ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 135
Скачиваний: 0
230 Х А РА К ТЕРИ СТИ КИ И ЭВОЛЮ ЦИЯ ТЕСН Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5
П о п о в М. |
В., 1968 — Астрой. Ж. 45, 804. |
Р е с с е л и |
М у р , 1940 — Russel Н. N., Moore С. В., «The Mas |
ses of the Strars», Chicago Univ. Press, Chicago. Р о у з , 1968 — Rose W. K ., Astrophys. J. 152, 245.
Св е ч н и к о в M. A., 1967a — Перемен, звезды 16, 276.
Св е ч н и к о в M. A., 1967b — Уч. зап. УрГУ, сер. астрон., вып.
3, 24.
Св е ч н и к о в М. А., 1969 — «Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд», Уч. зап. УрГУ, сер.
астрон., вып. 5. |
1970 — Уч. зап. УрГУ, сер. астрон., вып. |
|
С в е ч н и к о в М. А., |
||
7 |
72. |
|
С м а к, 1964 — Smak J., Acta Astr. 14, 97. |
||
С н е ж к о Л. И., 1967 |
— Перемен, звезды 16, 253. |
|
Сн е ж к о Л. И., 1972 — Сообщ. САО, № 6, 3.
Ст р у в е , 1949 — Struve О., Month Not. R. A. S. 109, 48.
С т р у в е , |
1954 — «Эволюция звезд», ИЛ, Москва. |
С т р у в е |
и Х у а н , 1956 — Struve О., Huang S.-S., Astron. J. |
61, 300.
Сю н я е в Р . А. и Ш а к у р а Н. И., 1972 — Препринт ИПМ АН
СССР N° 28.
Уи т н и , 1945 — Whitney В. S., Astrophys. J. 102, 202.
У и т н и , |
1948 — Whitney В. S., Astrophys. J. 108, 519. |
|||||
Х е в е л ь |
в а н |
д е н , |
и Х а й з , |
1972 — van den Hevel Е. Р. S. |
||
and Heise J., Nature Phys. Sci. 239, 67. |
W. В., Me Na- |
|||||
Х и л т о н |
и М а к Н а м а р а , |
1961 — Hilton |
||||
mara D. H., ApJ 134, 839. |
Journ. Obs. 43, |
161. |
||||
Х и н д е р е р , 1960 — Hinderer F., |
||||||
Х о й л , |
1959 — Hoyle F., Month. Not. R. A. S. 119, 124. |
|||||
Х у а н , |
1963 — Huang S.-S., Astrophys. J. 138, 471. |
|||||
Ч у д о в и ч е в |
H. И., |
1952 — Бюлл. АО Энгельгардта, N° 28. |
||||
Ш а й н Г. A., 1928 — Month. Not. R. A. S. 88, 123.
Ю н г е л ь с о н Л . P., 1971 — Научные информации АС АН СССР
20, 94.
Я м а с а к и , 1971 — Yamasaki A., Publ. Astron. Soc. Japan 23, 33.
Г Л А В А 6
РЕНТГЕНОВСКИЕ ИСТОЧНИКИ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
JP. А . С ю няев, Н . И . Ш а к у р а
Рентгеновская астрономия бурно развивалась послед ние десять лет; открыты десятки рентгеновских источни ков, часть из которых уже идентифицированы с извест ными внегалактическими и галактическими объектами и, в частности, с двойными звездными системами. Особенно много дал запуск специализированного рентгеновского спутника «Ухуру». Аппаратура, установленная на этом
стабилизированном и пространственно |
ориентированном |
|||
спутнике, |
обладала |
высоким угловым |
(~ 0?5), времен |
|
ным |
(т — 0,096 сек) |
и спектральным (в диапазоне hv = |
||
= 2 ч- 6 |
кэв) разрешением. Исследовано далеко не все |
|||
небо, |
но |
во второй |
каталог рентгеновских источников, |
|
составленный по результатам наблюдений с «Ухуру», внесено' уже 125 источников (Джиаккони и др., 1972). Лишь 35 из них были известны до запуска этого спутника. Необходимо отметить, что рентгеновские потоки от само го яркого источника ScoX-1 и одного из самых слабых из исследованных, галактики М 31 — туманности Андромеды, отличаются на четыре порядка величины.
