ТЕСНЫЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ НА ПОЗДНИХ СТАДИЯХ

Тесные двойные звезды на поздних стадиях - 1. Введение Доля двойных и кратных звезд в нашей Галактике составляет около 50 %. В составе двойных систем встречаются любые комбинации звезд. Астрономы считают большой удачей, когда интересующий их объект входит в состав двойной системы, поскольку в этом случае оказывается возможным определить важнейшие характеристики объекта: его массу, радиус, температуру, светимость и т. п. Это можно сделать, изучая движение и взаимодействие звезд – компонентов двойной системы. Среди двойных звезд выделяют тесные двойные системы (ТДС) – системы из двух звезд, в которых на некотором этапе эволюции происходит обмен веществом между компонентами. Наиболее заметные наблюдательные проявления перетекания вещества отмечаются у ТДС, находящихся на поздних стадиях эволюции, то есть после завершения первичного обмена веществом между компонентами. Именно характеристики поздних стадий эволюции ТДС являются самыми сильными критериями для проверки правильности наших представлений об эволюции звезд, поскольку поздние стадии эволюции связаны с образованием таких особенных (пекулярных) объектов, как белые карлики, звезды Вольфа-Райе (WR), нейтронные звезды и черные дыры. Достижения рентгеновской астрономии привели к открытию новых типов ТДС, в частности рентгеновских двойных систем, состоящих из нормальной оптической звезды типа Солнца, которая является донором и поставляет вещество на соседний объект, и релятивистского объекта (нейтронная звезда, черная дыра), находящегося в режиме непрерывающегося захвата (аккреции) вещества. Наблюдательные проявления релятивистских объектов в ТДС (для которых существенны эффекты общей теории относительности (ОТО) А. Эйнштейна) были впервые теоретически описаны в работах советского теоретика Я.Б. Зельдовича и его учеников в 1966-1972 годах. Предсказание мощного рентгеновского излучения от аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр было сделано в 1964 году Я.Б. Зельдовичем и американским астрономом Е.Е. Солпитером. Прогресс в понимании природы и эволюции релятивистских объектов в ТДС произошел после открытия с борта специализированного американского спутника УХУРУ в 1972-1976 годах сотен компактных рентгеновских источников, которые, как оказалось, представляют собой в большинстве случаев рентгеновские двойные системы разных типов. В предлагаемом обзоре будут рассмотрены современные представления об эволюции ТДС на поздних стадиях. 2. Об эволюции массивных тесных двойных систем Сценарий эволюции массивных ТДС (суммарная масса M1+M2>30Mʘ (Mʘ – масса Cолнца) развит в 1967-1983 годах в работах поляка Б. Пачинского, немцев Р. Киппенхана и А. Вайгерта, россиян А.В. Тутукова и Л.Р. Юнгельсона, голландца Э. Ван ден Хейвела, россиян В.Г. Корнилова и В.М. Липунова. Схему эволюции звезд в массивной ТДС, изначально состоящей из двух звезд спектральных классов ОВ, можно представить в следующем виде (см. рис. 1): OB1+OB2→ WR1+OB2'→ → взрыв как сверхновая звезда WR1+OB2'→ → релятивистский объект С+OB2'→ → С+WR2 (или одиночный объект Ландау-Торна-Житков→ → взрыв звезды WR2 как сверхновой→ → два релятивистских объекта (С+С). На начальной стадии система состоит из двух массивных горячих ОВ-звезд главной последовательности однородного химического состава. Пусть масса более массивной звезды OB1 не сильно превосходит массу менее массивной OB2. Время ядерной эволюции звезды на стадии выгорания водорода в ядре для звезды с массой 30Mʘ составляет 3·106 лет. Более массивная звезда OB1 эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша. Это заполнение, возможно, произошло на стадии, когда у звезды OB1 имеется инертное гелиевое ядро, где ядерные реакции еще не идут, а водород выгорает в слоевом источнике. Звезда OB1 теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа; это вещество перетекает на звезду OB2 и присоединяется к ней. Процесс первоначального обмена масс является самоподдерживающимся и очень быстрым (соответствующая шкала времени тепловая, а не ядерная), в частности, из-за того, что расстояние a между компонентами двойной системы в консервативном случае (то есть при сохранении общей массы и углового момента) меняется по закону a=const/(M12 ·M22). (1) Рис. 1. Эволюция массивной тесной двойной системы: 1 – разделенная ТДС из двух массивных горячих ОВ-звезд, M1>M2; указаны критические полости Роша каждой из компонент и внутренняя точка Лагранжа Л в области их соприкосновения; 2 – первичный