Глава 23 Рентгеновские звезды

Глава 23 Рентгеновские звезды

Как уже указывалось во введении к этой книге, бурное развитие внеатмосферной астрономии, так же как и радиоастрономии, привело в послевоенные годы к революции в нашей науке. Пожалуй, наиболее впечатляющими достижениями внеатмосферной астрономии были выдающиеся успехи рентгеновской астрономии. Первые наблюдения рентгеновского излучения Солнца были выполнены сразу же после войны, в 1946 г., с помощью счетчиков фотонов, установленных на маленьких ракетах. Потребовалось, однако, целых 16 лет для того, чтобы прогресс техники таких наблюдений позволил обнаружить первый рентгеновский источник, находящийся далеко за пределами Солнечной системы. Низкая разрешающая способность, характерная для рентгеновской астрономии (в то время порядка десятка градусов), не позволила сразу же более или менее точно определить положение нового рентгеновского источника на небе. Возникло даже предположение, что этот довольно яркий источник находится в центре Галактики. Вскоре, однако, выяснилось, что этот источник ничего общего с галактическим центром не имеет, находится в созвездии Скорпиона и удален от галактической плоскости почти на 20°. Последнее обстоятельство указывало на сравнительную его близость к Солнцу. Ведь толщина «галактического диска» — области, где находится подавляющее большинство звезд,— не превосходит 500 пс, в то время как радиус этого диска доходит до 15 000 пс. Так как галактическая широта рентгеновского источника в Скорпионе около 20°, то вероятное расстояние до него не должно быть больше, чем 250/ sin 20° 750 пс. Такой простой способ грубой оценки расстояний до неизвестных галактических источников весьма распространен в астрономии. Вернемся теперь к космическим рентгеновским источникам.

Вновь открытый рентгеновский источник получил название «Скорпион Х-1», где буква «X» символизирует рентгеновское излучение («икс-лучи»). Аналогичная «номенклатура» для вновь открываемых источников была принята в первые бурные годы развития радиоастрономии. Самые яркие радиоисточники получили названия по созвездиям, где они были обнаружены: Лебедь А, Кассиопея А, Телец А, Дева А и т. д. До сих пор эти названия сохранились, хотя сейчас уже каждый астроном знает, что Телец А — это Крабовидная туманность, а Дева А — это гигантская сфероидальная галактика NGC 4486. Вскоре после открытия источника Скорпион Х-1 было обнаружено рентгеновское излучение от Крабовидной туманности — об этом уже шла речь в § 17, а также два новых источника в созвездии Лебедя, сразу же получившие названия Лебедь Х-1 и Лебедь Х-2.

В последовавшие после открытия источника Скорпион Х-1 8 лет развитие рентгеновской астрономии все еще было недостаточно быстрым. Наблюдения проводились на ракетах, причем запуски их были немногочисленны и более или менее случайны (исключение составило наблюдение покрытия рентгеновского источника в Крабовидной туманности Луной, о чем речь шла в § 17). Все же в этот период была получена весьма ценная информация о природе рентгеновских источников. Прежде всего обращает на себя внимание огромная величина потока рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1. В интервале энергии рентгеновских квантов 1—10 кэВ (длины волн порядка нескольких ангстрем) этот поток 3 10^-7 эрг/см². Примерно такой же поток (болометрический!) дает звезда седьмой видимой величины. Только в 1966 г. улучшившаяся техника рентгеноастрономических наблюдений дала возможность локализовать на небе источник в Скорпионе с точностью в несколько минут дуги, что сразу же позволило отождествить этот загадочный объект с довольно слабой и до того времени ничем не обращавшей на себя внимание звездой 13-й величины. К этому времени было обнаружено, что поток рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1 довольно сильно меняется: ото дня ко дню вариации потока достигают многих десятков процентов. Оптическая звездочка, отождествляемая с этим источником, также довольно беспорядочно меняет свой блеск (примерно от 12-й до 13-й звездной величины), причем эти изменения практически не связаны с изменениями рентгеновского потока (см., однако, ниже).

Спектр источника Скорпион Х-1 многократно измерялся и в области 1—20 кэВ хорошо представляется экспоненциальным законом

где E — энергия рентгеновских квантов, T — параметр, имеющий смысл температуры. Величина T порядка нескольких десятков миллионов кельвинов. Такой спектр бывает у очень горячей плазмы с температурой T, причем эта плазма должна быть прозрачна к собственному рентгеновскому излучению. Наряду с изменениями потока рентгеновского излучения наблюдаются одновременные изменения спектра, который, однако, сохраняет свой экспоненциальный характер. При таких изменениях характеризующая спектр температура меняется от 25 до 100 миллионов кельвинов! Следует, однако, заметить, что в области высоких энергий (E 50 кэВ) в спектре источника Скорпион Х-1 имеется довольно значительное избыточное излучение, заведомо не являющееся «продолжением» излучения горячей плазмы в этом спектральном диапазоне.

Оптический спектр звездочки, с которой отождествляется Скорпион Х-1, изображен на рис. 23.1. В ближней инфракрасной области спектральная плотность потока излучения растет с ростом частоты, а в видимой и ультрафиолетовой областях спектральная кривая идет почти горизонтально. Важную точку на спектральной кривой дали наблюдения в ультрафиолетовой области около 1500 ?, выполненные методами внеатмосферной астрономии. Эта точка ложится на продолжение горизонтальной части кривой рис. 23.1. На этот яркий непрерывный спектр накладываются довольно слабые линии излучения бальмеровской серии водорода, гелия и ионизованных атомов углерода и кислорода. Интенсивности этих линий, равно как и их лучевые скорости, очень сильно меняются. Например, лучевые скорости за несколько часов колеблются в пределах многих сотен километров в секунду, меняя при этом свой знак. Это означает, что облака ионизованного газа, излучающего эти линии, иногда движутся с такой большой скоростью на наблюдателя, иногда — от него. Интересно, что лучевые скорости линий, принадлежащих разным элементам, различны и часто меняются в противоположной фазе. Все вместе это означает, что в окрестностях источника Скорпион Х-1 происходят бурные процессы, сопровождаемые выбросами довольно больших масс газа.

Рис. 23.1: Оптический и инфракрасный спектр источника Скорпион Х-1.

Основная часть непрерывного оптического спектра источника Скорпион Х-1 скорее всего является продолжением его рентгеновского спектра. Это означает, что как рентгеновское, так и оптическое излучение этого источника представляет собой обыкновенное тепловое излучение очень горячего газа, температура которого порядка нескольких десятков миллионов градусов. Но так как коэффициент поглощения такого газа сильно растет с уменьшением частоты излучения, то в близкой инфракрасной и в красной областях спектра он уже перестает быть прозрачным для собственного излучения. На этих частотах горячий газ должен поэтому излучать как абсолютно черное тело. В области частот, удовлетворяющих условию h < kT, зависимость интенсивности от частоты должна определяться классической формулой Рэлея — Джинса:

где R — радиус излучающей области, r — расстояние до источника. Действительно, из наблюдаемого спектра, приведенного на рис. 23.1, следует, что в инфракрасной и красной областях F T ², как это и должно быть по закону Рэлея—Джинса. Зная T[ (3 5) 10⁷ K] и оценивая грубо r 500 пс, нетрудно получить оценку радиуса излучающей области R 10⁹ см, т. е. размеры источника рентгеновского излучения должны быть всего лишь около 10 000 км! Следовательно, это очень компактный объект. Из принятого нами значения r (которое, по причине высокой галактической широты источника, вряд ли может быть ошибочно больше, чем в два раза в ту или другую сторону) следует, что мощность рентгеновского излучения Скорпиона Х-1 (его «рентгеновская светимость») должна быть L_X 10³⁷ эрг/с, т. е. в 2—3 тысячи раз больше «полной» болометрической светимости Солнца! Если известны размеры источника, кинетическая температура заполняющей его горячей плазмы и теория ее излучения (которая очень хорошо и надежно разработана!), то не представляет труда оценить плотность частиц (электронов и ионов) в этой плазме. Эта плотность (вернее, концентрация) оказывается порядка 10¹⁶ см^-3 — величина достаточно большая, близкая к концентрации частиц в верхних слоях солнечной фотосферы. Наконец, если известны размеры источника и его плотность, то легко оценить полную массу газа, излучающего наблюдаемые от этого источника рентгеновские кванты. Эта масса по астрономическим масштабам совершенно ничтожна: всего лишь около 10²⁰ г, т. е. в сотню миллионов раз меньше массы земного шара. Запас тепловой энергии в этом плотном облаке плазмы около 10³⁶ эрг. Это означает, что «предоставленное самому себе» плазменное облако должно было высветиться за какую-нибудь десятую долю секунды! Так как этот источник наблюдается вот уже свыше 20 лет (а «живет» по крайней мере многие тысячи лет), то должен существовать какой-то непрерывный и притом очень мощный источник «накачки» энергии в горячую плазму. Горячее плазменное облако, которое каким-то образом, перманентно нагреваясь, излучает рентгеновские кванты — это только «второстепенная деталь» совершенно необычного космического тела, непосредственно не наблюдаемого.

Как видим, анализ рентгеновского и оптического излучения источника Скорпион Х-1 позволил получить ряд важных выводов о его природе и вскрыть его совершенно неожиданные, дотоле неизвестные в астрономии свойства. Этот источник по своим общим характеристикам оказался не уникальным. Приблизительно такие же свойства были обнаружены и у другого источника, Лебедь Х-2, отождествляемого с любопытной звездой 15-й величины.

Естественно, что сразу же после открытия галактических рентгеновских звезд теоретики стали размышлять об их природе и прежде всего об источниках огромной энергии их рентгеновского излучения. Уж такова натура теоретиков; хотя информация о рентгеновских звездах тогда была совершенно не достаточна (она и сейчас, мягко выражаясь, не избыточна...), недостатка в различных гипотезах и теориях не было. Не надо быть, однако, слишком строгим к теоретикам — они верны человеческой природе. Очень уж хотелось, и это так естественно, понять сущность этих удивительных объектов... В то время «в воздухе чувствовалось», что открытие нейтронных звезд уже не за горами. Напомним, что это было за несколько лет до открытия пульсаров. Первая идея объяснения природы нейтронных звезд была простая и, если можно так выразиться, «лобовая». Спектр наблюдаемого излучения не исключал возможности его тепловой природы, т. е. возможности описания его формулой Планка с температурой порядка десяти миллионов кельвинов. Однако идея о том, что рентгеновские источники — это горячие нейтронные звезды, быстро обнаружила свою несостоятельность (см. § 19).

