<<
>>

«Одиночные» звезды Вольфа—Райе

Теперь становится ясным, среди каких звезд нужно искать двойные системы с релятивистскими и гелиевыми звездами. Необходимо «перебрать» звезды Вольфа—Райе с большими скоростями или с большими ?-координатами.

Но это не единственные «родимые пятна». При втором обмене массой двойная сбрасывает большое количество вещества в окружающее пространство. Это вещество должно наблюдаться в течение хотя бы непродолжительного по астрономическим масштабам времени. Некоторые «странники» должны быть окружены веществом, которое мы могли бы наблюдать в виде туманностей.

Этим требованиям удовлетворяют так называемые «одиночные» звезды Вольфа—Райе. Одиночными они называются потому, что в их спектрах видны линии только одной звезды. Либо звезда действительно одиночная, либо вторая

Рис. 93. Фотография кольцевой туманности NGC 6888 вокруг одиночной звезды Вольфа—Райе HD 192163 (показана стрелкой), фотография получена Т. А. Лозинской (Крымская станция ГАИШ)

компонента настолько слаба, что ее линии не видны на фоне ярких линий излучения звезды Вольфа—Райе. Долгое время эти звезды действительно считали одиночными, поскольку ни следов затмений, ни изменений лучевой скорости у них зарегистрировано не было. В 1978 году астрономы предприняли тщательный поиск двойных среди «одиночных» звезд Вольфа—Райе. Часть «одиночных» звезд окружена туманностями кольцеобразной формы (см. рис. 93). Возможно, это и есть то самое вещество, которое двойная сбросила при втором обмене массой. Именно эти звезды в первую очередь были выбраны для проверки на двойственность.

Успех пришел сразу же* Звезда, зарегистрированная в каталоге HD (каталог Генри Дреппера) под номером 50 896, окруженная планетарной туманностью RCW11, меняла свой блеск и лучевую скорость с одинаковым периодом 3,8 дня (рис.

94). При взгляде на кривую лучевых скоростей становится ясным, сколь тяжело было обнаружить двойствен-

Рис. 94. Кривые блеска и лучевых скоростей «одиночной» звезды Вольфа—Райе HD 50896

ность у этой «одиночной» звезды. Ведь ширины линий в ее спектре достигают тысячи километров в секунду, а полу- амплитуда колебаний лучевой скорости — всего 35 км/с. Нужно большое искусство наблюдателя и большой оптимизм, чтобы заметить и поверить в подрагивание линии всего в несколько процентов ее ширины. Это примерно то же самое, что пытаться измерить толщину лезвия бритвы обычной линейкой.

Заметьте, что на кривой блеска (рис. 94) момент вторичного минимума совпадает с переходом через гамма-скорость кривой лучевых скоростей. Это отличный аргумент в пользу затменной природы минимума. Астрономы разных стран открыли сейчас (1984 г.) около десяти таких «одиночных» звезд Вольфа—Райе, у которых лучевые скорости и блеск периодически меняются (см. табл. 5).

Самое поразительное — это значение функции масс, полученное по измерениям лучевой скорости. У всех звезд функция масс очень мала — много меньше массы Солнца, что свидетельствует о малой массе второй компоненты.

«Одиночные» звезды Вольфа—Райе, у которых

предполагается наличие релятивистского спутника

Таблица 5

Название

звезды

Видимая зв. величина

Период, дни

Амплитуда

колебаний

z -координата, св. годы

Функция масс, М0

Есть ли кольцевая туманность?

блеска, зв. величина

скорости,

км/с

HD 50896

6,9

3,8

0,08

35

-900

н*

О

1

to

да

HD 192163

7,7

4,5

0,03

20

200

1(Г2

да

HD 191765

8,3

7,4

0,04

30

100

7 • 10_3

да

HD 197406

10,5

4,3

0,06

90

3300

0,3

нет

HD 96548

7,8

4,8

0,04

10

1000

1

о

гН

СО

да

HD 164270

9,0

1,8

0,05

20

700

10_3

нет

Действительно, давайте сделаем небольшую прикидку. В тесной двойной, состоящей из массивной звезды и нейтронной звезды, орбитальная скорость релятивистской звезды достигает 300 км/с.

