Сергей Попов - Суперобъекты. Звезды размером с город
VI. Релятивистские двойные звезды
Релятивистские двойные – это системы, где хотя бы один из объектов является очень компактным, и поэтому для описания таких систем нужна теория относительности (собственно, обе: и Частная – так называемая Специальная, – и Общая). По-английски «теория относительности» – theory of relativity. Поэтому компактные объекты и системы с ними называют релятивистскими. Обычно это системы или с нейтронными звездами, или с черными дырами. В будущем мы надеемся открыть и двойные, состоящие сразу из нейтронной звезды и черной дыры.
Двойные системы занимают важное место и в астрофизике обычных звезд. Самое главное, для чего звездные двойные системы понадобились астрономам, – это измерение масс. Поскольку если мы наблюдаем одиночную звезду, то точно измерить ее массу практически невозможно. Значит, нам нужно, чтобы что-то вокруг нее крутилось (и сама она также обращалась вокруг другого тела, точнее, они обе обращались вокруг центра масс). К счастью, есть двойные системы, и там мы можем измерять массы звезд. А потом, когда мы видим одиночную звезду, мы можем сказать: «Она похожа на одну из тех звезд в двойных, для которых мы измеряли массу, поэтому мы думаем, что масса этой одиночной звезды такая-то». Примерно так все это работает, хотя реальность, как обычно, немножечко богаче и сложнее.
Массивные двойные
Итак, образовалась двойная звезда. Почему же сформировалась пара, а не один объект? Сжимающееся облако газа и пыли вращается. Такое облако всегда вращается – в космосе вообще все вращается. Чем сильнее оно сжимается, тем быстрее вращается. И, наконец, центробежная сила способна остановить сжатие. Читатель может справедливо возразить, что никакой центробежной силы нет. Строго говоря, это верно (ведь, скажем, на Землю, вращающуюся вокруг Солнца, действует только сила солнечного притяжения, никакой другой реальной силы нет). Но зато есть закон сохранения момента импульса. Например, именно из-за необходимости преодолевать инерцию вращения нам труднее запустить аппарат к Меркурию, чем к Юпитеру, хотя Меркурий гораздо ближе. Сжимающемуся веществу очень трудно избавиться от вращения, а это необходимо сделать, для того чтобы стать еще компактнее.
По мере сжатия скорость вращения возрастет настолько, что станет невозможным образовать единый более компактный объект. Чтобы этого избежать, можно сжимающийся сгусток вещества разделить на две части. Тогда обе части будут вращаться друг вокруг друга, но каждая из них сможет коллапсировать, схлопываться дальше и в конце концов породит звезду. То есть «излишек» вращения сжимающегося облака мы конвертировали в орбитальное вращение пары объектов. Если деления на две части не хватит, то какой-то из кусочков опять может разделиться надвое, и образуется иерархическая система, состоящая, например, из двойной и одиночной звезды или из двух пар. А в некоторых случаях – даже из трех пар звезд.
Так вот, представим, что у нас образовалась двойная система, и пусть для определенности у нас обе звезды достаточно массивные. Тогда с течением времени одна из них (напомним, что более массивная эволюционирует быстрее своей соседки) закончит свою эволюцию, взорвется и породит нейтронную звезду. Затем вторая тоже закончит свою эволюцию и тоже произведет на свет нейтронную звезду. Таким образом, будет система из двух нейтронных звезд, а до этого – на какой-то стадии эволюции – пара из нейтронной звезды и обычной звезды, которая еще не превратилась в релятивистский объект. Это очень интересные системы, и именно в них мы можем измерять массы компактных объектов: массы черных дыр и нейтронных звезд. Это очень важно, в частности, если мы хотим понять, как наши суперобъекты устроены внутри.
Измерение масс компактных объектов – ключевой момент, если мы хотим доказать существование черных дыр. Впервые об этих объектах как возможной интерпретации наблюдаемых источников начали говорить в конце 60-х – начале 70-х годов ХХ века. Тогда начали открывать системы, состоящие из релятивистского объекта и нормальной звезды, вещество которой перетекает на компактного соседа, и при этом выделяется очень много энергии, поскольку вещество разгоняется гравитацией до очень большой скорости. Скажем, если оно падает в черную дыру – то до скорости света (по определению). На нейтронную звезду вещество падает с немножко меньшей скоростью, но тем не менее, останавливаясь на поверхности нейтронной звезды, оно имеет большую кинетическую энергию, вся эта энергия выделяется, и у нас возникает очень яркий источник.