обмен масс в системе через внутреннюю точку Лагранжа; 3 – система WR1OB2'; 4 – стадия двойной системы C+OB2', содержащей релятивистский объект С, но без аккреции и мощного рентгеновского излучения; 5a – рентгеновская двойная система с аккреционным диском вокруг релятивистского объекта; 5б – эволюция с общей оболочкой, приводящая либо к формированию объекта Ландау-Торна-Житков, либо 5в – к двойной системе C+WR2 типа Лебедь X-3 (Cyg X-3). Стадия 5а может привести также к формированию объекта типа SS 433 со сверхкритическим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта, но без общей оболочки; 5г – стадия двух релятивистских объектов При условии M1+M2=const эта функция имеет минимум, когда M1=M2. Поэтому при перетекании вещества от более массивной звезды OB1 к менее массивной OB2 расстояние между компонентами a уменьшается, что, в свою очередь, усиливает обмен масс. В случае массивной ТДС первой заполняет свою полость Роша и начинает перетекать на вторую звезду всегда более массивная компонента. Поэтому в массивных ТДС расстояние a между компонентами системы всегда уменьшается в начале первичного обмена масс, что делает обмен масс самоподдерживающимся и неизбежным. После завершения первичного обмена веществом масса первоначально менее массивной звезды OB2 увеличивается почти втрое (поэтому далее эта звезда обозначается как OB2') и в системе реализуется так называемый процесс перемены ролей компонент, когда первоначально более массивная звезда становится менее массивной компонентой двойной системы. Все ТДС после первичного обмена масс, содержащие далеко проэволюционировавшие объекты (белые карлики, звезды WR, нейтронные звезды, черные дыры), принято называть тесными двойными системами на поздних стадиях эволюции. Каковы основные наблюдательные проявления всех последующих стадий эволюции ТДС в случае массивных систем, которые теоретически изучены лучше всего? 3. Звезды Вольфа-Райе в тесных двойных системах с ОВ-компонентами После завершения первичного обмена масс в массивной ТДС на месте первоначально более массивной звезды OB1 образуется гелиевый остаток, масса которого существенно меньше массы второй компоненты OB2'. Как показывают расчеты, масса гелиевых остатков MR (с небольшими водородными оболочками) удовлетворительно описывается соотношением MR[Mʘ] ≈ 0,1(M1[Mʘ])1,4. (2) Образовавшаяся на месте звезды OB1 гелиевая звезда с тонкой водородной оболочкой имеет эффективную температуру, достигающую почти 100000 К. Гелиевые остатки с тонкими водородными оболочками обычно рассматриваются как модели звезд Вольфа-Райе (WR). Длительность стадии WR1+OB2' составляет ~3·105 лет. В настоящее время известно 170 звезд WR в нашей Галактике и примерно столько же в других ближайших галактиках. Их характерная особенность – наличие мощных и широких линий излучения, которые формируются в протяженной атмосфере, расширяющейся со скоростями в тысячи километров в секунду, по-видимому, под действием давления излучения (эта атмосфера называется также звездным ветром). Около половины известных звезд WR ярче 10-й звездной величины обнаружены как компоненты систем WR1+OB2'. Орбитальные периоды P этих систем лежат в пределах от 1,6 до 2900 суток. Эксцентриситеты орбит: e≈0 для P<14 суток и e≈0,3-0,8 для P>70 суток. Отношения масс компонентов q=MWR/MOB лежат в пределах 0,17-2,78 (рис. 2). Рис. 2. Положение четырех звезд Вольфа-Райе CQ Cep (CQ Цефея), V444 Cyg (V444 Лебедя), CV Ser (CV Змеи) и СХ Сер (СХ Цефея) (красные точки), являющихся компонентами затменных двойных систем, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела спектр-светимость. Для примера показан один из эволюционных треков звезды ОВ с M1=32Mʘ в массивной ТДС, обусловленный первичным обменом масс Модель звезды WR как обнаженного гелиевого ядра первоначально массивной ОВ звезды подтверждается определениями радиусов и температур звезд WR из анализа кривых затмений двойных затменных систем WR+ОВ. Особенно значимое подтверждение модели звезды WR как гелиевого остатка было получено недавно в связи с недавним открытием звезды WR в составе далеко проэволюционировавшей рентгеновской двойной системы Лебедь X-3, содержащей нейтронную звезду или черную дыру. Интенсивное рентгеновское излучение двойных систем типа WR1+OB2' было предсказано в 1967-1976 годах в работах российских ученых А.М. Черепащука, а также О.Ф. Прилуцкого и В.