4 Космическое рентгеновское и гамма-излучение

4. Тесные двойные системы.

Уже в конце 60-х – начале 70-х годов прошлого века была выдвинута гипотеза о том, что источники, видимые в жестком рентгеновском диапазоне (>10 кэВ), могут быть связаны с нейтронными звездами, входящими в состав двойной системы. В то же время Я.Б.Зельдович и Е.Е.Солпитер в 1964г. (Зельдович, 1964) указали на возможность экспериментального наблюдения черных дыр, вследствие большого энерговыделения при аккреции на черную дыру в двойной системе. При значительном темпе аккреции, который поддерживается в случае заполнения оптической звездой полости Роша (полость Роша – область вокруг звезды в двойной системе, внешней границей которой служит поверхность равного гравитационного потенциала, содержащая первую точку Лагранжа, т.е. точку между двумя звездами, в которой уравниваются силы притяжения обеих звезд и центробежная сила), вокруг компактного объекта образуется аккреционный диск. Определение типа компактного компонента в двойных системах остается одной из наиболее актуальных проблем, стоящих перед наблюдательной рентгеновской астрономией. Надежное отождествление рентгеновского объекта с оптической звездой возможно только путем привлечения дополнительной информации о совпадении временных проявлений объекта в жестком и в оптическом излучении. Это может быть одновременное наблюдение вспышки, корреляция потоков рентгеновского излучения с оптической яркостью, а также одновременное наблюдение периодического процесса с одной и той же величиной периода, как в рентгеновских, так и в оптических исследованиях.

Следует отметить, что большинство рентгеновских двойных звезд отличаются сильной переменностью излучения в жестком диапазоне, причем временные вариации потоков очень разнообразны. Наблюдаются источники, которым присущи регулярные периодические изменения потока, в том числе типа затмений, что непосредственно указывает на то, что подобный объект является двойной системой (Robinson et al., 1997). Для большинства рентгеновских источников характерны крайне нерегулярные изменения потока.

Периодические процессы, наблюдаемые в жестком излучении рентгеновских двойных систем, могут быть вызваны следующими основными причинами. Орбитальное движение компонентов может приводить к периодическим изменениям потока рентгеновского излучения, связанным с затмениями области излучения обычной звездой. Характерные времена периодов, возникающих при этом, лежат для массивных двойных систем в диапазоне 1 сут (например, система 4U1700-37, для которой Т = 3.412 сут (Mason et al., 1976; Rubin et al., 1996))\, источник Cen X-3 c периодом T = 2.0 сут (Kruszevski et al., 1979)). Для маломассивных систем характерны меньшие значения орбитальных периодов часового диапазона (например, согласно измерениям в оптическом диапазоне орбитальный период Sco X-1 0.787 сут (Gottlieb et al., 1975)). Фазовые зависимости, характеризующие периодичности затменной природы, имеют вид более или менее глубоких провалов прямоугольной формы в случае полных затмений или сглаженной формы в случае неполных. Ширина провала существенно зависит от наклонения орбиты компактного компонента, а также расстояния между компонентами и от размеров обычной звезды.

Существует возможность модуляции жесткого излучения с периодом, равным орбитальному, не связанная с затмениями. Так, меняющееся расстояние между компонентами может приводить к периодическим изменениям темпов аккреции.

Сложную форму кривых блеска создает собственное вращение компактного объекта, в частности, вращение магнитной нейтронной звезды приводит к возникновению феномена рентгеновских пульсаров в двойных системах. В отличие от двойных систем с вращающимися магнитными нейтронными звездами, отсутствие пульсаций в жестком излучении может рассматриваться в качестве отличительного признака систем, содержащих немагнитные компактные объекты – либо старые нейтронные звезды со слабым магнитным полем или медленным вращением, либо черные дыры.

Еще одним возможным фактором, приводящим к возникновению периодичностей в жестком излучении двойных систем, является прецессия акреционного диска. Считается, что прецессия приводит к более долгопериодическим процессам, периоды которых могут превышать величины собственно орбитальных периодов. Периодические изменения потоков могут также вызываться прецессией оси вращения компонентов двойной системы.

Исследование средних фазовых профилей периодичностей в жестком излучении не только дает возможность определения динамических параметров системы, но и позволяет изучать обмен энергией и импульсом между компонентами системы. Наблюдения в рентгеновском диапазоне дают информацию, непосредственно относящуюся к тем пространственным областям в источнике, в которых протекают процессы с большим выделением энергии.

