НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ В РЕНТГЕНОВСКОМ ДИАПАЗОНЕ

Особый класс нестационарности был открыт недавно в связи с успехами методов заатмосферных исследований и, в частности, в рентгеновской области электромагнитноговизлучения, т.е. от 100 до 10 А («мягкий» рентген) и от 10 до 0,1 А («жесткий» рентген), или, в другом выражении, от 0,1 до 1 кэВ и от 1 до 100 кэВ соответственно. Объекты, излучающие в этом диапазоне, получили название рентгеновских источников (за рубежом употребляются названия X-ray sources или X-гау stars). Не все они нестационарные, но нестационарные представляют большой интерес своей необычностью. Одних галактических источников известно сейчас свыше 150. Большинство из них не удалось отождествить с какими-либо оптическими объектами, что объясняется низкой разрешающей силой рентгеновской приемной аппаратуры, а это часто делает невозможным решение вопроса, является ли наблюдаемый источник точечным или протяженным.

Первая рентгеновская звезда была обнаружена в 1962 г. в созвездии Скорпиона. Ее назвали . Она была отождествлена с звездой, быстро меняющей блеск от до . Эта звезда в спектральном отношении напоминает бывшую новую звезду с многочисленными эмиссионными линиями и очень горяча: по распределению энергии в спектре температура ее достигает 100 тыс. Кельвинов. Но не эта температура определяет ее рентгеновское излучение: если оценка расстояния ее — 300 пк — правильна, то рентгеновское излучение ее составляет , т. е. в тысячу раз больше полного солнечного излучения, тогда как оптическое излучение ее приблизительно равно солнечному.

Вопрос — не является ли эта система двойной, в которой мы видим звезду , а спутник излучает только в рентгеновской области — остается открытым, так как не удалось установить с полной достоверностью периодичности в изменениях блеска Sco Х-1 или в лучевых скоростях.

Зато сейчас, в 1987 г., нам достоверно известны более десяти рентгеновских источников, входящих в двойные системы, в которых двойственность доказывается периодичностью изменений либо лучевых скоростей оптического спутника, либо частоты пульсаций самих рентгеновских звезд. В данном случае наблюдаются отчетливые пульсации рентгеновского излучения с периодом от 0,71 с до 14 мин, причем периоды от до пока не встречались. Частота их модулируется орбитальным движением. Как нетрудно понять, наблюдаемый период пульсаций, как и всякого другого периодического процесса, подчиняется эффекту Доплера. Орбитальные периоды, как правило, коротки: меньше суток или несколько суток, так что системы следует рассматривать как тесные.

Механизм рентгеновского излучения в тесной двойной системе отличается большой сложностью, потому что в ней участвуют разные процессы: вращение нейтронной звезды, вращение ее сильного магнитного поля, звездный ветер от оптического спутника, радиоизлучение от нейтронной звезды, весьма эффективно разгоняющее звездный ветер, пока нейтронная звезда быстро вращается и существуете форме радиопульсара.

Сильное магнитное поле нейтронной звезды не позволяет аккреции начаться, пока период вращения ее короток. Мы видели, что у радиопульсаров он замедляется, замедляется и вращение магнитного поля, и оно уже не в состоянии удержать проникновение плазмы. В это время — так называемой стадии пропеллера — плазма беспорядочно выбрасывается в околозвездное и межзвездное пространство, и пульсар «молчит», и лишь потом, когда замедление зайдет достаточно далеко и аккреция станет возможной, звезда вновь заявляет о себе, но уже в рентгеновском диапазоне через посредство аккреционного диска, частицы которого, падая на нейтронную звезду, неся с собой энергию порядка при разгоне до 0,3 с, могут дать излучение даже в жестком рентгене (до 77 кэВ).