Так как орбитальные импульсы звезд двойной равны, то орбитальная скорость нормальной звезды, масса которой в десятки раз больше, должна быть в те же десятки раз меньше. Значит, ожидаемая амплитуда лучевой скорости массивной звезды должна исчисляться десятками километров в секунду. Именно это и наблюдается (см. табл. 5).

Если мы действительно здесь имеем дело с релятивистскими звездами, то почему же ни одна из них не излучает в рентгеновском диапазоне? Звезды Вольфа—Райе — прекрасные поставщики вещества для соседней релятивистской звезды. Их звездный ветер в десятки раз мощнее, чем у О-В сверхгигантов, рядом с которыми наблюдаются яркие рентгеновские источники.

Такое несоответствие ставит под сомнение возможность существования релятивистских компонент у звезд Вольфа— Райе. Может быть, здесь астрономы и нашли что-то, но совсем не то, что искали? Так бывает сплошь и рядом. Достаточно вспомнить историю открытия радиопульсаров. Искали мерцания, а нашли нейтронные звезды.

И все же слишком много «совпадений» между теорией и наблюдениями. А может быть, рентгеновского излучения и не должно быть? Астрономы рассуждали так. Хорошо, звездный ветер от звезды Вольфа—Райе очень интенсивный и плотный. Но, может быть, он слишком плотный? Тогда он, подобно атмосфере Земли, не будет пропускать рентгеновское излучение, и никакого рентгеновского источника и быть-то не должно. Это объяснение стало очень популярным. Все становится на свои места. Релятивистская звезда, захватывая вещество звездного ветра, излучает в рентгеновском диапазоне со светимостью, в сотни раз большей светимости Солнца. Но все рентгеновское излучение поглощается звездным ветром и переизлучается, например, в оптическом диапазоне. Затмение релятивистской звезды и приводит к падению блеска системы в видимом свете на несколько процентов. Это соответствует нескольким сотым звездной величины. Именно такие колебания блеска и наблюдаются у «одиночных» звезд Вольфа—Райе.

Но как раз после открытия двойственности «одиночных» звезд гипотеза самопоглощения рентгеновского излучения стала давать трещины.

Из наблюдений мы знаем период и скорость движения компонент, значит, можем оценить расстояние между звездами. Оно оказывается в 10-15 раз больше радиуса Солнца, а размер звезд Вольфа—Райе, согласно теории, — 2-3 радиуса Солнца. Получается, что релятивистская звезда не так уж сильно погружена в оболочку, истекающую от гелиевой звезды. Звездный ветер на этом расстоянии уже прозрачен для жесткого рентгеновского йз- лучения, и релятивистская звезда должна быть видна в этом диапазоне электромагнитных волн.

Возможный выход из создавшегося положения забрезжил в другом направлении. Представим, что все открытые двойные «одиночные» содержат нейтронные звезды. Мы уже видели, что для падения вещества на поверхность нейтронной звезды необходимо выполнение по крайней мере двух условий: необходимо само вещество, и нужно, чтобы нейтронная звезда не вращалась слишком быстро, иначе магнитное поле просто разбросает это вещество в разные стороны (эффект пропеллера). Первое условие в системах со звездами Вольфа—Райе выполнено. А вот второе, пожалуй, нет. Вспомним, что при втором обмене массой, т. е. на стадии, непосредственно предшествующей образованию двойной, состоящей из гелиевой и релятивистской звезды, реализуется режим сверхкритической дисковой аккреции. При этом нейтронная звезда получает не только массу, но и вращательный момент. В результате из второго обмена нейтронная звезда выходит с очень быстрым осевым вращением.

Срабатывает эффект пропеллера, препятствующий возникновению яркого рентгеновского источника. Получается, что сама эволюция двойной «устроена» таким образом, что после второго обмена яркий рентгеновский источник уже не вспыхивает. Или вспыхивает, но лишь в редких случаях.

Исследования одиночных звезд Вольфа—Райе продолжаются, и реальная картина может проясниться уже в ближайшие годы. 

<< | >>
Источник: Ляпунов Владимир Михайлович. В мире двойных звезд. 2009

Еще по теме «Одиночные» звезды Вольфа—Райе:

  1. «Одиночные» звезды Вольфа—Райе
  2. 1. Итоги
  3. Переменность и двойственность ядер планетарных туманностей
  4. Тесные двойные системы