книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

240 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

При докритическом втекании вещества в полость Ро­ ша коллапсара можно полагать, что значительная часть втекающего вещества подвергается аккреции. Качествен­ но иная картина должна осуществляться в сверхкрити­ ческом режиме втекания вещества в полость Роша коллап­ сара или нейтронной звезды (здесь нет принципиальной разницы). В диске вблизи коллапсара появляется область, из которой происходит эффективный отток вещества под действием давления излучения. Отток начинается с радиу­ са, вблизи которого сравниваются силы лучистого давле­ ния и гравитации, прижимающей вещество к плоскости диска. Под радиус 3Rg = 6 G®l/c2 попадает лишь крити­ ческий поток вещества, весь остальной газ выбрасывается наружу.

Рентгеновское излучение центральных областей диска начинает поглощаться оттекающей газовой оболочкой и перерабатываться в более мягкие кванты. В сильно сверх­ критическом режиме аккреции основная часть энергии переизлучается с поверхности оттекающей оболочки в ультрафиолетовой и оптической областях спектра, свети­ мость черной дыры зафиксирована на эддингтоновском

пределе LCTl 1038 ал®эрг/сек. Горячую истекающую звезду

опоясывает более холодный диск, по которому аккреци­ рующее вещество поступает к «черной дыре». Возможны затмения как «черной дыры» нормальной компонентой, так и нормальной звезды оттекающим веществом. Послед­ нее непрозрачно по томсоновскому рассеянию на больших расстояниях (1 0 1 0 —1 0 12 см) от «черной дыры».

Таким образом, в зависимости от скорости аккреции «черные дыры» в двойных системах могут скрываться как

ких оптических звезд с большой светимостью (L ~ 1 0 38—

— 1039 эрг/сек). Но все же самой характерной чертой «чер­ ной дыры» в тесной двойной системе является ее рентге­ новское излучения. При этом рентгеновскими звездами могут быть лишь те коллапсары, светимость которых пре­ вышает 1036 эрг/сек. При’ меньшей1 светимости мала эф­ фективная температура излучения и экспоненциально ма­ ла доля энергии, излучаемая в рентгеновском диапазоне. Обнаружение компактных рентгеновских звезд с массой

НNSс

выделяется гравитационная энергия до 0,2 тп0с2. Наблю­ дательные проявления аккрецирующих нейтронных звезд без сильных магнитных полей практически не отличаются

Ножедоя

Рис. 82. Картина дисковой аккреции на замагниченную вращающу юся нейтронную звезду. Схематично показаны внутренняя граница диска и последующее течение газа в область магнитных полюсов, возможные диаграммы направленности рентгеновского излучения:

ножевая и карандашная (заштрихована).

от описанной выше картины аккреции на «черную дыру». Различны лишь массы этих объектов. Однако аккреция на вращающуюся нейтронную звезду с магнитным полем, направление которого не совпадает с осью вращения, может привести к феномену рентгеновского пульсара (Амнуэль и Гусейнов, 1968; Шварцман, 1971; Прингл и Рис, 1972). Именно таким образом интерпретируется пуль­ сирующее излучение рентгеновских источников Cen Х-3, Her Х-1. Картина дисковой аккреции нарушается на радиу-

# 2 и - в

се, где плотность энергии магнитного поля -g^- — я сравнивается с плотностью кинетической энергии потока аккрецирующего вещества W ~ р . В дальнейшем

магнитное поле канализирует аккрецию, направляя па­ дающее вещество в область магнитных полюсов (рис. 82).

§ 1] КА РТИ Н А А К К РЕЦ И И НА РЕЛЯ ТИ В И СТСКИ Е О БЪ ЕКТЫ 243

др., 1973). Напомним, что для радиопульсаров и, в част­ ности, пульсара в Крабовидной туманности, источником энергетики которых является вращение нейтронной звез­ ды, наблюдается замедление вращения. Это указывает на принципиальное отличие природы рентгеновских пульсаров в двойных системах от природы радиопульса­ ров и является сильным аргументом в пользу аккреции,

дает вещество, и приводить к некоторому повышению тем­ пературы излучения.

* * *

Во всех рассмотренных вариантах аккреции на раз­ личные компактные объекты заметным оказывается соб­ ственное оптическое излучение диска, но, как уже отме­ чалось в пункте а), более существенна переработка рентге­ новского и ультрафиолетового излучений внутренних областей диска веществом на его периферии, а также газо­ выми потоками в двойной системе. Компактная высоко­ температурная область в центре диска или на поверхно­ сти компактной звезды может возбуждать свечение протя­ женных зон с разреженной плазмой в эмиссионных линиях водорода и ионов различных элементов. Описы­ ваемые явления близки к наблюдаемым в некоторых из звездных систем, классифицируемых как симбиотические (Боярчук, 1970), где горячим компактным компаньоном двойной системы может быть объект, излучающий за счет аккреции, а соседняя истекающая более холодная звезда ответственна за образование линий поглощения.