Столь большая энергия образуется при падении на весьма малую нейтронную звезду, у которой кеплеровская скорость частицы диска . Она все же меньше, чем скорость вращения магнитосферы , и, последняя, захватывая частицы, тормозится, тормозя и саму звезду. Во внутренней части диска, где становится процесс меняет знак, вращение рентгеновского пульсара ускоряется. Впрочем, за малыми исключениями, периоды рентгеновских пульсаров значительно длиннее, чем у радиопульсаров.

Но рентгеновская активность пульсара не сохраняется навсегда. Если газовый поток от спутника непостоянен, аккреция может ослабеть, диск — разрушиться и исчезнуть.

Тогда пульсар снова станет замедляться, а, в крайнем случае, на время или совсем, вернется к стадии пропеллера и перестанет быть рентгеновским источником.

В качестве примера можно указать на пульсар Her Х-1 (см. дальше), который около года (в 1983—1984 гг.) «молчал» в рентгеновском диапазоне.

Нужно отметить, что рентгеновский пульсар может образоваться и тогда, когда диска нет, аккреция происходит сферически симметрично.

Свойства рентгеновских пульсаров весьма разнообразны и из 15 пульсаров нет двух вполне сходных. Более или менее общим у них является лишь то, что оптический спутник, если он обнаруживает себя, принадлежит к классу горячих сверхгигантов. У одного из них — Cyg Х-1, например, главная (оптическая) звезда имеет массу около , а ее спутник — . Это уже много больше теоретического предела масс для белого карлика. Отсюда возникает обоснованное предположение, что рентгеновский источник является черной дырой (см. с. 289). У других же массы рентгеновской компоненты получаются порядка что соответствует нашим представлениям о массах нейтронных звезд. Так, у пульсаров оптическая звезда ассоциируется с рентгеновским источником, у которого импульсы следуют с периодичностью в . Они модулируются орбитальным периодом . С тем же периодом в системе происходят затмения — прекращение рентгеновского излучения. Массы в системе оцениваются у сверхгиганта от 18 до , у нейтронной звезды от до .

По измереному приходящему рентгеновскому излучению можно определить полную мощность источника, зная расстояние до него в предположении, что излучение изотропно. Если это предположение неверно, то вычисления дадут верхнюю границу мощности. К сожалению, расстояния до рентгеновских источников определяются с большой неуверенностью. Но все же порядок величины получается правильным и оказывается, что только рентгеновское излучение этих источников порядка , т. е. превышает полное излучение Солнца в сотни и тысячи раз. Такое можно получить только за счет гравитационной энергии при аккреции.

Одна из наиболее интересных рентгеновских звезд — Her Х-1, которая в оптическом диапазоне давно известна как переменная звезда HZ Her. Оптический компаньон в этой системе сверхгигант, а более или менее обычная звезда, белый субгигант спектрального класса А7. Она затмевает нейтронную звезду периодически через каждые , что проявляется в прекращении быстрых пульсаций рентгеновского излучения с периодом 1,24 секунды.

Этот пульсар проявляет себя косвенным образом и в оптической области: его мощное рентгеновское излучение так сильно разогревает обращенную к нему сторону спутника, что она в оптическом диапазоне светится втрое ярче, чем противоположная сторона, куда рентгеновское излучение не достигает. При своем орбитальном движении оптический компаньон поворачивается к наблюдателю разными сторонами, отчего блеск его — а это и есть переменная звезда HZ Геркулеса — меняется за более чем на две величины. Эффект усиливается еще и потому, что около нейтронной звезды есть газовый диск, который также излучает в оптическом диапазоне (рис. 137).

Рис. 137. Схема системы Her X-1 = HZ Геркулеса (см. техст)

Невыясненным в этой системе остается еще существование помимо затмений 35-дневной периодичности рентгеновского излучения: в каждом таком периоде лишь 11 дней HZ Her наблюдается как рентгеновский источник, остальные 24 дня рентгеновского излучения нет или почти нет (в середине этого промежутка времени небольшая часть «запертого» рентгеновского излучения все-таки просачивается наружу). По-видимому, мы встречаемся с примером направленного излучения, которое то попадает к земному наблюдателю, то минует его. Одна из возможных причин этого — быстрая прецессия оси вращения нейтронной звезды, а также орбитальной плоскости системы. В частности, и аккреция вещества нейтронной звездой может осуществляться только в тех местах орбиты, где экваториальная плоскость оптической звезды пересекается с плоскостью орбиты.