Большинство маломассивных рентгеновских двойных не проявляются как пульсары, т.е., по-видимому, они содержат медленно вращающиеся нейтронные звезды с относительно слабым магнитным полем. Здесь под “слабыми” подразумеваются магнитные поля, характеризуемые величинами B  10⁹ - 10¹⁰ Гс, то есть слабые по сравнению с магнитными полями рентгеновских и гамма-пульсаров (B  10¹¹ - 10¹⁴ Гс), по земным же меркам поля “немагнитных” нейтронных звезд более чем сильные. Можно предположить, что такие объекты должны быть довольно старыми, так как согласно общепринятым сценариям, магнитные моменты недавно родившихся нейтронных звезд должны быть велики, поскольку вследствие закона сохранения момента количества движения в процессе гравитационного сжатия вращение звезды должно убыстряться, а циркулирующие в веществе звезды токи и порождаемые ими магнитные поля – увеличиваться. В процессе же эволюции, магнитное поле нейтронной звезды постепенно деградирует, а ее вращение замедляется либо вследствие радиационных механизмов, либо из-за действия приливных сил, если нейтронная звезда входит в состав двойной системы (Ruderman, 1972; Flowers and Ruderman, 1977).

Подтверждением подобного сценария является тот факт, что оптические компаньоны маломассивных двойных, не являющихся пульсарами, - это, как правило, старые звезды, относящиеся к сферическим популяциям таким, в частности, как галактический балдж, шаровые скопления. В то же время оптические компаньоны большинства рентгеновских пульсаров в вдвойных системах – горячие молодые гиганты, расположенные в галактических рукавах (дисковая популяция).

Временные свойства жесткого излучения маломассивных двойных, не являющихся пульсарами весьма разнообразны. Среди них выделяют несколько основных групп:

• 
  барстеры, то есть источники, для которых характерны короткие спорадические возрастания потока рентгеновского излучения типа вспышек (от английского burst – вспышка, всплеск);
  
• 
  шумовики или “нойзеры” (от английского noise – шум), для которых характерны нерегулярные шумовые вариации рентгеновского излучения;
  
• 
  объекты, в рентгеновском излучении которых прослеживаются узкие провалы – дипы (от английского dip – провал);
  
• 
  транзиентные или временные источники (от английского transient – временный), для которых наблюдаются отдельные интенсивные возрастания рентгеновского потока (outburst), длительностью, как правило, от нескольких часов до суток и даже месяцев.
  

В нашей Галактике открыто несколько десятков тесных маломассивных двойных систем, не проявляющих себя как рентгеновские пульсары. Более десяти из них находятся в шаровых скоплениях, что, учитывая распределение звезд в Галактике, позволяет сделать вывод о довольно высокой относительной концентрации таких объектов именно в шаровых скоплениях (Katz, 1975). Большинство остальных систем такого типа относятся к, так называемому, галактическому балджу (от английского bulge - выпуклость, пучность) – сферической популяции галактических объектов, концентрирующейся к центру Галактики (Lewin and Joss, 1981). В этой связи некоторые исследователи рассматривают галактический балдж как своего рода гигантское шаровое сверхскопление.

Неоднократно предпринимались попытки обнаружить пульсации в рентгеновском излучении маломассивных двойных галактического балджа. Однако, все они дали отрицательный результат, характеризуемый следующими верхними пределами: 3% (диапазон периодов пульсаций 210^-3–2 с (Lewin and Joss, 1981); 1-10% (1.6-10³ c (Cominsky et al., 1980));  30% (10²-210⁵ c (Parsignault and Grindlay, 1978)). То, что источники типа рентгеновских барстеров не проявляются как пульсары и наоборот в излучении рентгеновских пульсаров не наблюдаются кратковременные возрастания потока типа всплесков как раз объясняют тем, что сильное магнитное поле молодых нейтронных звезд “каналирует” аккрецирующее вещество в области магнитных полюсов и препятствует термоядерным взрывам, с которыми связывают рентгеновские всплески в излучении барстеров (Тааm and Picklum, 1978; Joss, 1978; Joss and Li, 1980).

Рентгеновские источники, которые обнаружены в шаровых скоплениях, имеют, по-видимому, ту же природу, что и источники галактического балджа, то есть являются компактными маломассивными двойными системами, содержащими нейтронную звезду со слабым магнитным полем. Для шаровых скоплений характерна обратно пропорциональная зависимость радиуса ядра от яркости центральной области, то есть более компактные скопления являются более яркими. Именно такие скопления, отличающиеся большой плотностью, “обогащены” рентгеновскими источниками (Lewin and Joss, 1981). Поскольку плотность объектов в шаровом скоплении максимальна в его центре, было выдвинуто предположение, что рентгеновские источники также расположены в районе центров шаровых скоплений. Это предположение получило подтверждение в ходе наблюдений на спутнике SAS-3, которые позволили определять координаты этих источников с высокой точностью (Jernigan and Clark, 1979). Относительно высокая концентрация рентгеновских источников в шаровых скоплениях объясняется высокой концентрацией компактных объектов (в том числе нейтронных звезд), особенно в центральных областях скоплений. Такие объекты могли образоваться в результате коллапса короткоживущих массивных звезд на ранних стадиях, и, не будучи выброшенными из скопления по каким-то причинам во время их образования, они постепенно “мигрировали” к его центру. А так как в центре скопления концентрация “обычных” звезд очень велика, то и велика вероятность захвата сколлапсировавшим компактным объектом “обычной” звезды и, таким образом, образования тесной двойной системы, которая способна излучать в жестком диапазоне (Lewin and Joss, 1981).