В. Усова. Наблюдения с борта внеатмосферной американской обсерватории ЭЙНШТЕЙН обнаружили значительное (порядка 1033-1034 эрг/с) рентгеновское излучение от двойных систем WR+OB. Это излучение формируется в ударной волне, образованной в результате столкновения звездных ветров WR- и ОВ-компонентов. Эффекты столкновения звездных ветров звезд системы в массивных ТДС приводят к неконсервативности процесса обмена веществом между компонентами, что необходимо учитывать при построении теории эволюции ТДС. 4. Взрыв звезды WR1 как сверхновой Эволюция гелиевой звезды зависит от массы образующегося у нее углеродно-кислородного ядра. Для достаточно массивных первичных звезд ОВ (с массой более 12Mʘ) масса углеродно-кислородного ядра превышает верхний предел для соответствующих белых карликов ( 1,4Mʘ), и такие ОВ-звезды в двойных системах могут породить нейтронные звезды или черные дыры. После истощения гелия в ядре звезды WR последовательно и во все ускоряющемся темпе выгорают углерод, кислород, неон и кремний с последующим образованием железного ядра, коллапс которого приводит к образованию релятивистского объекта, сопровождаемого, по всей вероятности, взрывом сверхновой. Поскольку масса взрывающейся звезды велика, это должна быть сверхновая 2-го типа (по классификации советского астрофизика И.С. Шкловского) с той лишь разницей, что из-за отсутствия протяженной водородной оболочки (характерной для массивных сверхгигантов, но не для звезд WR) коэффициент переработки энергии взрыва в излучение очень мал (около 0,001). В последнее время выявлен новый класс сверхновых, возникновение которых связывают со взрывами звезд WR. В частности, аномально слабая сверхновая, сопровождавшая образование остатка сверхновой Кассиопея А, могла быть вызвана взрывом звезды WR. 5. Стадия "нерентгеновской" двойной системы с релятивистским объектом После первичного обмена масс в двойной системе звезда OB2 захватила (аккрецировала) вещество звезды OB1 (ее водородную оболочку, то есть более 60 % массы звезды OB1), масса звезды OB2 возросла, однако она пока еще остается звездой главной последовательности нормального химического состава с характерным временем ядерной эволюции около миллиона лет. После взрыва звезды WR1 и образования релятивистского объекта формируется система C+OB2' с релятивистским объектом С. При этом двойная система не распадается под действием взрыва сверхновой, поскольку взрывается менее массивная звезда WR1, а удар оболочки сверхновой о звезду OB2' не приводит к распаду системы. Скорость центра масс системы после взрыва сверхновой может превышать 100 км/с, и за время жизни звезды OB2' двойная система может удалиться от плоскости Галактики на расстояние до нескольких сотен парсек. После взрыва сверхновой и образования на месте звезды WR1 релятивистского объекта последний не является мощным источником рентгеновского излучения, в этом смысле он "невидим". Это связано с тем, что звезда OB2' является звездой главной последовательности и далека от заполнения своей полости Роша, а захват вещества из звездного ветра этой звезды на релятивистский объект, по-видимому, недостаточен для образования яркого рентгеновского источника. Заметим, однако, что если OB2'-звезда быстро вращается, в области ее экватора образуется мощный звездный ветер, стимулированный вращением. Это может обеспечивать достаточно интенсивный темп аккреции вещества из экваториального звездного ветра на релятивистский объект и формирование яркого рентгеновского источника даже в том случае, если звезда OB2' далека от заполнения своей полости Роша. Такая ситуация наблюдается у рентгеновских двойных систем умеренных масс с оптическими (то есть излучающими в оптическом диапазоне длин волн) компонентами – звездами Ве. Активность молодой нейтронной звезды (быстрое вращение, сильное магнитное поле, выброс звездою релятивистских частиц и т. п.) может также препятствовать аккреции вещества звезды OB2'. Таких массивных ТДС с невидимыми релятивистскими объектами может существовать несколько тысяч в нашей Галактике. Отличительные особенности таких систем: большие пространственные скорости (до сотен километров в секунду) и значительные (до 1 кпк) высоты z над галактической плоскостью, которые двойные системы приобретают в результате происходящих в них взрывов сверхновых. В Галактике наблюдается значительное число таких "убегающих" ОВ-звезд с большими пространственными скоростями. По современным представлениям некоторые из них могут быть ТДС, содержащими релятивистские спутники в неактивной, нерентгеновской стадии. В таких системах релятивистские спутники можно обнаружить косвенно, по периодическим изменениям лучевых скоростей