Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

Только будущие наблюдения помогут сделать правильный выбор между различными, как правило, довольно экзотическими возможностями объяснения природы космических гамма-импульсов.

1975 год в рентгеновской астрономии прошел под знаком рентгеновских всплесков. Одновременно работающие три спутника — «АНС», «SAS-3» (США) и «Ариэль» (Англия) непрерывно получали богатый наблюдательный материал. Было установлено, что всплески, исходящие от NGC 6624, почти периодичны; наблюдалась последовательность всплесков, разделенных промежутками времени 0,22 суток. Впрочем, через месяц этот интервал сильно укоротился. Вскоре были обнаружены рентгеновские всплески от других шаровых скоплений, например, NGG1851, NGC 6388, NGC6541 и ряда других. Очень интересный источник рентгеновских всплесков был обнаружен около галактического центра. «Квазипериод» рентгеновских всплесков в этом случае оказался рекордно коротким, около 17 с. От этого источника уже наблюдалось несколько тысяч импульсов (см. рис. 23.15).

Любопытно отметить, что мощность каждого отдельного всплеска от указанного

источника тем больше, чем длительнее «спокойный» интервал времени до последующего всплеска. Создается определенное впечатление, что всплеск определяется постепенным «накоплением» некоторого запаса энергии, которая затем быстро освобождается. Это может быть, например, накоплением газа в сильном магнитном поле магнитосферы нейтронной звезды с последующим быстрым «высыпанием» на ее поверхность. После того, как координаты этого источника были определены с точностью

1

, на его месте в красных лучах было обнаружено дотоле неизвестное (из-за сильного межзвездного поглощения света) шаровое скопление.

В настоящее время (начало 1983 г.) 12 (из 35) таких источников рентгеновского излучения (получивших название «барстеров») отождествляются с шаровыми скоплениями, вернее, с их самыми центральными частями.

Рис. 23.15: Запись всплеска рентгеновского излучения от источника МХВ 1728—34.

Тот факт, что пространственное распределение барстеров такое же, как и шаровых скоплений, означает, что эти рентгеновские источники принадлежат к старейшему («второму») типу звездного населения нашей Галактики. По-видимому, значительная, если не большая, часть рентгеновских источников в туманности Андромеды (см. рис. 23.2) является барстерами. В этой галактике 17 из 224 обнаруженных рентгеновских источников находятся в шаровых скоплениях. Всего в М 31 насчитывается 237 шаровых скоплений, в то время как в нашей Галактике их около 150.

Выше, на стр. 696, мы уже говорили о двух типах рентгеновских источников в Галактике, имеющих, соответственно, «плоское» и «полусферическое» распределение. Теперь мы можем первые отождествить с массивными двойными системами типа Центавр Х-3, у которых «оптическим» компонентом является голубой массивный сверхгигант. Источники второго типа — это барстеры и сходные с ними старые объекты, у которых мощность рентгеновского излучения примерно такая же, как у источников I типа, но зато мощность оптического излучения

в 1000 раз меньше. Хотя двойственность барстеров пока еще не доказана прямыми наблюдениями, вряд ли в этом можно сомневаться. Напрашивается вывод, что у барстеров и сходных с ними объектов оптическим компонентом является маломассивный красный карлик. Объектами, сходными по своей природе с барстерами, могут быть ярчайшие источники Скорпион Х-1 и Лебедь Х-2.

Вернемся теперь к «обычным» барстерам. Доказано, что они испускают рентгеновское излучение и в промежутках между вспышками. Существенно, что энергия, излученная между вспышками, примерно в сто раз превышает энергию, излученную при вспышках. Это обстоятельство имеет решающее значение для понимания природы рентгеновского излучения барстеров. Излучение барстеров в промежутках между вспышками обусловлено аккрецией газа от второго компонента двойной системы, подобно тому, как это происходит в массивных двойных системах. Однако, по мере накопления вещества на поверхности нейтронной звезды, возникают благоприятные условия для термоядерного взрыва на ее поверхности, вызывающего мощную вспышку рентгеновского излучения. При такой вспышке на грамм вещества выделяется

c² энергии (где

= 10^{– 3} — «упаковочный эффект» при синтезе ядер), а при аккреции на нейтронную звезду 0,1c² эрг/г. Теперь понятно, почему энергия, излучаемая между всплесками, примерно в 100 раз превосходит энергию, излучаемую при всплесках [ 59 ] .

