Журнал «Вокруг Света» №07 за 2008 год

Наблюдая скорости звезд в двойной системе и зная период обращения, можно определить их массы. Все вроде бы легко и просто. Но не тут-то было! Скорости измеряются по эффекту Доплера: когда звезда движется к нам, линии в ее спектре смещаются в синюю сторону, когда от нас — в красную. Иными словами, измеряется не полная скорость звезды, а только ее проекция на луч зрения. Например, если смотреть на систему перпендикулярно плоскости ее орбиты, скорости звезд вдоль луча зрения будут просто равны нулю. Если же на эту систему посмотреть с ребра, будут регистрироваться полные орбитальные скорости. Выходит, для определения реальных орбитальных скоростей нужно еще знать, под каким углом мы рассматриваем двойную систему. К сожалению, определить угол удается далеко не всегда. В таких случаях обычно указываются условные массы, вычисленные в предположении, что орбита наблюдается с ребра, но при этом астрономы всегда помнят, что с учетом угла наклона орбиты к лучу зрения массы почти наверняка окажутся больше. Например, если окажется, что наклон орбиты составляет 45 градусов, то условные массы надо увеличить в 2,8 раза. Точнее всего массы определяются в системах, где происходят взаимные затмения звезд. Размеры звезд малы по сравнению с орбитой, по которой они движутся, и поэтому затмения возможны только при очень малых углах, когда систему видно почти с ребра. В таких редких случаях, особенно когда определены скорости обеих звезд, можно делать точные оценки масс.

Эффективная аккреция

Из всех проявлений тесных звездных пар наиболее известны, пожалуй, рентгеновские двойные. Эта стадия наступает в жизни многих взаимодействующих двойных, когда одна из компонент системы, став нейтронной звездой или черной дырой, захватывает, или, как говорят астрономы, аккрецирует, вещество соседки. Если звезда-донор заполнила свою полость Роша, превратившись в гиганта, то реализуется режим дисковой аккреции, при этом возникают наиболее мощные источники. Из-за того что компоненты двойной системы обращаются вокруг общего центра масс, вещество не может прямо упасть с одной звезды на другую. Перетекая через внутреннюю точку Лагранжа, оно закручивается вокруг компактного объекта мощным аккреционным диском. Интересно, что если звезда-донор достаточно массивна, диск может образоваться даже и без заполнения ею своей полости Роша: с поверхности таких звезд может истекать довольно сильный звездный ветер, который частично перехватывается компактным объектом и подпитывает рентгеновский источник.

Аккреция — это на удивление эффективный процесс получения энергии. Если взять кирпич и бросить его на нейтронную звезду, то при ударе о поверхность выделится столько же энергии, сколько при взрыве мощной ядерной боеголовки. Однако чаще основное энерговыделение происходит в аккреционном диске. Вещество, вращаясь вокруг нейтронной звезды или черной дыры, за счет вязкости разогревается до миллионов градусов. Такой диск испускает в основном рентгеновские лучи, так как чем выше температура вещества, тем более энергичные кванты уносят энергию.

Мир рентгеновских двойных открылся исследователям в 1960-х годах. Первый большой прорыв в изучении неба в рентгеновских лучах был связан с работой американского спутника «Ухуру» (UHURU), с помощью которого на небе удалось открыть свыше трех сотен рентгеновских источников. Большинство из них оказались аккрецирующими двойными системами с нейтронными звездами или черными дырами.