оптической ОВ-звезды. Поиск релятивистских спутников у "убегающих" ОВ-звезд проводился в последние годы рядом групп. Примерно у десятка "убегающих" ОВ-звезд наблюдаются квазипериодические изменения лучевых скоростей с амплитудой 10-30 км/с и периодами 1-100 суток. Во всех случаях строгая периодичность изменений лучeвых скоростей пока не доказана, для этого требуются дальнейшие наблюдения. В последнее время открыты два радиопульсара в двойных системах с ОВ-компонентами: PSR 1259-63 (P=7,8 лет, e=0,97) и пульсар в Малом Магеллановом Облаке ( P=52 суток, e=0,80). Большие значения эксцентриситетов у этих двойных систем свидетельствуют о произошедших в них взрывах сверхновых, а наличие активных эжектирующих (то есть испускающих) вещество радиопульсаров позволяет отнести эти двойные системы к классу "нерентгеновских" двойных систем. 6. Стадия рентгеновской двойной системы По прошествии примерно миллиона лет после взрыва звезды WR1 как сверхновой звезда OB2' увеличит свой радиус и приблизит свою поверхность к границам полости Роша. Стимулированный приливными гравитационными силами звездный ветер, особенно интенсивно истекающий через внутреннюю точку Лагранжа, приведет к формированию вокруг релятивистского объекта аккреционного диска. В системе возникает мощный рентгеновский источник со светимостью порядка 1036-1038 эрг/с. Многие десятки таких рентгеновских двойных систем с массивными ОВ-компонентами открыты в Галактике, а также в Большом и Малом Магеллановом Облаках (ближайших к нам галактиках). Рентгеновские двойные системы с ОВ-сверхгигантами состоят из оптической ОВ-звезды, близкой к заполнению своей полости Роша, и релятивистского объекта, находящегося в режиме аккреции вещества, поставляемого ОВ-звездой. Большое количество таких систем было открыто в 70-х годах с помощью специализированных американских спутников УХУРУ и ЭЙНШТЕЙН. Отождествление этих рентгеновских источников с оптическими звездами, активно проводившееся рядом научных коллективов, позволило детально исследовать основные характеристики рентгеновских двойных систем и определить массы нейтронных звезд и черных дыр. Известно более десятка массивных рентгеновских двойных с ОВ-сверхгигантами, близкими к заполнению своих полостей Роша. Рентгеновское излучение от таких систем квазистационарно. Орбитальные периоды сравнительно короткие: P≈1,4-9 суток, эксцентриситеты орбит близки к нулю: e≈0-0,1. Помимо переменности, связанной с орбитальным движением компонент (рентгеновские и оптические затмения, эффекты эллипсоидальности и "отражения" в оптическом диапазоне), в таких "стационарных" массивных рентгеновских двойных системах наблюдается долгопериодическая рентгеновская и оптическая переменность, по-видимому, связанная с эффектами прецессии оси вращения оптической звезды или аккреционного диска (см. рис. 3). Рентгеновские источники в таких системах – аккрецирующие нейтронные звезды и чeрные дыры. Нейтронные звeзды проявляют себя как рентгеновские пульсары с периодами пульсаций 0,7-600 секунд. Это связано с тем, что нейтронная звезда быстро вращается и имеет сильное (порядка 1012 Гс) магнитное поле, которое канализирует (направляет) плазму из внутренних частей аккреционного диска на магнитные полюса нейтронной звезды. В местах столкновения плазмы с поверхностью нейтронной звезды образуются два горячих рентгеновских пятна. Поскольку ось вращения нейтронной звезды не совпадает с осью магнитного диполя, наблюдатель видит эффект маяка: горячие пятна то видны наблюдателю, то экранируются от него телом нейтронной звезды, что и приводит к явлению рентгеновского пульсара. Три массивные рентгеновские двойные системы с ОВ-сверхгигантами содержат массивные (с массой более трех солнечных) рентгеновские источники (Лебедь X-1 и два источника в Большом Магеллановом Облаке – LMC X-3 и LMC X-1). Рис. 3. а – модель рентгеновской двойной системы с прецессирующим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта; показаны разные фазы прецессии диска; б – определяемые из наблюдений рентгеновские и оптические кривые блеска системы и кривые лучевых скоростей (1 – для оптической звезды, 2 – для рентгеновского пульсара). По этим кривым находят массы оптической и релятивистской звезд и параметры орбиты двойной системы Существует целый класс рентгеновских двойных систем, содержащих в качестве оптических компонентов быстровращающиеся звезды класса Ве главной последовательности умеренных масс (6-20Mʘ ). Это массивные рентгеновские транзиентные источники. Оптические звезды здесь не заполняют