Очень интересен рентгеновский источник, совпадающий с оптической переменной AM Геркулеса; его двойственность была установлена после того, как из поляризационных наблюдений был выявлен период изменений, которому подчиняются рентгеновское излучение, визуальный и ультрафиолетовый блеск, лучевые скорости, линейная и круговая поляризация.

Этот период, 3,1 часа, говорит об орбитальном движении двух близко расположенных звезд: одной — оранжевого карлика с массой около и белого карлика с массой около и радиусом, приблизительно равным радиусу Земли. Именно он, а точнее газовый диск вокруг него, является источником рентгеновского излучения, а круговая поляризация склоняет нас к выводу, что рентгеновский источник — белый карлик, а не нейтронная звезда.

Магнитное поле у белого карлика значительно слабее, чем у средней нейтронной звезды-пульсара, и составляет несколько десятых . Таких звезд сейчас известно 10, у них аккреция осуществляется на магнитных полюсах, куда выпадает плазма. Они излучают и в рентгеновской, и в оптической, и в инфракрасной области спектра, а иные и в радиодиапазоне. Самый короткий период отмечается у . Все эти звезды, естественно, оптически слабые, .

К звездам типа AM Her близко примыкают особые карликовые вспыхивающие звезды — уже упоминавшаяся нами АЕ Aqr, у которой обнаружены 33-секундные пульсации в рентгене, рентгеновский и оптический пульсар Н 2252—035, у которого обнаружена модуляция с периодом при орбитальном периоде тоже с 13-минутной модуляцией. Промежуточный тип бывшей новой GK Per, рассматриваемый теперь как карликовая новая, тоже обладает слабым рентгеновским излучением в области , модулируемым с . У всех названных звезд модуляция в рентгене есть результат вращения белого карлика, а в оптике — отражение рентгеновского излучения белого карлика на нормальном спутнике.

Описанная здесь модель рентгеновских звезд, основанная на представлениях о двойных системах, не исчерпывает всей полноты наблюдаемых у них явлений и, в частности, не объясняет появления в ряде случаев, кроме регулярного теплового также и нетеплового рентгеновского излучения, общего повышения интенсивности этого излучения, которое сопровождается появлением заметного радиоизлучения. Иногда, как, например, у Cyg Х-1, при радиовсплеске рентгеновское излучение резко падает. Наблюдаются и скачки периода рентгеновских пульсаций.

В более отчетливом виде такая изменчивость излучения проявляется у так называемых преходящих рентгеновских источников, т. е. таких, которые внезапно появляются на небе, поой светят ярче других, включая Sco Х-1, а затем угасают совсем (т. е. ниже чувствительности прибора) или становятся на пределе обнаружения. Таких источников открыто уже около двух десятков, причем один из них, А 0620—00, испытал новоподобную вспышку в рентгеновской области, одновременно с которой протекала оптическая вспышка, зарегистрированная как появление Новой Единорога 1975 г., достигшая в максимуме блеска . Вспыхнувшая почти одновременно с нею Новая Лебедя 1975 г. и достигшая , не показала ощутимого рентгеновского излучения. Таким образом, источник А 0620—00 вполне заслужил названия рентгеновской новой звезды.

В данном случае можно думать, что этот источник тоже двойной, но проникновению звездного ветра к нему от спутника первоначально мешало его магнитное поле, и лишь когда эта помеха была почему-то снята, образовался аккреционный диск и произошла вспышка в очень широком диапазоне длин волн.

