Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/hell2.txt Дата изменения: Thu Sep 16 18:11:01 1999 Дата индексирования: Sat Dec 22 04:42:40 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: туманность андромеды

Сергей Попов
Восставшие из Ада

Массивные звезды заканчивают свою жизнь
колоссальным взрывом, после которого от
гиганта, во много раз превышавшего
размеры нашего Солнца, остается лишь медленно
остывающий "труп" - маленький, чрезвычайно
плотный быстровращающийся объект.
Астрономы называют их нейтронными звездами.

Сегодня мы знаем, что нейтронные звезды - это
чрезвычайно компактные (с радиусом порядка 10 км)
звезды, часто обладаюшие мощным магнитным полем.
За счет того, что они состоят почти целиком из
нейтронного вещества, удается "упаковать" массу
порядка массы Солнца в столь маленький, по астрономическим
меркам, шарик.
Их существование было предсказано еще в 30-
е годы нашего века Л.Ландау. Открытые в 60-е годы
радиопульсары довольно быстро были
отождествлены с этими объектами. Чуть позже
аналогичная ситуация произошла и с некоторыми
из открытых в 70-е годы галактических
источников рентгеновского излучения.
Всего на сегодняшний день астрономы
обнаружили около 800 нейтронных звезд. Из них
более 700 являются радиопульсарами (кстати, они
являются чемпионами среди астрономических
объектов по числу полученных за их исследование
Нобелевских премий), а остальные -
рентгеновскими источниками.
Соответствуют ли эти цифры действительному
количеству нейтронных звезд, находящихся
Галактике? Астрономы считают, что на самом
деле наш "звездный город" населяет не менее 100
млн. таких объектов, ведь за миллиарды лет
эволюции Галактики свой жизненный путь успело
завершить огромное колличество массивных
звезд. Почему же нейтронных звезд найдено так
мало?
Причина этого кроется в трудностях их
обнаружения. Довольно просто зафиксировать
подобный объект, если он является одним из
копонентов тесной двойной системы (см.
Звездочет, 1995 г., ¬12, стр. 12). Как известно, в
таких системах происходит падение или, говоря
по-научному, аккреция на поверхность
нейтронной звезды вещества второго компонента.
В результате этого возникает мощное
рентгеновское излучение, которое мы можем
зафиксировать с помощью космических
аппаратов, поскольку земная атмосфера в этом
диапазоне непрозрачна. Здесь необходимо
подчеркнуть, что до сегодняшнего дня все
нейтронные звезды, открытые по рентгеновским наблюдениям,
входили в состав тесных двойных систем остальные
нейтронные звезды рентгеновского неба первоначально
обнаруживались по наблюдениям в других диапазонах ( удалось
зафиксировать рентгеновское излучение от нескольких
радиопульсаров, а также от объекта Геминга, открытого
по гамма-наблюдениям).
Однако нейтронные звезды могут
существовать не только в двойных системах. Во-
первых, они могут образовываться в результате в
результате распада двойной системы. Так, если в
процессе вспышки сверхновой взрывается более
массивная звезда, и в момент взрыва она теряет
более половины суммарной массы всей системы (при круговой орбите),
то такая система распадается, и получается две
одиночных звезды, одна из которых, то что
осталась после вспышки сверхновой, -
нейтронная. Во-вторых, изолированная
нейтронная звезда может образоваться и в
результате "естественной смерти" - взрыва
сверхновой изначально одиночной массивной
звезды.
Обнаружить изолированную нейтронную
звезду-задача довольно сложнаяя. Ведь при
диаметре всего в 20 км, заметить, например,
тепловое излучение такого объекта, даже если он
имеет большую температуру, с расстояния более
одного килопарсека практически невозможно, по
крайне мере сегодня. Однако не стоит думать, что
эти экзотические объекты навсегда скрылись от
нашего взора в глубинах Галактики. В последнее
время астрономы, кажется, нашли способ их
обнаружения.