В каком диапазоне будет излучать наш источник? Мы знаем, что холодные звезды имеют температуру поверхности около 3000 K и светят красным светом. Солнце со своими 6000 K – желтая звезда. Более горячие Сириус и Вега – белые. Чем горячее звезда – тем дальше максимум в спектре ее излучения сдвигается в сторону коротких волн. Чем короче волна – тем больше средняя энергия испускаемых фотонов. Если источник излучает много энергии с маленькой площади, то каждый из фотонов, которые уносят энергию, сам будет иметь большую энергию. (Это похоже на описанную выше ситуацию, когда вам надо унести крупную сумму в небольшом чемодане – конечно, вы возьмете самые крупные купюры!) В случае нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах это оказываются рентгеновские фотоны, соответствующие температуре вещества в миллионы градусов.
Спектры черного тела для разных температур. Видно, что с ростом температуры максимум сдвигается в сторону более коротких волн.
В 60-е годы ХХ века возникла рентгеновская астрономия. А в начале 1970-х одно за другим последовали открытия новых удивительных источников. Оказалось, что зачастую мы видим двойные системы, где вещество течет с обычной звезды на компактный объект. В такой ситуации мы можем измерить массу компактного объекта, и она для некоторых из них оказалась большой. Что это означает с точки зрения физики? Например, если у нас есть компактный объект с массой 3, 4, 5, или 10 солнечных масс, то мы не можем сделать его из обычного вещества. Нам приходится предположить, что в этой системе находится черная дыра, поскольку нейтронные звезды не могут быть столь массивными – для них существует некий верхний предел. Мы не знаем его точно, но это где-то 2–3 солнечные массы, и, когда релятивистская звезда достигает этого предела, она схлопывается в черную дыру. Таким образом, компактные объекты, обладающие достаточно большой массой, не могут избежать превращения в черные дыры. Это не относится к обычным звездам, которые могут иметь массу и 100, и 120 солнечных масс, – у них внутри есть источник энергии, и давление внутри вещества предотвращает схлопывание в черную дыру. Но в случае рентгеновских двойных мы уверены, что второй компонент не является обычной звездой.
Релятивистская двойная система с аккрецией. Вещество перетекает с обычной звезды на компактный объект, разгоняясь до больших скоростей гравитацией. Часть вещества может выбрасываться в виде двух струй – джетов – в направлениях, перпендикулярных диску.
Измерение масс и радиусов в двойных системах
Многие методы измерения масс и радиусов так или иначе связаны с двойными системами, особенно если речь идет об одновременном измерении этих параметров. Начнем с того, что массы обычных звезд мы умеем точно определять только в двойных. Наблюдения позволяют определить орбитальный период и амплитуду лучевых скоростей для каждой звезды. После этого остается один неизвестный параметр – угол, под которым мы видим плоскость орбиты. Его можно определить, например, если в системе происходят затмения.
Тогда мы сразу получим массы обеих звезд в системе. Это работает и для систем с нейтронными звездами. Чаще всего сам компактный объект мы не видим. Однако если речь идет о радиопульсаре, то наблюдения изменений его периода позволяют определить орбитальную скорость в проекции на луч зрения. А если нейтронная звезда является рентгеновским источником, то мы можем наблюдать в оптическом диапазоне аккреционный диск, что также дает возможность измерить орбитальную скорость.
Иногда наблюдения диска в рентгеновском диапазоне позволяют обозначить верхний предел размера нейтронной звезды. Это связано с тем, что в рентгеновском диапазоне есть известная спектральная линия – линия железа. Когда ее испускает вещество аккреционного диска, то мы можем определить, на каком расстоянии от центра нейтронной звезды это произошло. Дело в том, что звезда настолько массивна и компактна, что в диске становится заметным один из эффектов Общей теории относительности – гравитационное красное смещение. Чем оно больше – тем ближе к гравитирующему центру (а стало быть, и к поверхности нейтронной звезды) подошел диск. В результате спектральная линия перестает быть узкой. У нее, как говорят астрономы, «отрастает красное плечо». Определение максимального смещения линии для данного источника дает радиус внутренней границы диска. А он, конечно же, не может быть меньше радиуса звезды. Часто такие оценки оказываются полезными и дают возможность отбросить уравнения состояния, предсказывающие слишком большие объекты.