Многие нестационарные рентгеновские источники показывают кратковременные взрывы, повышающие интенсивность излучения в несколько, а иногда во много (20!) раз за несколько секунд. Они получили название барстеров (от английского Burster). Между вспышками проходят иногда часы, а у источника МХВ 1730—335 за сутки происходит до 5000 всплесков с интервалами от 6 с до 5 мин. Чем сильнее был всплекс, тем дольше приходится ждать следующего. Самый сильный всплеск продолжался 60 секунд, и за это время источник излучил . Это крайний случай. У типичных быстрых барстеров вспышки происходят каждый час и длятся около 100 с.

Если для объяснения этих источников сохранить гипотезу двойственности, то всплески можно объяснить спорадическим выпадением плазмы из некоего резервуара внутрь магнитосферы нейтронной звезды, а резервуар восполняется постоянным переносом вещества со спутника, т. е. явлением неустойчивой аккреции. Но более действенным механизмом служат термоядерные реакции на поверхности нейтронной звезды. При переносе на нее водородных масс в ее оболочку, состоящую из гелия, начавший сгорание водород разогревает гелий, находящийся в состоянии высокой плотности, так что начинается следующая термоядерная ступень горения гелия — горение, совместное с водородом, или только гелия в присутствии водорода. Это дает эффект барстера, физические характеристики которого определяются темпами аккреции ( в год) и мощностью гелиевой оболочки. Реакция может пойти столь быстро, что гелиевая оболочка взрывается и возникает преходящий («транзиентный») источник.

Рентгеновские барстеры, как правило, располагаются вблизи галактической плоскости с концентрацией к галактическому центру. Впрочем, некоторые из них располагаются на небе вблизи шаровых звездных скоплений или даже внутри них.

Происхождение рентгеновских источников, если они входят в двойные системы, естественно связывать, как и в случае радиопульсаров, со вспышками сверхновых звезд. Сочетание рентгеновской нейтронной звезды с массивным гррячим сверхгигантом, т. е. с молодой звездой, можно объяснить механизмом переноса вещества. Но почему одни вспышки порождают радиопульсары-одиночки, а другие вспышки — рентгеновские пульсары в неразрушившейся двойной системе, остается еще объяснить!

Одним из самых примечательных объектов на звездном небе оказалась звезда 433 из каталога Стефенсона — Сандьюлика звезд с сильными эмиссионными линиями в спектре. Ее обозначают SS 433. Зафиксированная оптически, она оказалась рентгеновским и -источником, а также радиозвездой, расположена она в туманности W 50, по структуре своей — остатке вспышки сверхновой звезды.

В 1979 г. было установлено, что эмиссионная водородная линия На в спектре SS 433 распадается на две широко расставленных составляющих, положение которых меняется с периодом в 164 дня, и за этот период коротковолновая и длинноволновая компоненты сходятся и расходятся вновь, обмениваясь местами, а затем опять возвращаются к первоначальному расположению. Эти смещения превышают тысячу ангстрем, и, если их рассматривать как доплеровские, указывают на скорости до 80 000 км/с! Но это нельзя истолковать как орбитальное движение в двойной системе. На самом деле в спектре SS 433 присутствуют еще полустационарные водородные и гелиевые линии с полуамплитудой порядка 70 км/с и периодом в 13 дней, в течение которого наблюдаются небольшие изменения блеска системы, отражающие орбитальное движение объекта, имеющего спутником горячую звезду, и происходящие в системе затмения. Кривые блеска изменяются с периодичностью в 164 дня. Наконец, есть и вполне стационарная линия На с длиной волны, мало отличающейся от лабораторного значения.

Детальное рассмотрение всех явлений в системе SS 433 позволяет построить такую ее модель. Две звезды — нормальная, горячая и релятивистски сколлапсировавший объект — движутся по орбите с 13-дневным периодом, причем нормальная звезда переполняет свою полость Роша, и ее вещество питает аккреционный диск вокруг сколлапсировавшей звезды. Масштабы переноса вещества весьма велики ( в год), диск образуется большим и плотным, и возникающее в его недрах рентгеновское излучение сильно в нем поглощается, так что SS 433 как рентгеновский источник оказывается на среднем уровне по мощности, около .

