomassivnye TDS predstavlyayut soboi mnogochislennyi klass ob'ektov Galaktiki. Pozdnie stadii evolyucii malomassivnyh TDS imeyut mnogo yarkih nablyudatel'nyh proyavlenii. Prezhde vsego eto vzryvnye peremennye (ih eshe nazyvayut kataklizmicheskie peremennye) – novye i novopodobnye zvezdy, predstavlyayushie soboi TDS, odnoi iz komponent kotoryh yavlyaetsya akkreciruyushii belyi karlik. V zavisimosti ot velichiny magnitnogo polya belogo karlika, akkreciya veshestva nosit diskovyi (kataklizmicheskie dvoinye, promezhutochnye polyary) ili zhe nediskovyi (polyary) harakter i celikom upravlyaetsya magnitnym polem belogo karlika, napryazhennost' kotorogo dostigaet desyatkov millionov ersted. Komponentami malomassivnyh TDS mogut byt' kak neitronnye zvezdy, tak i chernye dyry. Poskol'ku neitronnye zvezdy i chernye dyry obrazuyutsya pri kollapse zheleznyh yader massivnyh zvezd, po krainei mere chast' nablyudaemyh nyne malomassivnyh TDS s neitronnymi zvezdami i chernymi dyrami, po-vidimomu, proizoshla iz massivnyh TDS, ispytavshih sil'no nekonservativnyi obmen mass, obuslovlennyi libo bol'shim nachal'nym otnosheniem mass komponent sistemy, libo troistvennost'yu sistemy.

V zavisimosti ot massy i himicheskogo sostava belogo karlika, massy sputnika i evolyucionnoi stadii, na kotoroi sputnik zapolnyaet svoyu polost' Rosha, realizuyutsya razlichnye evolyucionnye puti TDS i razlichnye tipy pozdnih stadii ih evolyucii. V poslednie gody udalos' sushestvenno prodvinut'sya vpered na puti ponimaniya evolyucii malomassivnyh TDS, ispol'zuya dva mehanizma unosa uglovogo momenta i energii iz dvoinoi sistemy: izluchenie sistemoi gravitacionnyh voln i istechenie iz krasnoi karlikovoi zvezdy zamagnichennogo zvezdnogo vetra. Rol' etih mehanizmov mozhno prosledit' na primere kataklizmicheskih peremennyh, kotorye yavlyayutsya tesnymi dvoinymi sistemami, sostoyashimi iz vyrozhdennogo belogo karlika i zvezdy glavnoi posledovatel'nosti – krasnogo karlika s massoi menee odnoi solnechnoi, zapolnyayushego svoyu polost' Rosha i istekayushego cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha.

Osobennost' etih peremennyh sostoit v tom, chto massa istekayushei krasnoi zvezdy men'she massy belogo karlika, vokrug kotorogo sformirovalsya yarkii akkrecionnyi disk iz veshestva, postavlyaemogo krasnoi zvezdoi. V modeli s sohranyayusheisya polnoi massoi i uglovym momentom eto trudno ponyat'. Deistvitel'no, pri peretekanii veshestva ot menee massivnoi zvezdy sistemy k bolee massivnoi rasstoyanie mezhdu komponentami uvelichivaetsya. Ozhidat' znachitel'nogo peretekaniya veshestva v etom sluchae ne prihoditsya, poskol'ku vremya yadernoi evolyucii malomassivnoi zvezdy bol'she vremeni sushestvovaniya Vselennoi i effekt evolyucionnogo uvelicheniya radiusa krasnoi zvezdy kraine neznachitelen. Poetomu to, chto v kataklizmicheskih peremennyh my nablyudaem ves'ma intensivnyi perenos veshestva ot menee massivnoi zvezdy k bolee massivnoi, svidetel'stvuet o dostatochno effektivnyh mehanizmah unosa energii i uglovogo momenta iz sistemy, sposobstvuyushih umen'sheniyu rasstoyaniya mezhdu komponentami. Etimi mehanizmami i yavlyayutsya izluchenie dvoinoi sistemoi gravitacionnyh voln i poterya krasnoi karlikovoi zvezdoi veshestva v vide zamagnichennogo zvezdnogo vetra. Eti dva mehanizma opredelyayut evolyuciyu malomassivnyh TDS.

Zapolnenie krasnym karlikom svoei polosti Rosha v etih sistemah proishodit ne za schet evolyucionnogo uvelicheniya radiusa krasnogo karlika, a vsledstvie sokrasheniya rasstoyaniya mezhdu komponentami (i, sledovatel'no, umen'sheniya absolyutnyh razmerov polosti Rosha), svyazannogo s unosom energii i uglovogo momenta potokom gravitacionnyh voln i zamagnichennym zvezdnym vetrom. Posle togo kak polost' Rosha kosnetsya poverhnosti krasnogo karlika, poslednii nachinaet teryat' veshestvo cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha. Temp poteri veshestva menee massivnoi krasnoi zvezdoi opredelyaetsya dvumya konkuriruyushimi faktorami: umen'sheniem absolyutnyh razmerov polosti Rosha vsledstvie poteri dvoinoi sistemoi energii i uglovogo momenta i tendenciei k uvelicheniyu razmerov polosti Rosha, iz-za peretekaniya veshestva ot menee massivnoi komponenty k bolee massivnoi. V itoge realizuetsya nekotoryi ravnovesnyi rezhim peretekaniya veshestva ot menee massivnoi zvezdy k bolee massivnoi, kotoryi i nablyudaetsya u malomassivnyh TDS.

Obmen mass v sisteme mozhet mnogokratno usilit'sya, kogda istekayushaya zvezda vyrozhdena, naprimer predstavlyaet soboi belyi karlik. Poskol'ku radius vyrozhdennoi zvezdy uvelichivaetsya s umen'sheniem ee massy, poterya massy takoi zvezdoi pri zapolnenii eyu polosti Rosha budet nosit' samopodderzhivayushiisya harakter. Pri dostatochno bol'shom otnoshenii mass komponentov, q=M₁/M₂ >0,83, obmen mass v takoi sisteme budet proishodit' v gidrodinamicheskoi shkale vremeni i istekayushaya vyrozhdennaya zvezda za ochen' korotkii srok (sostavlyayushii vsego neskol'kih orbital'nyh periodov, to est' okolo 1 sutok) mozhet polnost'yu peretech' na sosednyuyu zvezdu i obrazovat' vokrug nee massivnyi disk.

12. Zaklyuchenie

Sravnenie sovremennyh predstavlenii ob evolyucii TDS raznyh tipov s dannymi nablyudenii i ih interpretacii privodit k vyvodu, chto teoriya v celom pravil'no opisyvaet evolyuciyu TDS. Teoriya predlagaet novye nablyudatel'nye zadachi po issledovaniyu TDS na raznyh stadiyah evolyucii. V to zhe vremya sovremennye nablyudeniya TDS i ih interpretaciya stavyat pered teoriei novye zadachi, stimuliruyushie ee dal'neishee razvitie. Eto uvelichivaet nashi znaniya ob evolyucii TDS i ob ih svyazi s obrazovaniem takih ekstremal'nyh ob'ektov, kak neitronnye zvezdy i chernye dyry.

Dva dostizheniya v oblasti issledovaniya TDS na pozdnih stadiyah evolyucii, kotorye principial'no vazhny dlya fundamental'noi fiziki:

1) nadezhnoe svidetel'stvo sushestvovaniya gravitacionnyh voln v prirode, poluchennoe po dannym o vekovom ukorochenii orbital'nogo perioda dvoinogo radiopul'sara PSR 1913+16;

2) nadezhnye opredeleniya mass desyati kandidatov v chernye dyry v rentgenovskih dvoinyh sistemah Lebed' X-1, LMC X-1, LMC X-3, V616 Edinoroga, V404 Lebedya, Novaya Muhi 1991, QZ Lisichki, Novaya Skorpiona 1994, Novaya Zmeenosca 1977, Novaya Perseya 1992. Vo vseh etih sluchayah massa rentgenovskogo istochnika prevyshaet 3M_ʘ, a ego radius men'she radiusa Zemli.

Takim obrazom, sovremennye nablyudatel'nye dannye po relyativistskim ob'ektam v tesnyh dvoinyh sistemah soglasuyutsya s predskazaniyami obshei teorii otnositel'nosti.

Literatura

1. Aslanov A.A. Kolosov D.E., Lipunova N.A., Hruzina T.S., Cherepashuk A.M. Katalog tesnyh dvoinyh zvezd na pozdnih stadiyah evolyucii. M.: MGU, 1989.
2. Cherepashuk A.M. Priroda. 1987. 3. S. 3.
3. Cherepashuk A.M. Zemlya i Vselennaya. 1994. 2. S. 3.