Большинство из исследованных источников явно кон центрируются к плоскости Галактики — это галактиче ские рентгеновские источники. Галактическими являются и все ярчайшие (близкие к нам) источники. Около десятка протяженных источников связано с остатками вспышек сверхновых звезд (излучает межзвездный газ, сжатый и разогретый до высоких температур ударной волной, воз никшей при вспышке сверхновой). Два пульсирующих рентгеновских источника совпадают с известными радио пульсарами в Крабовидной туманности и созвездии Па русов. Остальные не отождествляются однозначно ни с ка кими из известных пекулярных объектов, хорошо изучен ных в других диапазонах спектра, хотя следует отме тить концентрацию источников к спиральным рукавам.
ВОЛОСЫ КРОШИ
• •= 5 имп/сех ° 8-32 имп/сех
• 3 2 -1 2 8 и м п /с ех
о 1 2 8 -5 1 2 и м п /с е х
<о > 5 1 2 и м п /сех
В р ем ен н ы е и с т о ч н и к и О П р о т яж ен н ы е и ст о ч н и к е $ Н еи сслед о ва н н ы е о б н а е п ч
t Рис. 78. Распределение рентгеновских источников по небу (по данным второго каталога «Ухуру») в галактических координатах.
.Гл[ СИСТЕМАХ Х ДВОЙНЫ В ИСТОЧНИКИ РЕНТГЕНОВСКИЕ 232
Гл. 6] РЕН ТГЕН О В С К И Е И СТО ЧН И К И В ДВ О Й Н Ы Х СИСТЕМАХ 233
Важнейшим открытием, сделанным с помощью «Ухуру», явилось обнаружение рентгеновских источников, входящих в двойные звездные системы, у которых одна компонента — нормальная звезда, а другая — компакт ный объект, являющийся рентгеновским источником (Тананбаум, 1972; Гурски, 1972).
На сегодняшний день известно шесть таких систем, из них пять затменно-переменных в рентгеновском диапа зоне и одна (Cyg Х-1), двойственность которой установле на по другим признакам. Для ряда источников отождеств лены их оптические компоненты. Как известно, наличие затмений требует близости плоскости орбиты к лучу зрения (75° i 90°). Естественно, число незатменных двойных систем, включающих рентгеновские источ ники, как минимум, в 5— 6 раз больше. Кроме того, среди слабых источников выявлены еще не все затменные. По этому весьма вероятно, что в двойные системы входит значительная часть галактических рентгеновских источ ников, и возможно, даже все компактные источники, тем более, что их рентгеновские спектры и характер быстрой переменности во многом схожи.
Источники в двойных системах являются ярчайшими объектами на рентгеновском небе, их светимость оценива ется в Lx ~ 10зв—1039 эрг!сек. В оптическом диапазоне главный вклад в светимость отождествленных систем дают нормальные компоненты, оптическое излучение самих рентгеновских источников очень мало и трудно обнаружимо.
Рентгеновские затмения характеризуются быстрым спадом интенсивности, свидетельствующим о малых раз
мерах источника |
по сравнению с размерами |
нормальной |
|
компоненты R J R 0^ -jg- • Наличие быстрых |
(т |
0,1 сек) |
|
флуктуаций излучения некоторых источников (например, Cyg Х-1) также свидетельствует о компактности излу чающей области R x ст ~ 3*109 см.
Два ярких источника оказались рентгеновскими пуль сарами, излучение которых представляет строго периоди ческую последовательность импульсов: Her Х-1 с периодом 1,24 сек и Сеп Х-3 с периодом 4,8 сек. Помимо затмений, двойственность в этих случаях подтверждается допле ровскими смещениями периода между импульсами, что
234 РЕН Т Г Е Н О В С К И Е И СТО Ч Н И К И В Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМАХ [Гл. 6
связано с движением источника по орбите. Если перио дичность импульсов, так же как и в случае радиопульса ров, обусловлена вращением излучающего объекта, то его размеры должны быть очень малы: скорее всего, это вращающиеся нейтронные звезды.
Анализ динамики двойных систем, включающих рент геновские источники, показал, что массы источников типично звездные (0,5 3)?® 3)? 203)?®). Компактность этих объектов дает основания считать, что они являются конечным результатом звездной эволюции: нейтронными звездами, «черными дырами» и белыми карликами.
Следует отметить, что рентгеновское излучение обыч ных звезд с эффективной температурой поверхности Т—103^- 10® °К ничтожно по сравнению с оптическим и обусловлено в основном термодинамически неравновес ными процессами в верхней атмосфере. Для современной рентгеновской аппаратуры доступно исследование лишь ближайшей к нам звезды — Солнца. Таким образом, боль шинство наблюдаемых галактических рентгеновских ис точников представляет собой новый класс астрономиче ских объектов. Их открытие стало возможным благодаря развитию внеатмосферных исследований.
Все обнаруженные двойные системы с рентгеновскими источниками являются тесными: периоды их обращения составляют несколько дней, а в одном случае даже нес колько часов. Для большинства отождествленных опти ческих компонент установлено, что они заполняют свою критическую полость Роша — это полуконтактные тес ные двойные системы (см. стр. 187). Такие системы, как известно, характеризуются сильным перетеканием ве щества через внутреннюю точку Лагранжа (Мартынов, 1972). Итак, с одной стороны, имеется компактный объект с мощным полем тяготения, а с другой,— звезда, интен сивно теряющая вещество со своей поверхности. Очевид ным источником энергии для рентгеновского объекта в таких условиях является аккреция — падение вещества на компактный объект, сопровождающееся выделением гравитационной энергии *) (Хаякава и Матсуока, 1964; Новиков и Зельдович, 1966; Шкловский, 1967).
*) Единственной альтернативой аккреции является поддержание
энергетики источников за |
счет вращения компактного объекта |
(Бречер и Моррисон, 1973). |
Отметим, что именно такова ситуация |
§ 1] К а р т и н а а к к р е ц и и н а р е л я т и в и с т с к и е о б ъ е к т ы 235
§ 1. Картина аккреции на релятивистские объекты. Наблюдательные проявления
Аккреция на различные виды компактных объектов имеет свои особенности: отличаются эффективность энерго
выделения, спектр |
излучения, характер переменности. |
|||
а) |
Д и с к о в а я |
а к к р е ц и я на |
« ч ерн ую |
д ы- |
р у». |
Застывшая звезда («черная дыра», |
коллапсар) |
не из |
|
лучает ни электромагнитных, ни гравитационных волн, но обладает стационарным гравитационным полем (Зель дович и Новиков, 1971). Поэтому обнаружить ее можно лишь по гравитационному влиянию: либо на соседнюю звезду, либо на окружающую газовую среду (газ должен аккрецировать с большим выделением энергии) (Зельдо вич, 1964; Салпетер, 1964).
Известно много работ (см., например, Гусейнов и Зель дович, 1966; Тримбл и Торн, 1969; Стозерс, 1971), в кото рых предлагается искать «черную дыру» в двойных систе мах по ее гравитационному влиянию на нормальную компоненту. При этом предполагается, что она должна проявлять себя как массивный «темный» объект, прак тически не влияющий на суммарное излучение системы. Ниже будет рассматриваться ситуация, когда истечение вещества с поверхности видимой компоненты и его аккре ция на «черную дыру» должны приводить к заметным наб людательным проявлениям. В режиме свободного падения (первоначально вещество покоилось и магнитного поля не было) холодное вещество аккрецирует на «черную дыру» без выделения энергии и заметных внешних про явлений (Зельдович и Новиков, 1971). Однако в двойной системе вещество, истекающее из нормальной звезды и падающее на «черную дыру», обладает относительно последнего значительным моментом вращения, препят ствующим свободному падению вещества. Оно может приблизиться к гравитационному радиусу — упасть на «черную дыру» — лишь при наличии эффективных меха
в молодых одиночных пульсарах в Крабовидной туманности и в соз вездии Парус, также являющихся источниками рентгеновского из лучения, и в остальных радиопульсарах. В то же время при объяс нении свойств рентгеновских источников в двойных системах этот механизм встречается с большими трудностями (см. Лэмб и др.,
1 9 7 3 ).