свои полости Роша. Орбитальные периоды велики: P≈10-1000 суток, эксцентриситеты орбит значительны: e≈0,2-0,8. Рентгеновские источники – аккрецирующие нейтронные звезды, в большинстве случаев являются также рентгеновскими пульсарами с периодами 0,07-6000 cекунд. Характерная особенность этих систем – вспышки рентгеновского излучения длительностью около месяца (светимость в максимуме достигает 1038-1039 эрг/с). Рентгеновские вспышки преимущественно происходят в то время, когда аккрецирующая нейтронная звезда находится вблизи периастра своей орбиты, где плотность экваториального звездного ветра Ве-звезды максимальна. Рентгеновская светимость в спокойном состоянии у таких систем не превышает 1033-1034 эрг/с. 7. Вторичный обмен масс в системе Стадия рентгеновской двойной системы продолжается очень недолго, около 1 000-10 000 лет. Когда звезда OB2' окончательно заполнит свою полость Роша, истечение вещества через внутреннюю точку Лагранжа будет происходить в темпе, соответствующем времени тепловой релаксации звезды и достигающем для массивных звезд величины 0,0001-0,001 Mʘ/год. В этом случае рентгеновское излучение полностью поглощается в оптически толстом аккреционном диске и реализуется сверхкритический режим аккреции, когда сила давления радиации превосходит силу гравитационного притяжения в диске. На месте рентгеновского источника наблюдается оптически яркий аккреционный дискк, из которого под действием давления излучения происходит мощное истечение вещества (см. рис. 4). Рентгеновская двойная система в этом случае по своим наблюдательным проявлениям чрезвычайно похожа на знаменитый объект SS 433, который обладает столь удивительными свойствами, что его называют загадкой века. Рис. 4. Модель объекта SS 433 как массивной рентгеновской двойной системы с прецессирующим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта. Показаны релятивистские джеты, перпендикулярные плоскости аккреционного диска Свое название объект SS 433 получил по порядковому номеру в каталоге С.Б. Стефенсона и Н. Сандулика, содержащем звезды с сильными эмиссионными линиями водорода. Объект ассоциирован с радио- и рентгеновским источниками и локализован в центре пекулярного (необычного) остатка вспышки сверхновой W 50. В 1979 году появилось сенсационное сообщение группы американских астрофизиков, руководимой Б. Маргоном, которые открыли в оптическом спектре SS 433 три системы линий излучения водорода и нейтрального гелия, две из которых смещены относительно своего нормального положения на громадную величину, достигающую ±900, причем положение этих смещенных линий не остается постоянным: они перемещаются по спектру в синюю и красную части с периодом около 164 суток. Эта уникальная особенность объекта SS 433 совместима с представлением о том, что движущиеся эмиссионные линии в его спектре формируются в двух противоположно направленных коллимированных (угол расходимости меньше 1°) выбросах газа (джетах), которые вырываются из внутренних частей аккреционного диска с релятивистскими скоростями примерно 80 000 км/с (что составляет ~0.27c, c – скорость света). Аккреционный диск и коллимированные выбросы (которые ему перпендикулярны) прецессируют с периодом около 164 суток, причем направление выбросов газа составляет с осью прецессии угол ~20°, а ось прецессии перпендикулярна плоскости орбиты двойной системы и наклонена по отношению к лучу зрения на угол ~79°. В настоящее время установлено, что объект SS 433 представляет собой массивную рентгеновскую двойную систему с периодом 13,1 суток, состоящую из нормальной оптической ОВ-звезды, переполняющей свою полость Роша, и релятивистского объекта, окруженного толстым аккреционным диском, прецессирующим с периодом ~164 дня (см. рис. 5). Таким образом, обьект SS 433 подобен рентгеновской двойной системе Лебедь X-1 или Центавр X-3 с той лишь разницей, что оптическая звезда в системе SS 433 находится на более продвинутой стадии ядерной эволюции, переполняет свою полость Роша и истекает на релятивистский объект в тепловой шкале времени релаксации. Это приводит к явлению сверхкритической аккреции на релятивистский объект. Появление релятивистских сильно коллимированных выбросов вещества, вырывающихся из центральных частей толстого аккреционного диска, является новой и неожиданной особенностью сверхкритического режима аккреции. Поскольку стадия эволюции объекта SS 433 очень кратковременна, таких объектов в Галактике должно быть очень мало – единицы. Рис. 5. Оптическая кривая блеска SS 433, охватывающая один