Увидеть одиночную нейтронную звезду на большом расстоянии можно
только на двух стадиях ее эволюции. Наиболее
известна так называемая стадия эжекции, когда,
говоря упрощенно, излучение
нейтронной звезды не позволяет веществу падать
на ее поверхность, и когда мы наблюдаем ее в
виде радиопульсара. Но, увы, эта стадия
относительно непродолжительная. Да еще не при
всяком расположении пульсара относительно
Земли мы сможем зафиксировать его
радиоизлучение. Гораздо заманчивее увидеть
нейтронную звезду на стадии аккреции, которая
занимает значительную часть ее эволюции. На
этой стадии веществу практически ничто не
мешает падать на ее поверхность. Различные
процессы, сопровождающие это падение, и
"выдают" нейтронную звезду. Но откуда взяться
веществу, ведь звезда одиночная, а не двойная?
Ответ на этот вопрос не так уж и сложен. Ибо
не стоит забывать, что космос-это не пустота.
Все пространство между звездами заполнено
газом и пылью. Таким образом, межзвездная среда
вполне может стать источником вещества
необходимо для аккреции вещества на
нейтронную звезду.
Идея об аккреции вещества межзвездной среды
на нейтронные звезды, как, впрочем, и на черные
дыры, обсуждается учеными уже достаточно
давно. Но только в 90-е годы, в особенности
благодаря работам итальянских исследователей
А. Тревса и М. Колпи, и в связи с тем, что
современные рентгеновские спутники типа
ROSAT вполне смогли бы обнаружить такие
объекты, этот механизм энерговыделения стал
привлекать большее внимание астрофизиков.
Как показывают расчеты, особенно яркие
источники подобного типа должны наблюдаться
при пролете нейтронных звезд сквозь
молекулярные облака, так как именно в них
плотность межзвездного вещества наибольшая.
При этом, в зависимости от скорости движения
звезд относительно облака, а также от его плотности
аккреция может принимать весьма интересные формы.
Например, если скорость движения
нейтронной звезды относительно окружающего ее
вещества будет достаточно мала, порядка
нескольких километров в секунду, а само облако
будет иметь высокую концентрацию (порядка
10^4 -- 10^5 cм-3), то возможно появление режима так
называемой сверхкритической аккреции с
образованием выбросов типа струй, что
наблюдаются у объекта SS 433 и у некоторых
молодых звезд. Немного отвлекаясь от темы,
замечу, что знаменитый Великий Аннигилятор
(1Е 1740.7-2942), кандидат в черные дыры,
наблюдаемый в центральной области Галактики,
может быть также объяснен сверхкритической
аккрецией вещества плотного молекулярного
облака на изолированную черную дыру. В
результате чего у него и образуются наблюдаемые
струи, а также мощное жесткое рентгеновское
излучение.
Другой своеобразный случай аккреции на
нейтронную звезду при ее попадании в
молекулярное облако связан с тем, что
магнитное поле (при быстром вращении) может в течении некоторого времени
удерживать вещество от падения. В таких условиях
вокруг нейтронной звезды может образоваться
оболочка. Когда масса оболочки станет слишком большой,
магнитное поле и вращение не смогут больше удерживать плазму,
и она упадет на поверхность нейтронной звезды. Затем процесс повторяется.
При этом она становится
периодическим источником рентгеновского
излучения. У астрономов в этом случае надежды
увидеть такой объект гораздо больше, так как в
нем энергия выделяется в относительно мощном
импульсе, который легче зарегистрировать, хотя сами такие объекты
должны встречаться гораздо реже.


Сколько же всего таких объектов расположено в
окрестностях нашего Солнца? По различным
оценкам их число составляет несколько тысяч.
Но почему мы их не видим? Это связано с тем,
что светимость таких рентгеновских источников
невелика, и составляет всего 10^31 эрг/сек, если
аккреция происходит из межоблачной среды. В
плотном же молекулярном облаке светимость
изолированной звезды может достичь 10^36 эрг/сек.
В этом случае необходимо учесть, что она будет
зависеть не только от внутренних параметров
межзвездной среды и нейтронной звезды, но от их
относительной скорости, так как светимость
будет обратно пропорциональна ее кубу (чем
меньше скорость, тем выше светимость). Однако,
вероятность небольших скоростей, порядка 20-
40 км/сек и меньше, очень мала, поэтому
основная масса изолированных нейтронных звезд
будет наблюдаться как очень слабые объекты.
Кстати, при вхождении нейтронной звезды в
плотное молекулярное облако может произойти
один интересный эффект, впервые отмеченный
еще в 70-е годы российским астрономом
В. Шварцманом. Если нейтронная звезда на
стадии пульсара (эжекции) влетает в
молекулярное облако, то эта стадия сменяется
стадией аккреции, так как падающее на
поверхность звезды вещество просто "задавит"
пульсар. А после вылета нейтронной звезды из
облака пульсар может уже не появиться вновь,
так как теперь вещество подобралось настолько
близко к его поверхности, что "раскидать" его
звезде будет не так-то просто.
Если бы мы могли с вами взглянуть на нашу
Галактику со стороны, да так, чтобы нам были
видны только нейтронные звезды, то те из них,
что аккрецируют вещество молекулярных
облаков, будут в основном распределены в кольце
на расстоянии порядка 5-7 кпк от ее центра. Это
связано с тем, что здесь плотность межзвездной
среды имеет максимум, также как и
распределение нейтронных звезд, которое по
расчетам сотрудников ГАИШ К. А. Постнова и
М. Е. Прохорова, имеет торообразную форму с
максимумом примерно в той же области
Галактики.