Наблюдение оптического излучения диска и газовых потоков возможно лишь при малой светимости нормальной

244 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

компоненты и большом расстоянии между звездами в

двойной системе. Бесспорно, что в этом случае (мало 3R) должна быть мала светимость аккрецирующего объекта

и сравнительно низка (hv — 1 0 0 эв) эффективная темпе­ ратура его излучения. Ниже мы перейдем к рассмотре­ нию ситуации в тесных двойных системах, когда велико истечение с поверхности нормальной звезды и велика рентгеновская светимость. В этом случае собственным оп­ тическим излучением диска можно пренебречь и главным эффектом становится переработка рентгеновского излу­ чения атмосферой нормальной звезды. Напомним, что в полуконтактных системах оптическая звезда видна с ком­ пактного объекта под значительным телесным углом до одного стерадиана.

§ 2. Оптические проявления тесных двойных систем, включающих рентгеновские источники

Наблюдения в оптическом диапазоне отождествленных рентгеновских систем выявили две важные особенности изменения их блеска: у одних систем оптическая перемен­ ность естественно объясняется эллипсоидальностью види­ мой компоненты, у других — эффектом отражения, но специфическим, связанным с переработкой части рентге­ новского потока в оптическое излучение в атмосфере нор­ мальной звезды. Заметим, что эффект оптических затмений, типичный для классических затменных систем, здесь прак­ тически отсутствует, хотя затмения в рентгеновском диа­ пазоне весьма явные. Именно отсутствие оптического из­ лучения компактного источника и создает идеальные ус­ ловия для проявления первых двух эффектов, в то время как в обычных затменных системах выделение их на фоне излучения второй компоненты является тонкой и непрос­ той задачей (см., например, Мартынов, 1971).

Очевидно, что эффект эллипсоидальности может быть существенным лишь в случае, когда светимость видимой компоненты превышает светимость рентгеновского источ­ ника. В ситуации с малой оптической светимостью нор­ мальной звезды важнее оказывается эффект отражения. Вопрос о переработке атмосферой нормальной звезды па­ дающего на нее рентгеновского излучения и связанного с этим дополнительного истечения вещества с поверхности

§ 2) О П Т И Ч ЕС К И Е П Р О Я В Л Е Н И Я Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ 245

этой звезды был поставлен давно (Шкловский, 1967, Шакура и Сюняев, 1973), но до последнего времени не было адекватной теоретической модели, описывающей эти яв­ ления. В то же время важность этих эффектов подтверж­ дена недавними наблюдениями тесной пары, включающей рентгеновский источник Her Х-1 и переменную звезду HZ Her (Черепащук и др., 1972; Бакал, 1972; Форман и др., 1973). Наблюдения показали, что причиной перемен­ ности HZ Her является рентгеновский источник; сторона звезды, обращенная к рентгеновскому источнику, в три раза ярче противоположной. Падающий на поверхность звезды поток энергии Fx (рентгеновское излучение) на­ много превышает поток энергии, поступающий из недр звезды F0. Рентгеновский поток перерабатывается в атмо­ сфере нормальной звезды в оптическое излучение, темпе­ ратура поверхности звезды, обращенной к рентгеновскому

щение системы приводит к периодической переменности блеска и спектрального класса звезды с периодом, рав­ ным периоду обращения системы. Приближенная теория переработки рентгеновского излучения в атмосфере звезд, построенная Баско и Сюняевым (1973), и численные расчеты дают хорошее согласие с наблюдениями *). Появляется принципиальная возможность поиска рент­ геновских источников методами оптической астрономии. Теория и наблюдения приводят к следующим тестам:

1 ) период и фаза изменения блеска должны совпадать с периодом и фазой, определенным по спектральным ли­ ниям;

2 ) изменения блеска должны сопровождаться изме­ нениями цвета и спектрального класса звезды;

3 ) в минимуме блеска звезда должна быть достаточно позднего спектрального класса. В этом случае мала ее собственная светимость, и поток рентгеновского излуче­ ния может существенно влиять на блеск звезды.

*) Результаты, полученные для классического эффекта отраже­ ния в двойных системах (Мартынов, 1971), нельзя автоматически переносить на рассматриваемую задачу из-за специфики прогрева плазмы рентгеновским излучением.

246 РЕН Т Г Е Н О В С К И Е И С ТО Ч Н И К И В Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМАХ 1Гл. 6

Поиски звезд с переменностью типа HZ Нет (Ефремов и др., 1974) среди объектов, включенных в каталог перемен­ ных звезд (Кукаркин и др., 1969), не привели к успеху, и это не удивительно, если учесть малочисленность рент­ геновских источников и то, что система HZ Нет явно вы­ деляется среди подобных ей. Она имеет достаточно позд­ ний спектральный класс. Угол наклона ее орбиты i бли­ зок к 90°. При уменьшении i амплитуда колебаний блеска должна уменьшаться. Уменьшаются и вариации цвета.

В спектре звезды могут наблюдаться линии поглощения

иизлучения, соответствующие различным спектральным классам.