«Новая эпоха» в рентгеновской астрономии качалась в декабре 1970 г., когда американцы с восточноафриканского полигона запустили на экваториальную орбиту специализированный рентгеновский спутник «Ухуру» (см. введение). Если до запуска этого спутника число известных космических рентгеновских источников было около 35, то после двух лет работы «Ухуру» число известных рентгеновских источников возросло почти до 200. При этом были зарегистрированы практически все источники, потоки от которых превышают одну тысячную потока от источника Скорпион Х-1 (в интервале энергий рентгеновских квантов от 2 до 20 кэВ). Наблюдаемые источники можно разделить на два класса. Источники первого класса имеют галактическую широту меньше 20°, источники второго класса — больше 20°. Как правило, самые интенсивные источники принадлежат к первому классу. Отсюда можно сделать вывод, что оба класса источников действительно представляют собой совершенно различные по своей природе объекты. В самом деле, если бы все рентгеновские источники представляли собой объекты сходной природы и находились в Галактике, то тогда источники, наблюдаемые в высоких галактических широтах, в среднем были бы к нам гораздо ближе. Но в таком случае они должны были бы быть более яркими. Такую картину мы наблюдаем в оптической астрономии: самые яркие звезды совершенно не концентрируются к Млечному Пути, между тем как слабые («телескопические») звезды очень сильно к нему концентрируются. «Высокоширотные» рентгеновские источники распределены по небу изотропно. Некоторые из них отождествляются с метагалактическими объектами — отдельными галактиками и скоплениями удаленных галактик. Поэтому можно сделать вывод, что по крайней мере часть «высокоширотных» рентгеновских источников суть весьма удаленные от нас метагалактические объекты. Что касается ярких источников, расположенных в низких галактических широтах (т. е. в полосе Млечного Пути), то подавляющее их большинство находится в нашей Галактике. Всего таких источников оказалось около 100. Из этого количества около 10 отождествляются с остатками вспышек сверхновых. Мы уже говорили о них в § 16. Основная же часть наблюдаемых галактических источников рентгеновского излучения должна принадлежать к совершенно особому классу объектов звездной природы, более или менее сходных с источниками Скорпион Х-1. В дальнейшем такие источники мы будем называть «рентгеновскими звездами». Следует различать два типа рентгеновских звезд. Первый тип концентрируется к галактической плоскости, что явно указывает на связь с молодыми массивными звездами. Ниже речь будет идти об объектах такого типа.

Рентгеновские звезды, помимо концентрации к галактическому экватору, обнаруживают явно выраженную концентрацию к галактическому центру: свыше половины их расположено в интервале долгот 60° по обе стороны галактического центра. Отсюда можно сделать вывод, что среднее расстояние до этих источников равно расстоянию от Солнца до галактического центра — около 10 000 пс. Этот вывод следует также из анализа спектров рентгеновских источников, находящихся в области созвездия Стрельца (это созвездие находится в направлении на галактический центр). У таких источников спектр часто обрывается со стороны низких энергий. Такой «обрыв» происходит из-за поглощения рентгеновского излучения межзвездным газом, причем для того, чтобы спектр оборвался у энергии квантов, равной 3 кэВ (как это наблюдается), нужно как раз такое количество межзвездных атомов, какое находится между Солнцем и центром Галактики.

Зная расстояние до таких источников ( 10 000 пс) и величину потоков рентгеновского излучения (которые непосредственно наблюдаются), можно сделать вывод, что мощности рентгеновского излучения у таких объектов доходят до 10³⁸ эрг/с, т. е. в десятки раз превосходят болометрическую светимость Солнца. Этот важный вывод подтверждается наблюдениями рентгеновских источников в ближайших к нам галактиках — Магеллановых Облаках, расстояние до которых хорошо известно (60 000 пс). С другой стороны, из статистического анализа результатов наблюдений следует, что среди рентгеновских источников почти нет объектов, мощность излучения которых была бы 10³⁴—10³⁵ эрг/с. Если бы это было не так, то в Галактике наряду со сравнительно яркими источниками наблюдалось бы значительно большее количество слабых. Таким образом, рентгеновские звезды образуют в Галактике довольно ограниченную по мощности (10³⁹—10³⁸ эрг/с) и по численности ( 100 объектов) популяцию. Это означает, что большая часть всех существующих в Галактике рентгеновских звезд уже наблюдается. Подтверждением вывода о малочисленности рентгеновских звезд являются результаты наблюдения рентгеновского излучения от туманности Андромеды, которая регистрируется как довольно слабый источник. Как известно, эта туманность представляет собой гигантскую спиральную звездную систему, во многих отношениях сходную с нашей Галактикой. Учитывая, что туманность Андромеды удалена от нас на расстояние около 600 000 пс, можно найти по измеренной величине потока суммарную мощность всех находящихся в ней рентгеновских источников, которая оказывается около 2 10³⁹ эрг/с. Так как средняя мощность рентгеновского излучения источников около 10³⁷ эрг/с, то мы непосредственно получаем, что в туманности Андромеды имеется примерно сотня таких рентгеновских звезд (см. ниже).

Таким образом, можно сделать вывод, что рентгеновские звезды—чрезвычайно редкий феномен. В нашей Галактике, так же как и в туманности Андромеды, на миллиард «обычных» оптических звезд приходится только одна рентгеновская. Пожалуй, трудно назвать какую-либо другую популяцию в разнообразном «населении» Галактики, которая была бы так же редка. Разве только шаровые скопления по своей малочисленности могут сравниться с рентгеновскими звездами. Но шаровые скопления — это огромные агрегаты вещества, состоящие из сотен тысяч очень старых звезд, между тем как рентгеновские звезды — очень компактные объекты, несомненно, связанные с заключительным этапом эволюции звезд.

