Космические рубежи теории относительности - Кауфман Уильям (читаем бесплатно книги полностью TXT) 📗

Таблица 13.1

РЕНТГЕНОВСКИЕ ЗВЁЗДЫ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

Номер по

каталогу

Обычное

название

Расстояние,

СВ. ГОД

Период обращения

по орбите, сут

3U 0115-73

SMC Х-1

190 000

3,9

3U 0900-40

Парус Х-1

8 000

8,9

3U 1118-60

Центавр Х-3

25 000

2,1

3U 1617-15

Скорпион Х-1

?

0,8

4U 1653 + 35

Геркулес Х-1

16 000

1,7

3U 1700-37

Нет названия

9 000

3,4

3U 1956+35

Лебедь Х-1

10 000

5,6

3U 2030+40

Лебедь Х-3

30 000

4,8

Поскольку все эти восемь источников являются членами двойных систем, астрономы в начале 1970-х годов столкнулись с фактом, что звёзды могут быть мощными источниками рентгеновского излучения. Но обычные звёзды, которые мы видим на небе ночью, не излучают рентгеновских лучей. Эти же рентгеновские звёзды должны быть чем-то необычным. Каждая из них излучает в рентгеновской области примерно в десять тысяч раз больше энергии, чем Солнце на всех остальных длинах волн вместе взятых.

Ключ к пониманию природы некоторых из этих рентгеновских звёзд появился при открытии пульсаций в рентгеновской области у четырёх из этих источников. Четыре звезды оказались рентгеновскими пульсарами, т.е. скорее всего вращающимися нейтронными звёздами. Это SMC Х-1 (период пульсаций 0,716 с), Парус Х-1 (период пульсаций 282,9 с), Центавр Х-3 (период пульсаций 4,842 с) и Геркулес Х-1 (период пульсаций 1,238 с). Чтобы понять детали механизма, определяющего генерирование рентгеновского излучения этих звёзд, астрофизикам пришлось начать с нескольких уже знакомых исходных представлений.

Ещё в XIX в. астрономы уделяли много времени поискам и исследованию двойных звёзд. В то время как астрономы наблюдали небесные тела, математики и физики выполняли расчёты для того, чтобы разобраться в свойствах двойных звёздных систем. Они нашли, в частности, что вокруг компонентов двойной звезды можно провести линию в виде восьмерки, изображенную на рис. 13.3. Именно эта восьмерка представляет собой границы гравитационного влияния каждой из звёзд. В частности, все газы, находящиеся в пределах данной петли восьмерки, принадлежат звезде в центре петли и не могут перейти к другой звезде или в открытый космос. Эти две петли восьмерки называются в честь первооткрывателя этой важной диаграммы пределами Роша. Если же газ покидает пределы Роша, то он может уйти в межзвёздное пространство. И если газ выбрасывается через перемычку между петлями, он может покинуть одну звезду и перейти к другой. Эта перемычка называется внутренней точкой Лагранжа, она определяет перенос массы от одной звезды к другой.

РИС. 13.3. Предельные поверхности Роша. Вокруг пары звёзд, составляющих двойную систему, можно нарисовать кривую, напоминающую восьмерку (мы наблюдаем систему сбоку). Весь газ внутри одной петли восьмерки принадлежит звезде в центре этой петли. Если по какой-то причине газ выбрасывается за пределы поверхности Роша, то выброшенное вещество покидает звезду навсегда. В данном случае звезда 1 более массивна, чем звезда 2

Предположим, что одна звезда двойной системы выбрасывает вещество за пределы Роша. Это может. случиться по одной из двух причин. Прежде всего в ходе своей эволюции звезды, расширяясь, иногда во много раз увеличивают свои первоначальные размеры. В гл. 6 отмечалось, что это происходит, когда звёзды становятся красными гигантами. Если в результате такого превращения звезда в двойной системе становится больше, чем границы её предела Роша, то эта звезда выбрасывает часть своего вещества в космос. Таким путём одна из звёзд двойной системы может потерять значительную долю своей массы.

Второй, значительно более медленнее действующий фактор, влияющий на потерю звёздной массы, - это звёздный ветер. У астрономов имеются веские основания считать, что все звёзды постоянно выбрасывают в космос потоки атомных частиц. Так, с помощью искусственных спутников астрономы обнаружили потоки частиц, идущие от Солнца. Это явление называется солнечным ветром. Хотя солнечный (или звёздный) ветер уносит немного вещества, постепенная утечка частиц в космос может вести к ряду важных последствий. Оба механизма потери массы проиллюстрированы на рис. 13.4.

РИС. 13.4. Потеря массы. Компонент двойной системы может терять массу посредством двух процессов. Если эта звезда переходит свои пределы Роша, скажем просто расширяясь до слишком больших размеров, то в космос может быть выброшено большое количество вещества. Кроме того, частицы, покидающие поверхность звезды в виде звёздного ветра, тоже могут выйти за пределы Роша. Второй механизм действует намного медленнее, чем первый.

Когда звезда в двойной системе выбрасывает вещество за пределы Роша, часть его может пройти через внутреннюю точку Лагранжа и упасть на вторую звезду. Если эта вторая звезда достаточно велика, то приходящее вещество станет падать прямо на поверхность звезды - гиганта; тогда говорят, что происходит аккреция вещества звездой. Однако если вторая звезда невелика по размерам,, приходящее к ней вещество будет захватываться на орбиты вокруг неё. В итоге вещество образует диск или кольцо вокруг звезды - нечто вроде колец Сатурна. Такое кольцо из вещества другой звезды называется диском аккреции. Подобно тому как Меркурий обращается вокруг Солнца быстрее, чем Плутон, внутренний край диска аккреции вращается быстрее, чем внешний. Тот факт, что разные части диска аккреции вращаются с различными скоростями, означает, что слои газа внутри диска подвергаются постоянному трению. Такое трение нагревает этот газ и вызывает его спуск по спирали к поверхности звезды. Если эта звезда оказывается нейтронной, обладающей мощным магнитным полем, то аккрецируемое вещество засасывается, как в воронку, к северному и южному магнитным полюсам. Расчёты показывают, что вещество при падении сталкивается с поверхностью нейтронной звезды с такой скоростью, что возникает мощный поток рентгеновских лучей. В этом состоит сущность той модели, с помощью которой астрофизики объясняют свойства рентгеновских пульсаров типа Центавр Х-3 и Геркулес Х-1.

Если в состав рентгеновских двойных звёзд могут входить пульсары, то что можно сказать о чёрных дырах? Что будет происходить, если в центре диска аккреции окажется не нейтронная звезда, а чёрная дыра? Для ответа на эти важные вопросы в 1971 г. были начаты подробные теоретические исследования. В Москве Шакура и Сюняев, а в Кембридже Прингл и Рис приступили к ним, опираясь на теорию Ньютона. Хотя их расчёты основывались на классической, а не релятивистской теории, стало ясно, что вещество в диске аккреции вокруг чёрной дыры может испускать мощный поток рентгеновских лучей. Это замечательное открытие заставило многих других физиков более тщательно повторить подобные же расчёты, привлекая общую теорию относительности. К середине 1970-х годов Торн, Пейдж и Прайс в Калифорнийском технологическом институте (США) сумели разобраться во многих деталях. Построенная модель показана на рис. 13.5.