прецессионный 164-суточный цикл. Стрелками указаны моменты затмений аккреционного диска оптической звездой с периодом 13,1 суток . Глубина затмений и внезатменный блеск меняются из-за прецессии аккреционного диска В системе SS 433 реализуется неожиданный для теории эволюции массивных ТДС режим вторичного обмена масс, когда переполнение звездой OB2' своей полости Роша ведет к формированию сверхкритического аккреционного диска вокруг релятивистского объекта, из которого и осуществляется интенсивный унос вещества и углового момента за пределы двойной системы. Классическая теория эволюции массивных ТДС предсказывает иной режим вторичного обмена масс – через формирование общей оболочки. При темпе потери массы звездой OB2' через точку Лагранжа около 0,0001-0,001 Mʘ/год релятивистский объект не может аккрецировать все вещество, поступающее в аккреционный диск, поэтому подавляющая часть вещества (свыше 99 %) должна уходить за пределы двойной системы, унося массу и угловой момент. В этом случае будет формироваться общая оболочка, в которой релятивистский объект интенсивно тормозится. Угловой орбитальный момент релятивистского объекта при этом передается общей оболочке, которая быстро теряется. В итоге на месте звезды образуется вторая звезда WR ( WR2) в паре с релятивистским объектом (система C+WR2). Выброшенная за пределы двойной системы общая оболочка сгребает межзвездный газ и образует кольцевую туманность вокруг системы C+WR2. Подобные кольцевые туманности размером около 1 пк наблюдаются примерно у двух десятков звезд WR. То, что стадия вторичного обмена масс в режиме с общей оболочкой действительно реализуется в природе, доказывается недавним открытием звезды WR в очень короткопериодической рентгеновской двойной системе Лебедь X-3. Очень короткий орбитальный период (4,8 часа) этой системы свидетельствует об интенсивной потере массы и углового момента. 8. Стадия второй звезды WR в системе Образовавшиеся в результате вторичного обмена масс в ТДС звезды WR2 второго поколения должны обладать большими пространственными скоростями и иметь в среднем большие высоты z над галактической плоскостью из-за импульса, полученного двойной системой в результате взрыва сверхновой. Кроме того, C+WR2-системы могут быть окружены кольцевыми туманностями. Советские ученые А.В. Тутуков и Л.Р. Юнгельсон, а также голландец Э. Ван ден Хейвел в 1973-1976 годах высказали идею о том, что звезды WR, окруженные кольцевыми туманностями, могут быть двойными C+WR2-системами, то есть системами C+OB2' на стадии после вторичного обмена масс. Интенсивный поиск проявлений двойственности (периодическая переменность блеска и лучевых скоростей) у ряда одиночных звезд WR, имеющих большие z и окруженных кольцевыми туманностями, привел к выделению около десятка звезд WR, у которых можно подозревать наличие релятивистских спутников. Среди таких звезд WR две с уверенностью могут быть отнесены к классу двойных с "невидимыми" спутниками: HD 50896 (WN 5, P=3,763 суток, z=-279 пк, расположена в центре кольцевой туманности RCW 11) и HD 197406 (WN 7, P=4,327 суток, z=1032 пк). Решающим аргументом в пользу присутствия релятивистского спутника было бы обнаружение мощного (достигающего 1038 эрг/с) рентгеновского излучения от таких звезд WR. Однако недавние наблюдения с борта обсерватории ЭЙНШТЕЙН показали, что рентгеновское излучение от таких звезд WR (в том числе и от упомянутых выше HD 50896 и HD 197406) не превышает 1033 эрг/с, что слишком мало для аккрецирующих нейтронных звезд или черных дыр. Поэтому вопрос о природе невидимых спутников в данном случае пока остается открытым. Присутствие звезды WR в пекулярной короткопериодической рентгеновской двойной системе Лебедь X-3 доказало реальность существования двойных систем C+WR2, образовавшихся в результате вторичного обмена масс в массивных ТДС на стадии с общей оболочкой. 9. Стадия одиночной звезды с релятивистским объектом в центре Существует еще один путь эволюции массивной ТДС на стадии после завершения вторичного обмена масс. Наиболее тесные двойные системы C+OB2' с нейтронными звездами или черными дырами на стадии с общей оболочкой могут из-за сильного торможения релятивистского объекта в оболочке образовать одиночные объекты с ядрами, состоящими из нейтронной звезды или черной дыры (релятивистский объект в этом случае "падает" в центр нормальной OB2'-звезды). Подобные объекты (называемые объектами Ландау-Торна-Житков – по имени Л.