Выдающиеся по своей значимости результаты по исследованию рентгеновских источников в ближайших к нам галактиках были получены на уже упоминавшейся ранее обсерватории «Эйнштейн». Чувствительность установленных там рентгеновских телескопов превосходила чувствительность детекторов «Ухуру» примерно в 1000 раз! Это дало возможность обнаружить в туманности Андромеды около сотни рентгеновских источников (рис. 23.2). В Большом и Малом Магеллановых Облаках также было обнаружено значительное количество рентгеновских источников. В Большом Магеллановом Облаке, богатом молодыми массивными звездами, найдено всего около 200 источников, а в Малом — свыше 20. Скорее всего, основная часть источников в Большом Магеллановом Облаке связана с молодыми, массивными звездами (см. ниже). Это означает, что в Магеллановых Облаках наблюдаются, в основном, источники I типа (см. стр. 696). Между тем у гигантской галактики М 31 в Андромеде, масса которой раза в 2 больше массы нашей Галактики, скорость образования молодых звезд из газово-пылевой среды невелика, что объясняет сравнительно небольшое количество обнаруженных там источников I типа.

Рентгеновские источники обнаружены и у галактик, более удаленных, чем туманность Андромеды. Например, 10 источников обнаружено в М 83 и 9 — в карликовой галактике М 33, находящейся в созвездии Треугольника. У более удаленных галактик пока нельзя наблюдать отдельные рентгеновские источники. Наблюдениям доступно только суммарное излучение всех источников, находящихся в данной галактике. На обсерватории «Эйнштейн» такое излучение удалось обнаружить от 35 из 43 исследованных галактик.

Рис. 23.2: Вверху: рентгеновские источники в туманности Андромеды (М 31). Внизу: рентгеновские источники в центральной части М 31 (фотография получена на обсерватории «Эйнштейн»).

Важной особенностью излучения рентгеновских звезд является их переменность. Как правило, потоки рентгеновского излучения меняются. Эти вариации потоков носят довольно разнообразный характер. У отдельных источников наблюдаются очень быстрые изменения потоков, носящие неправильный характер. Например, у одного из наиболее ярких источников Лебедь Х-1 существенные изменения потока происходят за время меньше 0,001 с! Уже один этот факт говорит о том, что линейные размеры таких источников должны быть меньше 0,001 световой секунды, т. е. < 300 км (1/20 земного радиуса). По-видимому, в действительности они значительно меньше. Хорошо изучены вариации потока у самого яркого источника Скорпион Х-1. У этого источника таких быстрых изменений потока, как у источника Лебедь Х-1, не наблюдается. Он может излучать на более или менее постоянном уровне в течение нескольких дней. За это время как оптический, так и рентгеновский поток от него меняется в пределах 20%, причем вариации оптического и рентгеновского излучения не связаны. На это «спокойное» излучение накладываются отдельные «вспышки», длящиеся по нескольку часов. Вспышки охватывают как оптический, так и рентгеновский диапазон. Во время вспышек потоки меняются в 2—3 раза, причем среднее значение потоков в этой «активной» фазе раза в два больше, чем в спокойной. Никакой периодичности вспышек не обнаружено. Одновременные оптические и рентгеновские наблюдения показали, что во время вспышек рентгеновское излучение источника Скорпион Х-1 становится более «жестким» (т. е. в его спектре доля энергичных квантов растет), а оптическое излучение становится более «голубым». Если исходить из развитой выше модели этого источника как компактного плазменного облака, то следует предположить, что во время вспышек температура плазмы и ее средняя плотность растут. Последнее обстоятельство приводит к тому, что для оптического излучения плазма становится непрозрачной для более коротких волн, отчего спектр становится более «голубым» (закон Рэлея—Джинса!).

Рис. 23.3: Кривая блеска рентгеновского излучения источника Центавр Х-3.

Пожалуй, самым выдающимся открытием, сделанным на «Ухуру», является обнаружение строгой периодичности вариации потока рентгеновского излучения от некоторых источников. Это открытие, как мы увидим дальше, дало ключ к пониманию природы рентгеновских звезд и для их «осмысленного» количественного исследования. До «Ухуру» исследования этих объектов носили характер бессистемного сбора наблюдательных данных. Суть открытия сводится к следующему.

Исследования вариаций потока от источника умеренной интенсивности Центавр Х-3 показали, что существуют два уровня излучения этого источника: «высокий» и «низкий». Когда уровень излучения «низкий», поток уменьшается раз в 10. Оба уровня излучения чередуются с удивительно точной периодичностью, равной 2,08707 дня. В течение этого периода источник наблюдается на «низком» уровне излучения около 0,5 суток (рис. 23.3). Объяснение такой строгой периодичности не представляет труда для астрономов. Рентгеновский источник Центавр Х-3 входит в состав двойной системы, причем плоскость орбиты наклонена под небольшим углом к лучу зрения. При движении рентгеновской компоненты этой двойной системы по своей орбите она будет периодически заходить за «нормальную» (т. е. «оптическую») компоненту, которая тем самым будет ее экранировать. По этой причине поток рентгеновского излучения на Земле резко уменьшится. Когда «затмение» рентгеновской звезды оптической закончится, первоначальный («высокий») уровень потока рентгеновского излучения восстановится. Аналогичное явление давно известно в оптической астрономии: речь идет о затменных переменных звездах, типичным представителем которых является знаменитая звезда Алголь.

Рис. 23.4: Пульсации потока рентгеновского излучения источника Центавр Х-3.