Как было отмечено выше, многие из маломассивных двойных галактического балджа и шаровых скоплений проявляют себя как рентгеновские барстеры, то есть источники довольно коротких (длительностью от долей секунды до нескольких сотен секунд) всплесков. Принято различать всплески 1-го и 2-го типа. Большинство известных барстеров являются источниками именно всплесков 1 типа, для которых характерны достаточно длительные интервалы времени между всплесками (от часов до суток и более), а также прослеживается явное “умягчение” спектра по мере спада интенсивности (Lewin and Joss, 1981). Всплески 2 типа связывают с источником MXB 1730-335, получившим наименование “быстрый барстер” (Rapid Burster). Этот объект расположен в шаровом скоплении и генерирует всплески, длительность интервалов между которыми лежит в диапазоне от секунд до минут. Длительность самих всплесков может варьироваться в пределах двух порядков (от долей секунды до десятков секунд), при этом энергетика всплеска примерно пропорциональна времени ожидания следующего. Всплески, длительностью более 15 с, характеризуются приблизительно одинаковыми пиковыми потоками (Lewin et al., 1976). При этом не наблюдается какого-либо “умягчения” спектра во время спада интенсивности. Следует отметить, что всплески 1 типа также наблюдаются от этого источника.

Очевидно, что физические механизмы, приводящие к генерации всплесков 1 и 2 типа, существенно различаются. Было замечено, что спектральная эволюция некоторых всплесков 1 типа неплохо согласуется с моделью, рассматривающей охлаждение рентгеновских всплесков. На сегодняшний день общепринято, что всплески 1 типа обусловлены термоядерными взрывами аккрецирующего вещества на поверхности нейтронной звезды (Woosley and Taam, 1978). При этом энергия, высвобождающаяся при аккреции в гравитационном поле, конвертируется в квазистационарное рентгеновское излучение, которое также наблюдается для большинства источников всплесков 1 типа. Что касается всплесков 2 типа, то они не могут генерироваться за счет термоядерных взрывов, поскольку высокая частота их следования требует очень высокого темпа аккреции, при котором также должен наблюдаться значительный поток квазистационарного рентгеновского излучения. Однако такой поток от источника всплесков 2 типа не наблюдается. Поэтому для их объяснения была выдвинута гипотеза, согласно которой всплески 2 типа связаны с различными нестабильностями аккреции, то есть источником энергии в этом случае является только гравитационная энергия аккрецирующего вещества (Hoffman et al., 1977) сколлапсировавшего объекта с излучающей поверхностью типа “черного тела” (Swank et al. 1977). Оценки размеров излучающего объекта в рамках этой модели дали эффективный радиус “черного тела”

Помимо источников, проявляющихся как рентгеновские барстеры, среди маломассивных двойных галактического балджа есть объекты, для которых характерны крайне нерегулярные вариации потока шумового типа. Одним из таких объектов является знаменитый источник Sco X-1. Помимо “мелкомасштабных” вариаций шумового типа для Sco X-1 типичны возрастания рентгеновского потока длительностью 10 ч до нескольких суток, интервал между которыми мог составлять 30 ч (Holt et al., 1976). При этом спектр излучения во время этих возрастаний может быть существенно более жестким, чем во время “спокойного” состояния – он может простираться вплоть до энергий 200 кэВ, (Soong and Rothshild, 1983). В оптическом диапазоне был открыт период 0.79 сут, который считается орбитальным (Gottlieb et al., 1975). В рентгеновском излучении Sco X-1 какой-либо периодичности до сих пор не обнаружено.

Следует отметить, что периодические процессы в жестком излучении удалось наблюдать для относительно небольшого количества маломассивных двойных систем с нейтронными звездами. Это объясняется тем, что компактные двойные системы должны характеризоваться относительно короткими орбитальными периодами (в основном часового диапазона), причем в таких системах трудно обеспечить благоприятные условия для полного затмения излучающей области оптическим компонентом ввиду относительно небольших размеров последнего относительно размеров аккреционного диска. На сегодняшний день, пожалуй, единственным типом периодичности, которые более или менее надежно выделен в рентгеновском излучении некоторых маломассивных двойных систем, являются периодические изменения потока типа узких (длительностью 10-15% величины периода) провалов (дипов), во время которых интенсивность не спадает до нуля. Такие периодические процессы типа дипов наблюдались, в основном в эксперименте на космической обсерватории EXOSAT в мягком рентгеновском излучении
(2-10 кэВ) ряда источников, в том числе: MXB1759-29 (7.1 ч), 4U1822-37 (5.6 ч), 4U1755-33 (4.4 ч), X1323-62 (3.8 ч), XB1254-69 (2.4 ч) (Cominsky and Wood, 1984; Courvoisier et al., 1986; Parmar et al., 1989). Хотя эти периодичности не имеют характер затмений, общепринятой точкой зрения является то, что они являются орбитальными и соответствующие величины периодов равны периодам обращения компонентов двойной системы.