Д. Ландау, К. Торна из Калифорнийского технологического института и польки Анны Житков) также должны обладать большими пространственными скоростями и иметь большие высоты z над галактической плоскостью, поскольку они образовались в двойной системе, испытавшей взрыв сверхновой. Согласно теории, объекты Ландау-Торна-Житков должны сильно отличаться по наблюдательным проявлениям от звезд WR, например быть полностью конвективными красными сверхгигантами. Однако для окончательного отождествления объектов Ландау-Торна-Житков с наблюдаемыми объектами требуются дальнейшие усилия как теоретиков, так и наблюдателей. 10. Взрыв звезды WR2 как сверхновой и стадия двух релятивистских объектов Взрыв второй звезды WR ( WR2) в двойной системе C+WR2 с релятивистским объектом в большинстве случаев приводит к распаду двойной системы, поскольку в этом случае взрывается компонента большей массы. Распад системы приводит к образованию двух быстро летящих релятивистских объектов. При специфической асимметрии взрыва сверхновой существует вероятность, что система не распадется, и в этом случае может образоваться двойная система, состоящая из двух релятивистских объектов с пространственной скоростью центра масс в сотни километров в секунду и большим эксцентриситетом орбиты. Пример такой системы – двойной радиопульсар PSR 1913+16, у которого наблюдается уменьшение орбитального периода за счет уноса энергии и углового момента излучением гравитационных волн в строгом количественном соответствии с предсказаниями ОТО. В последние годы число открытых двойных радиопульсаров достигло 42 (полное число радиопульсаров около 700). Известно, что радиопульсар представляет собой сильно намагниченную (магнитное поле ~1012 Гс) нейтронную звезду с быстрым осевым вращением. Строго периодически повторяющиеся импульсы радиоизлучения пульсара обусловлены переработкой энергии вращения нейтронной звезды в направленное радиоизлучение через посредство сильного магнитного поля. Известные радиопульсары в двойных системах содержат в качестве спутников нейтронную звезду, белый карлик, массивную ОВ-звезду и даже планеты. Периоды вращения пульсаров в двойных системах лежат в пределах 0,0016-1 секунды и в среднем значительно короче, чем периоды одиночных пульсаров. Это связано с тем, что во время вторичного обмена масс в массивной ТДС нейтронная звезда сильно раскручивается, аккумулируя значительную долю орбитального углового момента двойной системы. Орбитальные периоды двойных радиопульсаров лежат в пределах 0,2-1300 суток, эксцентриситеты орбит e=0-0,97. 11. Об эволюции маломассивных тесных двойных систем под влиянием излучения гравитационных волн и замагниченного звездного ветра Маломассивные ТДС представляют собой многочисленный класс объектов Галактики. Поздние стадии эволюции маломассивных ТДС имеют много ярких наблюдательных проявлений. Прежде всего это взрывные переменные (их еще называют катаклизмические переменные) – новые и новоподобные звезды, представляющие собой ТДС, одной из компонент которых является аккрецирующий белый карлик. В зависимости от величины магнитного поля белого карлика, аккреция вещества носит дисковый (катаклизмические двойные, промежуточные поляры) или же недисковый (поляры) характер и целиком управляется магнитным полем белого карлика, напряженность которого достигает десятков миллионов эрстед. Компонентами маломассивных ТДС могут быть как нейтронные звезды, так и черные дыры. Поскольку нейтронные звезды и черные дыры образуются при коллапсе железных ядер массивных звезд, по крайней мере часть наблюдаемых ныне маломассивных ТДС с нейтронными звездами и черными дырами, по-видимому, произошла из массивных ТДС, испытавших сильно неконсервативный обмен масс, обусловленный либо большим начальным отношением масс компонент системы, либо тройственностью системы. В зависимости от массы и химического состава белого карлика, массы спутника и эволюционной стадии, на которой спутник заполняет свою полость Роша, реализуются различные эволюционные пути ТДС и различные типы поздних стадий их эволюции. В последние годы удалось существенно продвинуться вперед на пути понимания эволюции маломассивных ТДС, используя два механизма уноса углового момента и энергии из двойной системы: излучение системой гравитационных волн и истечение из красной карликовой звезды замагниченного звездного ветра. Роль этих механизмов можно проследить на примере катаклизмических переменных, которые являются тесными двойными системами, состоящими из вырожденного белого карлика и звезды главной последовательности – красного карлика с массой менее одной солнечной, заполняющего