Рис. 23.5: Кривая лучевых скоростей пульсирующего рентгеновского источника Центавр Х-3.

Наряду с 2,08707-дневной периодичностью потока рентгеновского излучения от источника Центавр Х-3 была обнаружена и другая, гораздо менее тривиальная периодичность. Оказалось, что излучение этого источника носит характер периодических пульсаций, с периодом 4,84239 секунды! (рис. 23.4). В промежутках между такими очень короткими импульсами поток рентгеновского излучения уменьшается почти в 10 раз. Точные наблюдения показали, что сам период пульсаций плавно меняется с периодом 2,08707 дня по синусоидальному закону (рис. 23.5). Эти маленькие, но регулярные изменения периода пульсаций легко объясняются эффектом Доплера при орбитальном движении источника е постоянным периодом пульсаций. Это доказывается хотя бы тем наблюдаемым фактом, что скорость изменений периода пульсации обращается в нуль тогда, когда затмение достигает середины, т. е. когда направление орбитальной скорости рентгеновского источника перпендикулярно к лучу зрения (рис. 23.6). Из величины вариаций периода пульсаций, обусловленных орбитальным движением рентгеновской звезды, непосредственно, по известной формуле эффекта Доплера, находится значение орбитальной скорости, которая оказывается равной 415 км/с.

Рис. 23.6: Сравнение кривых лучевых скоростей пульсирующего источника Центавр Х-3 и кривой затмения.

Следует заметить, что часто «пульсирующая компонента» рентгеновского источника пропадает на несколько дней. В течение этого времени поток рентгеновского излучения от источника Центавр Х-3 уменьшается на порядок и становится примерно таким же, как при «затмениях», т. е. излучение источника остается на более или менее постоянном («низком») уровне. Затем короткие импульсы возобновляются без всякого сбоя в фазе. Эти сложные явления, по-видимому, связаны с механизмом самого рентгеновского излучения источника Центавр Х-3. Переход между двумя уровнями излучения происходит не резко, а длится около часа. В течение этого короткого «переходного» времени спектр становится значительно «жестче». Это указывает на наличие довольно протяженной атмосферы вокруг оптической компоненты двойной системы, которая, «находя» на рентгеновский источник, производит поглощение прежде, чем последний скроется за непрозрачным диском звезды. Длительность этой «переходной» стадии меняется, что указывает на нестационарность оболочки, окружающей оптическую звезду.

После нескольких неудачных попыток рентгеновский источник Центавр Х-3 был отождествлен со спектрально-двойной звездой 13-й величины. Эта звезда является переменной и обладает рядом особенностей. Основанием для такого отождествления послужило хорошее совпадение координат (в пределах 1 дуги), а главное — периодические изменения лучевых скоростей линий в спектре этой звезды, причем период в точности совпадает с орбитальным периодом Центавра Х-3. Указанные периодические изменения лучевых скоростей спектральных линий, без сомнения, вызваны, орбитальным движением оптической звезды. Анализ рентгеновских и оптических данных позволяет выяснить характеристики двойной системы Центавр Х-3. Это очень тесная пара звезд с почти круговой орбитой, радиус которой 6 10¹¹ см, что только в 8,7 раза превышает радиус Солнца. Оптическая звезда представляет собой объект довольно высокой светимости, масса которого около 15 солнечных масс, а радиус 5 10¹¹ см (в 7,2 раза больше солнечного). Это означает, что расстояние от рентгеновского источника до фотосферы оптической звезды всего лишь в 1,5 раза больше солнечного радиуса. Масса рентгеновской компоненты, линейные размеры которой невелики, порядка массы Солнца. При таком отношении масс обеих компонент двойной системы «большая» оптическая звезда заполняет свою «полость Роша» (см. § 14) и из малой области на ее поверхность должна вытекать струя газа, образующего вокруг компактной рентгеновской компоненты уплощенный диск.

Такова модель рентгеновского источника Центавр Х-3, которая логически вытекает из того факта, что рентгеновская звезда входит в состав тесной двойной системы. В истории астрономии двойные звезды сыграли большую роль. Например, только для двойных систем можно с достоверностью определить массы звезд. Явление новых звезд тесно связано с их двойственностью (см. § 14). С другой стороны, сама эволюция звезд в двойных системах отличается большим своеобразием (см. тот же параграф). Тот факт, что была обнаружена рентгеновская звезда в составе тесной двойной системы, позволяет получить не только ценнейшую информацию об основных характеристиках таких звезд, но и открывает возможность понять их природу. Сразу же напрашивается аналогия между 4,84-секундным периодом пульсаций рентгеновского излучения от источника Центавр Х-3 и радиопульсарами. Поэтому объекты, подобные источнику Центавр Х-3, сразу же получили название «рентгеновские пульсары». Аналогия между рентгеновскими и радиопульсарами имеет глубокий смысл, о чем будет идти речь ниже.

Рис. 23.7: Кривая блеска рентгеновской звезды в Малом Магеллановом Облаке.

Центавр Х-3 далеко не единственный рентгеновский источник, являющийся компонентой тесной двойной системы. В настоящее время количество таких источников порядка нескольких десятков. В частности, один рентгеновский источник, наблюдаемый в ближайшей к нам карликовой неправильной галактике — Малом Магеллановом Облаке (рис. 23.7), входит в состав двойной системы и имеет орбитальный период 3,4 дня. Кстати, заметим, что одна лишь эта звезда дает свыше 80% мощности всего рентгеновского излучения Малого Магелланова Облака — галактики хотя и «карликовой», но все-таки содержащей несколько миллиардов звезд.

Рис. 23.8: Кривая блеска рентгеновского излучения рентгеновского источника Геркулес Х-1.

Рекордно короткий период наблюдается у замечательного рентгеновского источника Лебедь Х-3, о котором речь будет идти ниже. Его период равен всего лишь 4,8 часа. В высшей степени интересным «двойным» рентгеновским источником является Геркулес Х-1. Прежде всего этот источник оказался вторым (после Центавра Х-3) рентгеновским пульсаром. Период его пульсаций равен 1,2378 секунды — значительно короче, чем у источника Центавр Х-3, в то время как орбитальный период, полученный как из анализа рентгеновских «затмений» (рис. 23.8), так и из периодических вариаций периода пульсаций, обусловленных орбитальным движением пульсирующего источника (рис. 23.9), равен 1,70016 дня. Помимо этих двух характерных периодов (орбитального движения и пульсаций), источник Геркулес Х-1 имеет еще и третий, значительно более длительный период. Его длительность равна 35 дням (рис. 23.10). В течение 11 или 12 дней этот рентгеновский источник вполне надежно наблюдается, причем его поток меняется из-за «затмений» с периодом 1,70 дня. После этого он на 24 дня полностью «выключается». Интересно, что после периода невидимости этот рентгеновский источник «включается» очень быстро, всего лишь за несколько часов. В течение следующих трех дней после этого поток продолжает расти, но уже довольно медленно, а затем так же медленно и постепенно падает до нуля, после чего наступает 24-дневный период невидимости.

Рис. 23.9: Кривая изменений периода пульсаций рентгеновского источника Геркулес Х-1.

Рис. 23.10: 35-дневный цикл «видимости» у рентгеновского источника Геркулес Х-1.

Перед наступлением главного минимума, обусловленного затмением маленькой рентгеновской звезды оптической звездой, у источника Геркулес Х-1 наблюдается еще дополнительный минимум, глубина которого меняется с 11-дневным циклом видимости этого источника (см. рис. 23.10). При этом наблюдаются сильные изменения в спектре источника, его излучение становится значительно более жестким. Такого же характера изменения в спектре наблюдаются и при «включении» источника, между тем как при «выключении» источника никаких спектральных изменений не наблюдается. Все это говорит о том, что в системе источника Геркулес Х-1 имеется газ, производящий сильное поглощение мягкого рентгеновского излучения. В отличие от Центавра Х-3, где поглощающий газ сосредоточен в атмосфере вокруг оптической звезды, в случае Геркулеса Х-1 поглощение производится струями газа, участвующими в орбитальном движении, а также, возможно, газовым диском, окружающим рентгеновский источник. Спектр последнего в периоды, когда поглощение газа его не искажает, сам по себе довольно «жесткий». Если он обусловлен тепловым излучением плазмы, то температура ее должна во всяком случае превышать пятьдесят миллионов кельвинов. Скорее всего, однако, рентгеновское излучение от источника Геркулес Х-1 (также, как и от Центавра Х-3) не является тепловым.

Вскоре после того, как эти удивительные особенности источника Геркулес Х-1 стали известны, он был отождествлен с переменной звездой HZ Геркулеса, блеск которой колеблется в пределах 13—15 звездной величины. Эти изменения сопровождаются одновременными спектральными изменениями. Когда звезда более ярка, ее цвет более голубой. Последующие наблюдения (в частности, советских астрономов) показали, что изменение блеска HZ Геркулеса носит периодический характер, причем период в точности равен орбитальному периоду источника Геркулес Х-1, т. е. 1,70 дня. Минимум оптического блеска соответствует минимуму рентгеновского потока. Это означает, что на поверхности оптической звезды (спектральный класс которой F) всегда имеется довольно большое горячее пятно, обращенное к рентгеновскому источнику. Происхождение такого пятна объясняется совершенно естественно: мощное рентгеновское излучение нагревает поверхностные слои «оптической» звезды, обращенные к рентгеновскому источнику.

Почти круговая орбита рентгеновской звезды вокруг «оптической» следует из анализа данных наблюдений. Из вариаций 1,24-секундного периода пульсаций рентгеновского источника с периодом 1,70 дня получается его орбитальная скорость, равная 169 км/с. При этом радиус орбиты близок к 4 10¹¹ см или 5,7 солнечного радиуса, в то время как радиус «оптической» звезды HZ Геркулеса в два раза превышает солнечный. Масса звезды HZ Геркулеса в два раза превышает массу Солнца, а масса ее рентгеновского спутника около одной солнечной массы. Зная радиус HZ Геркулеса и температуру ее «темной» стороны, можно найти светимость этой звезды, а следовательно, ее абсолютную величину. Сравнение найденной таким образом абсолютной величины и наблюдаемой величины позволяет определить расстояние до HZ Геркулеса, которое оказывается близким к 2000 пс. Так как галактическая широта Геркулеса Х-1 довольно велика, 35°, то можно сделать интересный вывод, что расстояние рентгеновского источника от галактической плоскости необычайно велико, свыше 1000 пс! Объяснение этого обстоятельства должно быть неразрывно связано с вопросом о происхождении рентгеновского источника Геркулес Х-1.