Другой особенностью системы HZ Her является ано­

мально жесткий спектр рентгеновского излучения (hv ~ ~ 20 30 кэв). Большая энергия квантов позволяет им проникать на значительную глубину в атмосферу нормальной звезды. Оптическая толща этих слоев для оптического излучения очень велика, в результате наружу выходит планковский спектр излучения, и возможно появление линий поглощения, соответствующих раннему спектральному классу. Малая часть энергии потока рас­ ходуется на испарение вещества с поверхности звезды — формирование звездного ветра. Расчеты показали (Баско и Сюняев, 1973), что в ситуации HZ Нет этот вынужденный

источника Нет Х-1.

Совершенно иная ситуация могла бы возникнуть при

более мягком спектре рентгеновского излучения hv ~ ~ 1 -г 5 кэв. В этом случае основная часть рентгеновского потока поглощается в оттекающем от звезды веществе и в зоне, оптическая толща которой мала для оптического излучения в непрерывном спектре. В результате падаю­ щая энергия должна переизлучаться в основном в виде ультрафиолетовых и оптических линий гелия и высокоионизованных тяжелых элементов. Лишь малая часть пог­ лощаемой энергии попадает при этом в оптический диапа­ зон, приводя к незначительному увеличению блеска и ма­ лому изменению спектрального класса. Главный эффект заключается в появлении эмиссионных линий (в частнос­ ти, соответствующих в обычных условиях высоким тем-

иературам плазмы), а также мощного эмиссионного бальмеровского скачка. В этой ситуации при малых i система может проявляться как нормальная звезда с горячим пят­ ном, излучающим в основном в эмиссионных линиях, тогда как линии поглощения соответствуют низким тем­ пературам (и рождаются в зоне, не облучаемой рентге­ новским излучением).

Втесной двойной системе на разные участки поверх­ ности звезды будет падать различный по интенсивности рентгеновский поток. Это приведет к более сильному по­ темнению к краю, чем в обычных звездах.

Взависимости от фазы наблюдения будет существенно

меняться интенсивность эмиссионных линий (наиболее контрастными они должны быть в фазах 0,25 и 0,75), и по­ следние спектральные наблюдения (Крэмптон и Хатчингс, 1972; Bonn и др., 1972) подтверждают этот вывод. В этих же фазах должны сильнее всего проявляться оптические пульсации HZ Her с периодом 1,24 сек — отклик на пуль­ сирующее рентгеновское излучение Her Х-1.

§ 3. Конкретные системы

Проиллюстрируем рассматриваемые эффекты примера­ ми хорошо изученных систем.

Her Х-1 = HZ Her.

Рентгеновский источник Her Х-1 вместе с оптической звездой HZ Her составляют двойную систему, период об­ ращения которой Pi = 1,7 дня.

а) Р е н т г е н о в с к и е н а б л ю д е н и я . Рентге­ новское излучение пульсирует с периодом 1,24 сек (рис. 83). Рентгеновское затмение длится около 6 часов. Переход к полному затмению происходит быстрее, чем за 0,5 часа, что свидетельствует о компактности рентгеновского источ­ ника и характеризует свойства атмосферы нормальной звез­ ды. Синусоидальная переменность периода пульсаций явно связана с движением источника по орбите и дает возможность определить ее основные элементы: скорость

248 Р Е Н Т Г Е Н О В С К И Е И С ТО Ч Н И К И В Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМАХ [Гл. 6

sin3 i

е < 0,1, т. е. орбита практически круговая (Тананбаум и др., 1972). Как легко видеть, регулярные рентгеновские пульсации успешно заменяют при анализе орбитальных

Рис. 83. К ороткопериодическая переменность рентгеновского источ­ ника H er Х-1 (Тананбаум и др ., 1972).

элементов спектральные линии, обычно используемые в подобных задачах. Период^двойной системы практически

не меняется.

Длительные наблюдения выявили присутствие еще од­ ной цикличности в переменности рентгеновского излу­ чения: пульсар наблюдается только в течение 1 2 дней из каждых 36 (рис. 84), остальные 24 дня поток рентгеновско­ го излучения ниже уровня чувствительности приемной аппаратуры.

б) О п т и ч е с к и е н а б л ю д е н и я . До отождеств­ ления с Her Х-1 звезда HZ Her была малоизучена и счи­ талась неправильной переменной (Кукаркин и др., 1969). Наряду с совпадением координат главным аргументом при отождествлении явилось совпадение периодов оптической и рентгеновской переменности (Курочкин 1972; Форман и

др., 1972). Кривая блеска, приведенная на рис. 85, была получена Курочкиным (1972) по девяти пластинкам

1907—1912 гг. и 240 пластинкам 1960—1972 гг. Моменты минимумов оптического излучения точно совпадают с моментом затмений рентгеновского источника.

Полусфера оптической звезды, обращенная к рентге­ новскому источнику, примерно втрое ярче, чем противо­ положная. Отсюда следует, что главный вклад в измене­ ния блеска видимой компоненты дает переработка рент­ геновского излучения в ее фотосфере в оптические и ульт­ рафиолетовые кванты. Одновременно с изменением блеска меняется спектральный класс звезды: от F0 — G3 в мини­ муме блеска до ВЗ — В5 в максимуме. В спектре звезды наблюдаются переменные эмиссионные линии Не II,