свою полость Роша и истекающего через внутреннюю точку Лагранжа. Особенность этих переменных состоит в том, что масса истекающей красной звезды меньше массы белого карлика, вокруг которого сформировался яркий аккреционный диск из вещества, поставляемого красной звездой. В модели с сохраняющейся полной массой и угловым моментом это трудно понять. Действительно, при перетекании вещества от менее массивной звезды системы к более массивной расстояние между компонентами увеличивается. Ожидать значительного перетекания вещества в этом случае не приходится, поскольку время ядерной эволюции маломассивной звезды больше времени существования Вселенной и эффект эволюционного увеличения радиуса красной звезды крайне незначителен. Поэтому то, что в катаклизмических переменных мы наблюдаем весьма интенсивный перенос вещества от менее массивной звезды к более массивной, свидетельствует о достаточно эффективных механизмах уноса энергии и углового момента из системы, способствующих уменьшению расстояния между компонентами. Этими механизмами и являются излучение двойной системой гравитационных волн и потеря красной карликовой звездой вещества в виде замагниченного звездного ветра. Эти два механизма определяют эволюцию маломассивных ТДС. Заполнение красным карликом своей полости Роша в этих системах происходит не за счет эволюционного увеличения радиуса красного карлика, а вследствие сокращения расстояния между компонентами (и, следовательно, уменьшения абсолютных размеров полости Роша), связанного с уносом энергии и углового момента потоком гравитационных волн и замагниченным звездным ветром. После того как полость Роша коснется поверхности красного карлика, последний начинает терять вещество через внутреннюю точку Лагранжа. Темп потери вещества менее массивной красной звездой определяется двумя конкурирующими факторами: уменьшением абсолютных размеров полости Роша вследствие потери двойной системой энергии и углового момента и тенденцией к увеличению размеров полости Роша, из-за перетекания вещества от менее массивной компоненты к более массивной. В итоге реализуется некоторый равновесный режим перетекания вещества от менее массивной звезды к более массивной, который и наблюдается у маломассивных ТДС. Обмен масс в системе может многократно усилиться, когда истекающая звезда вырождена, например представляет собой белый карлик. Поскольку радиус вырожденной звезды увеличивается с уменьшением ее массы, потеря массы такой звездой при заполнении ею полости Роша будет носить самоподдерживающийся характер. При достаточно большом отношении масс компонентов, q=M1/M2 >0,83, обмен масс в такой системе будет происходить в гидродинамической шкале времени и истекающая вырожденная звезда за очень короткий срок (составляющий всего нескольких орбитальных периодов, то есть около 1 суток) может полностью перетечь на соседнюю звезду и образовать вокруг нее массивный диск. 12. Заключение Сравнение современных представлений об эволюции ТДС разных типов с данными наблюдений и их интерпретации приводит к выводу, что теория в целом правильно описывает эволюцию ТДС. Теория предлагает новые наблюдательные задачи по исследованию ТДС на разных стадиях эволюции. В то же время современные наблюдения ТДС и их интерпретация ставят перед теорией новые задачи, стимулирующие ее дальнейшее развитие. Это увеличивает наши знания об эволюции ТДС и об их связи с образованием таких экстремальных объектов, как нейтронные звезды и черные дыры. Два достижения в области исследования ТДС на поздних стадиях эволюции, которые принципиально важны для фундаментальной физики: 1) надежное свидетельство существования гравитационных волн в природе, полученное по данным о вековом укорочении орбитального периода двойного радиопульсара PSR 1913+16; 2) надежные определения масс десяти кандидатов в черные дыры в рентгеновских двойных системах Лебедь X-1, LMC X-1, LMC X-3, V616 Единорога, V404 Лебедя, Новая Мухи 1991, QZ Лисички, Новая Скорпиона 1994, Новая Змееносца 1977, Новая Персея 1992. Во всех этих случаях масса рентгеновского источника превышает 3Mʘ, а его радиус меньше радиуса Земли. Таким образом, современные наблюдательные данные по релятивистским объектам в тесных двойных системах согласуются с предсказаниями общей теории относительности. Литература Асланов А.А. Колосов Д.Е., Липунова Н.А., Хрузина Т.С., Черепащук А.М. Каталог тесных двойных звезд на поздних стадиях эволюции. М.: МГУ, 1989. Черепащук А.М. Природа. 1987. 3. С. 3. Черепащук А.М. Земля и Вселенная. 1994. 2. С. 3.