Из наблюдений следует, что импульсное рентгеновское излучение пульсара Геркулес Х-1 (так же, как и источника Центавр Х-3) подобно радиоизлучению «обычных» пульсаров носит направленный характер. В таком случае, совершенно так же, как и у радиопульсаров, наблюдаемый период пульсаций есть период вращения излучающего тела вокруг своей оси. Но с таким коротким периодом, как 1,24 с, может вращаться только нейтронная звезда. Таким образом, внешняя аналогия между радио- и рентгеновскими пульсарами превращается в тождество их природы: оба типа пульсаров являются нейтронными звездами. Но в то время как радиопульсары никогда не входят в состав двойных систем, рентгеновские пульсары наблюдаются только в двойных системах[ 55 ]. Имеется и еще одно важное различие между двумя видами пульсаров: периоды радиопульсаров монотонно растут, причем скорость увеличения периода каждого такого пульсара зависит только от его возраста, у источника же Геркулес Х-1 период пульсаций за полгода наблюдений уменьшился примерно на одну стотысячную своего значения. Это уменьшение периода происходило отнюдь не равномерно. Аналогичная картина имеет место и для источника Центавр Х-3.

Особую проблему представляет объяснение отсутствия 35-дневного цикла в оптической переменности HZ Геркулеса. Ведь если оптическая переменность этой звезды объясняется ее нагревом мощным потоком рентгеновского излучения от второй компоненты, то почему этот нагрев продолжается и в течение 24-х дней 35-дневного периода, когда источник рентгеновского излучения «выключен»? Здесь могут быть два объяснения, отнюдь не исключающие одно другое. Во-первых, можно предположить, что диаграмма излучения рентгеновского пульсара участвует в двух движениях. Если излучающая область не совпадает с полюсами вращающейся нейтронной звезды (а, например, находится около магнитных полюсов, как у радиопульсаров), то из-за вращения этой звезды около оси диаграмма излучения будет периодически проходить через наблюдателя. Здесь геометрия такая же, как у радиопульсаров. Представим себе теперь, что сама ось вращения описывает прецессионное движение (так называемая «свободная прецессия», вызванная небольшой асимметрией в распределении массы в нейтронной звезде) с периодом около 35 дней. Тогда можно представить себе, что в течение почти ²/₃ этого периода диаграмма излучения рентгеновского пульсара не будет «смотреть» на Землю ни при какой фазе осевого вращения. В то же время она всегда будет направлена на какую-то часть поверхности находящейся рядом оптической звезды, которая находится достаточно близко и видна под большим телесным углом.

Недостатком этой модели являются довольно жесткие ограничения геометрического характера. Подозрительным также представляется и то, что ни у одного из известных радиопульсаров явление периодического «выключения» импульсов на длительный срок не наблюдается. Между тем явление свободной прецессии не должно, казалось бы, зависеть от того, является ли нейтронная звезда одиночной или входит в состав двойной системы. Альтернативой является предположение, что около компактного рентгеновского источника находится более или менее изотропный источник пока ненаблюдаемого мягкого рентгеновского или ультрафиолетового излучения, которое и «греет» находящуюся рядом оптическую звезду HZ Геркулеса. Этим источником может быть, например, горячий газовый диск, окружающий рентгеновский пульсар — быстро вращающуюся нейтронную звезду. Для подтверждения этой гипотезы решающее значение должны иметь будущие внеатмосферные наблюдения источника Геркулес Х-1 в указанной выше спектральной области[ 56 ].

Итак, вся совокупность наблюдательных данных говорит о том, что рентгеновские источники, входящие в состав двойных систем, представляют собой весьма компактные объекты с массой, близкой к массе Солнца. Почти наверное это нейтронные звезды, очень быстро вращающиеся вокруг своих осей. Нужно теперь разобраться в главном вопросе: в чем причина столь мощного рентгеновского излучения нейтронных звезд, входящих в состав двойных систем? Конечно, о ядерных источниках здесь говорить не приходится. Остаются только два источника: кинетическая энергия вращения такой звезды и потенциальная гравитационная энергия, освобождаемая при падении на поверхность нейтронной звезды газовых масс. Последний механизм называется «аккрецией». Сразу же нужно сказать, что если рентгеновские пульсары — это нейтронные звезды, то первый из упомянутых выше источников энергии отпадает. В самом деле, в случае источника Центавр Х-3 экваториальная скорость нейтронной звезды должна быть около 10 км/с. Следовательно, кинетическая энергия вращения этой звезды должна быть 3 10⁴⁴ эрг. Так как мощность рентгеновского излучения этого источника 10³⁷ эрг/с, то запаса кинетической энергии хватит только на один год. Вообще следует сказать, что при таком источнике энергии рентгеновские пульсары тормозились бы, т. е. периоды их вращения должны были бы расти, что противоречит наблюдениям.

Гораздо более эффективным источником энергии является падение на поверхность нейтронной звезды облаков и струй газа. Так как радиусы таких звезд очень малы ( 10 км), а массы близки к солнечной, то скорость падающего на поверхность таких звезд вещества достигает 100 000 км/с, т. е. 1/3 скорости света (вспомним, что на поверхности Земли эта скорость равна 11 км/с, а на поверхности Солнца 618 км/с). При такой скорости падение одного грамма вещества приводит к выделению 0,1c² 10²⁰ эрг энергии. Следовательно, для производства 10³⁷ эрг/с надо, чтобы на поверхность нейтронной звезды ежесекундно падало 10¹⁷ г газа. Эту величину следует считать достаточно «скромной». Ведь при таком темпе за год выпадает не больше одной тысячной массы Земли. Источником этого газа может быть только оптическая звезда, находящаяся вблизи нейтронной звезды. Как мы видели выше, оптические компоненты двойных систем, другой компонентой которых являются нейтронные звезды, заполняют свою полость Роша. Поэтому с части поверхности оптической звезды по направлению к нейтронной звезде будет непрерывно течь струя газа.

Как показывают расчеты, эта струя будет «питать» газовый диск, быстро вращающийся вокруг нейтронной звезды[ 57 ]. Из этого диска газ будет падать на нейтронную звезду, ускоряясь ее гравитационным полем. При падении на поверхность нейтронной звезды приобретенная газом энергия превратится в излучение. Наличие у нейтронной звезды сильного магнитного поля усложняет эту картину движения газовых струй в тесной двойной системе. Падающая на нейтронную звезду струя газа будет на некотором расстоянии от нее (там, где плотность магнитной энергии равна плотности кинетической энергии газовой струи) остановлена, после чего газ потечет вдоль силовых линий магнитного поля на поверхности нейтронной звезды. Таким образом, следует ожидать, что падающие от оптической звезды массы ионизованного газа будут достигать поверхности нейтронной звезды в двух сравнительно малых «пятнах», окружающих магнитные полюсы. Размеры этих «пятен» могут быть около 0,1 радиуса нейтронной звезды, т. е. 1 км. В этой малой области происходят грандиозные по масштабам энерговыделения процессы. Там распространяются сильные ударные волны, происходит весьма эффективное ускорение электронов до релятивистских энергий, имеют место сложные процессы взаимодействия охваченной разными возмущениями плазмы с магнитным полем. Детали этих процессов сейчас тщательно исследуются теоретиками и многое здесь еще непонятно. Но общая картина генерации мощного рентгеновского излучения уже проясняется. Излучают релятивистские и нерелятивистские электроны, движущиеся в сильном магнитном поле нейтронной звезды. Источник энергии — потенциальная энергия, приобретенная газом в сильнейшем гравитационном поле нейтронной звезды. Наконец, источник газа — оптическая компонента тесной двойной системы, заполняющая свою полость Роша или же звездный ветер.

Мы пока еще не знаем с достоверностью, каковы те эволюционные процессы, которые приводят к образованию в тесной двойной системе нейтронной звезды. Общая проблема эволюции в таких системах уже рассматривалась в § 14. Несомненно, что нейтронная звезда в тесной двойной системе есть «конечный продукт» эволюции более массивной компоненты этой системы. Образованию нейтронной звезды должно было предшествовать существенное перетекание массы от эволюционирующей (первоначально более массивной) компоненты ко второй компоненте. Можно предполагать, что после того как существенная часть (70—80%) массы эволюционирующей звезды перетекла, произошел взрыв гелиевой звезды — вспышка сверхновой, приведшая к образованию нейтронной звезды. В процессе взрыва могла быть выброшена из двойной системы масса газа до 1M со скоростью порядка нескольких тысяч километров в секунду. По закону сохранения импульса, если взрыв не вполне симметричен, центр тяжести двойной системы должен был получить равный и противоположно направленный импульс. Не этим ли объясняется то, что источник Геркулес Х-1 находится так «высоко» над галактической плоскостью? Интересно, что лучевая скорость HZ Геркулеса направлена к галактической плоскости и близка к 60 км/с. Это может означать, что она, удалившись на максимальное расстояние от галактической плоскости, движется теперь обратно. В принципе такая система может совершить несколько колебаний поперек галактической плоскости с характерным периодом порядка 10⁸ лет.

Рис. 23.11: Схема эволюции тесной двойной системы.

На рис. 23.11 приведена схема эволюции тесной двойной системы массивных звезд, рассчитанная голландскими теоретиками.

Наряду с «оптической» звездой, заполняющей свою полость Роша, как уже упоминалось выше, источником газа для аккреции на нейтронную звезду может быть и «звездный ветер» от оптической компоненты, достаточно удаленной от нейтронной звезды и поэтому не заполняющей своей полости Роша. В этом случае оптическая компонента—горячий сверхгигант спектрального класса О—В с массой больше 10M . Именно у таких звезд мощность корпускулярного излучения (или что то же — звездного ветра) достаточно велика, например, 10^-6—10^-7M /год. В этом случае только доля процента вытекающего из звезды корпускулярного излучения «перехватывается» нейтронной звездой, что, впрочем, вполне достаточно для генерации рентгеновского излучения наблюдаемой мощности. Мы приходим, таким образом, к представлению, что должны быть две разновидности рентгеновских источников — компонент двойных массивных систем:

a. источники, где оптическая компонента — горячий массивный сверхгигант, испускающий мощный звездный ветер; типичный представитель — Центавр Х-3;

b. источники, где оптическая компонента по массе лишь немного превышает Солнце и заполняет свою полость Роша. Типичный представитель — Геркулес Х-1.

В то время как источники первого типа находятся вблизи галактической плоскости, источники второго типа могут быть достаточно удалены от нее.

Не исключено, что обе разновидности источникой происходят от тесных двойных систем с массивными компонентами, но в то время как у источников типа а) массы компонент сходны, у источников типа б) отношение масс больше 3. Расчеты показывают, что если у более массивной компоненты M₁ > 10M , то после перетекания масс останется компактная гелиевая звезда с массой 3M , которая может взорваться как сверхновая и «превратиться», таким образом, в нейтронную звезду. В противном случае в процессе эволюции могут образоваться только белые карлики. Если отношение масс M₁/M₂ > 3, то в процессе эволюции, как оказывается, большая часть массы системы покидает ее. При взрыве сверхновой в такой системе в большинстве случаев пары распадаются.