18 января 1996 года в журнале Nature была
опубликована сенсационная статья немецких и
американских астрофизиков под руководством
Ф. Волтера, посвященная обсуждаемому нами
вопросу. В ней авторы сообщили об открытии
ими первой изолированной нейтронной звезды по
ее рентгеновскому излучению, зафиксированному
спутником ROSAT (см. Звездочет, 1996 г., ¬4,
стр. 6). Напомним, что этот спутник работает в
"мягком рентгене" и уже в течение нескольких
лет поставляет астрономам первоклассные
результаты.
Конечно, авторы сделали свое открытие не
случайно, а в результате кропотливой работы.
Ведь это весьма непростая задача-из многих
тысяч слабых рентгеновских источников выделить
аккрецирующую одиночную нейтронную звезду.
Вполне возможно, что многие наблюдаемые нами
источники рентгеновского излучения также
являются подобными объектами, однако это
утверждение еще требует доказательств.
Открытая одиночная нейтронная звезда
расположена от нас на расстоянии не более 120
пк. Подобную оценку позволяет нам сделать,
расположенное за ней молекулярное облако,
расстояние до которого было известно.
Существование этого облака также полностью
исключает внегалактическую природу данного
источника, так как если бы он располагался за
облаком, то это обязательно отразилось бы на его
спектре.
Авторы также провели оптические наблюдения
данной области неба, расположенной в созвездии
Южной Короны, где был зарегистрирован
рентгеновский источник. Однако никакого
оптического объекта на его месте обнаружить не
удалось. Исходя из этого можно наложить
некоторое ограничение на отношение оптической
светимости данного источника к рентгеновской:
светимость в рентгеновском диапазоне должна
быть примерно в 400 000 раз больше, чем в
оптической. Эта оценка находится в полном
согласии с существующими гипотезами.
Рассмотрение различных альтернативных
моделей, с помощью которых можно было бы так
же попытаться описать данный источник, не дало
столь ясной картины, удовлетворяющей всем
наблюдательным данным.
Если исходить из того, что расстояние до
открытого источника составляет 120 пк, то его
светимость, при температуре порядка 500 000 - 600 000 градусов, равна
5*10^31 эрг/сек. По этим данным можно определить
площадь, с которой исходит излучение. Она
оказывается равной примерно 480 км^2, что
замечательно совпадает с ожидаемой площадью
поверхности нейтронной звезды, если ее радиус
порядка 10 км.
Никакой переменности в достаточно широком
интервале времен у данного рентгеновского
источника авторы не обнаружили, что опять же
хорошо согласуется с тем, что аккреция идет на
всю поверхность звезды. Отсюда, кстати, можно
сделать важные оценки периода обращения
нейтронной звезды вокруг своей оси и мощности
ее магнитного поля.
В заключение, можно сказать, что благодаря
исследованию таких источников мы можем узнать
кое-что новое не только о нейтронных звездах и
их эволюции, но и о межзвездной среде, которая и
позволяет нам увидеть эти объекты.

Статья была создана при поддержке Соросовской образовательной программы.

Попов Сергей Борисович-сотрудник
Государственного астрономического института им.
П. К. Штернберга. Область основных интересов-
тесные двойные системы, нейтронные звезды, физика
рентгеновских источников излучений.