59

У барстера, расположенного около галактического центра (см. выше), наряду с 17-секундными импульсами, вызванными аккрецией газа, обнаружены значительно более «редкие» всплески термоядерного происхождения.

Существует

полная аналогия между барстерами и обычными новыми звездами, вспышки которых обусловлены термоядерными взрывами водорода, скапливающегося на поверхности белого карлика. Оптической астрономии давно известны пекулярные звездные объекты, являющиеся тесными двойными системами, одна из компонент которых — белый карлик. Можно провести интересную аналогию между такими системами и системами, содержащими нейтронную звезду. Заметим, что свойства тесных двойных систем зависят еще от характера перетекания вещества на компактный объект (звездный ветер, перетекание через лагранжеву точку).

У классических новых звезд дана компонента (некомпактная) — красный карлик, а другая — белый, причем перетекание вещества осуществляется через лагранжеву точку. Если же одной из компонент белого карлика является красный гигант, наблюдаются «новоподобные» звезды. Их «рентгеновским аналогом» могут служить некоторые «временные» источники, о которых речь шла выше. У карликовых новых типа U Близнецов (см. гл. 14) ядерные вспышки на поверхности белого карлика не происходят. Рентгеновским аналогом таких систем могут быть старые источники типа Скорпион Х-1 и Лебедь Х-2.

Огромное увеличение чувствительности детекторов рентгеновского излучения на космической обсерватории «Эйнштейн» открыло возможность изучать сравнительно слабые источники. Было открыто и исследовано рентгеновское излучение от многих десятков звезд — «карликовых» новых типа U Близнецов, новоподобных и других пекулярных объектов. Исключительный интерес представляет исследование обычных звезд главной последовательности, рентгеновское излучение которых обусловлено их коронами. Сравнительный анализ корон у звезд разных спектральных классов совершенно по-новому поставил проблему солнечной активности.

Вернемся теперь к проблеме барстеров. Как объяснить тот удивительный факт, что более 1/3 их входят в состав шаровых скоплений, в которых заключена всего 1/3000 всех старых звезд? Скорее всего, такие двойные системы (красный карлик плюс нейтронная звезда) образовались только при захватах до этого одиночных звезд. При этом избыток энергии шел на возбуждение колебаний в толще красного карлика. Очевидно, захваты могли происходить только там, где звездная плотность очень велика, а относительные скорости малы. Такие условия реализуются в ядрах шаровых скоплений. Некоторые барстеры со временем могли покидать шаровые скопления. Да и шаровые скопления могли разрушаться. Именно таким образом могли возникнуть барстеры, не связанные с шаровыми скоплениями.

Глава 24 Черные дыры и гравитационные волны

Основоположник теории внутреннего строения звезд выдающийся английский ученый А. С. Эддингтон был, как известно, крупнейшим знатоком общей теории относительности. Он впервые во время солнечного затмения в 1919 г. измерил предсказанное Эйнштейном отклонение светового луча от удаленной звезды в поле тяготения Солнца. Тем интереснее полное горького пессимизма замечание Эддингтона, что общая теория относительности — это «красивый, но бесплодный цветок». Это замечание во времена Эддингтона было совершенно справедливо. Действительно, если специальная теория относительности буквально за несколько лет «завоевала» физику, а в течение последних десятилетий и технику (например, электронику), то совсем по-другому сложилась судьба общей теории относительности. Похоже на то, что она была создана гением Эйнштейна явно преждевременно. В самом деле, со времени публикации окончательного варианта этой теории (1916 г.) прошло около 70 лет. Этот огромный период в истории науки можно разделить на две части: до 1963 г. и после 1963 г. В течение первого периода общая теория относительности занимала весьма обособленное положение в физике и астрономии, будучи с ними почти не связанной. Столь необычная ситуация объясняется ничтожно малой величиной поправок, которую в ньютонову теорию гравитации вносит общая теория относительности в «нормальных» лабораторных или космических условиях. В самом деле, эти поправки по порядку величины равны отношению ньютоновского гравитационного потенциала к квадрату скорости света, т. е. GM/c²R. Можно убедиться, что почти для всех объектов Галактики эти поправки меньше, чем 10^{– 6}, и только для белых карликов с их сравнительно высоким гравитационным потенциалом поправки достигают 3

10^{– 4}. В то же время применение эффектов общей теории относительности к космологии (Фридман) не могло контролироваться адекватными наблюдениями галактик, так как эти наблюдения ограничивались красными смещениями

/

= z

10^{– 2}.