Что касается движений со скоростью 80 000 км/с, то оно, как предсказывает теория, возникает в результате так называемой сверхкритической аккреции, когда поступающие газовые массы «выдавливают» две мощные струи перпендикулярно плоскости диска (см. рис. 135). Но эта последняя не совпадает с орбитальной плоскостью, ось ее предессирует вокруг оси вращения релятивистского объекта с периодом в 164 дня, на расстоянии 20° от нее.

Тринадцатидневные изменения лучевых скоростей (по линиям HeII) позволяют оценить массу релятивистского объекта и нормального спутника. В разных предположениях получена масса компактного объекта около и никак не меньше . Нейтронная звезда при такой массе, по-видимому, невозможна, и тогда следует вывод, что компактный объект в SS 433 есть черная дыра. Заметим, что в настоящее время известны релятивистские объекты с массами более еще у двух рентгеновских источников — Лебедь в Большом Магеллановом Облаке. Все три объекта следует считать массивными рентгеновскими системами.

Космические источники обнаружены и в еще более коротковолновом диапазоне гаммаизлучения, состоящего из квантов с энергией больше 100 кэВ.

До 1 МэВ диапазон называется мягким, а после 1 МэВ — жестким -излучением. Практически чаще всего это излучение наблюдают в области до 100 МэВ, хотя начато исследование и очень жесткого излучения до . Обнаружено несколько источников вдоль Млечного Пути и близко к нему. В направлении на центр Галактики и по обе стороны от него найдено 5—7 источников в диапазоне меньше 35 МэВ, такое же излучение обнаружено у пульсаров Крабовидной туманности и Парусов, рентгеновского источника Лебедь Х-3 и немного в удалении от Млечного Пути. Хотя угловое разрешение рентгеновских телескопов плохое , отождествление гамма-источников с пульсарами достоверно, так как и те и другие имеют одинаковую периодичность изменения потоков излучения. Гамма-источник Крабовидной туманности имеет такую же «кривую блеска», что и пульсар, т. е. с двумя максимумами. Гамма-пульсар в созвездии Парусов имеет тот же период, что и радиопульсар 0833 — 45. Видимый в этих диапазонах он лишь в самое последнее время был обнаружен в оптическом диапазоне как объект , но в то время как за 1 период пульсаций (89 мс) в радиодиапазоне имеется только один максимум, в оптическом и гамма-диапазонах наблюдаются два максимума, как у пульсара Крабовидной туманности.

Мощным -источником является и , а также загадочный объект Геминга, недавно обнаруженный в созвездии Близнецов (Gemini). Оптическое отождествление его с звездой недостоверно, но установлено, что отношение - и рентгеновского: оптического излучения примерно как . В области спектра этот объект один из ярчайших на небе. Возможно, он близок к нам.

Мощность гамма-излучения у названных источников очень велика. Она оценивается в , а у источника Лебедь Х-3 (во время радиовспышки) — столько же, сколько рентгеновский поток. Эти величины на 3—5 порядков превышают все излучение Солнца, поэтому гамма-излучение космических объектов заслуживает самого пристального внимания, как с экспериментальной, так и с теоретической стороны. Конечно, тепловым может быть только мягкое рентгеновское излучение. Жесткое излучение связано с ядерными процессами, в частности, с распадом -мезонов (см. с. 459).

Другой мыслимый механизм возникновения -излучения — обратный комптоновский эффект ужесточения рентгеновских фотонов на электронах сверхгорячей плазмы (от до ) во время рентгеновской вспышки.

Рассмотренные в этой главе примеры не исчерпывают всех случаев нестационарности звезд, но показывают главнейшие из них, отличающиеся особенно крупными масштабами. Что касается мелких признаков нестационарности, выявляемых лишь посредством фотоэлектрических измерений, то они встречаются у многих звезд.