Рентгеновские двойные звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского

излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для

возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По

мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить

материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из

которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда,

белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивной

звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу,

превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты

представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная

история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат

зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется

газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется

прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку.

Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной из

рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00 удалось очень точно

измерить массу компактной звезды (для этого использовались данные разных

видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного

превышает возможности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском

источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6,З солнечной.

Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и

сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение

вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей

из ядер активных галактик.

Спектрально-двойные звезды

В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание

положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными,

то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При

этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу

зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В

остальные моменты времени на­блюдается раздвоение спектральных линий, общих

для спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при

наибольшей лучевой скорости ком­понентов, одного - в направлении к

наблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только

одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо

раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть

спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям

линий, называется кривойлучевых скоростей. Таким образом, комбинацию этих

двух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известна

кривая лучевых скоростей.

Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании

спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от

затменных переменных звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьма

малый угол с лучом зрения (i " 90ё), спектрально-двойные звезды могут

наблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда i

сильно отличается от 90ё. И только если плоскость орбиты близка к картинной

плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда

двойственность звезды обнаружена быть не может.

Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90ё), то наибольшее

смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V

движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально

противоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой

лучевых скоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны на

основании вида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теории

эллиптического движения удается определить все элементы орбиты. Если же i

¹ 90ё, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr

= V sin i. Поэтому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютные

значения линейных параметров орбиты (выраженных в километрах), все они

содержат неопределенный множитель sin i, который нельзя определить из

спектроскопических наблюдений.

Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростей

известна для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i),

получаются наиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд.

При этом все линейные величины определяются в километрах. Удается найти не

только размеры и формы звезд, но даже и их массы. В настоящее время известно

около 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только на

основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить

кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты.

Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет

получить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,

следовательно, достаточно массивных звезд.

Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между

которыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают

играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных

сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают

эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные

горбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело,

состоящее из газа, определяется поверхностью,

проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Эти

поверхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь

вдольэквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела.

Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно,

концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняет

сферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальные

поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характер

их легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критических

поверхностей, разделяющих эти семейства (см. рис. 206). Самая внутренняя из них

восьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку