РЕНТГЕНОВСКИЕ БАРСТЕРЫ

Слово “барст” в переводе с английского означает “вспышка”, а рентгеновский барстер — это астрономический объект, претерпевающий вспышки в рентгеновском диапазоне. Энергия, выделяемая рентгеновским барстером при вспышке, составляет в среднем 10³⁸— 10³⁸ эрг, а максимальная мощность рентгеновского излучения — 10³⁷—10³⁸ эрг/с. На рис. 18 представлена типичная кривая блеска рентгеновских барстеров, которые обычно характеризуются временем развития вспышки 0,1—5 с, временем затухания 3—100 с и временным промежутком между вспышками от нескольких минут до нескольких часов. Некоторые рентгеновские барстеры вспыхивают очень регулярно (например, МХВ 1659—29, вспыхивающий каждые 2,3—2,6 ч), но есть и такие, для которых временные промежутки между вспышками очень нерегулярны. У нескольких рентгеновских барстеров имеются совсем короткие интервалы между вспышками (до нескольких минут).

Все рентгеновские барстеры являются галактическими источниками (они и не могут обнаруживаться на больших расстояниях) -и сильно концентрируются к центру Галактики, причем они довольно часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Во всяком случае, около трети зарегистрированных рентгеновских барстеров обнаружено в шаровых скоплениях, в том числе и самый первый рентгеновский барстер МХВ 1830—20. Пока лишь 7 рентгеновских барстеров надежно отождествлены со слабыми оптическими объектами (17—18^m), причем от некоторых из них наблюдались вспышки и в оптическом диапазоне, которые опаздывают по сравнению со вспышками в рентгеновском диапазоне на несколько секунд. Предполагают, что вспышка в оптическом диапазоне является следствием вспышки рентгеновского излучения, которое преобразуется в оптическое в оболочке нормальной звезды.

Надо сказать, что одновременное наблюдение рентгеновских барстеров в рентгеновском и оптическом диапазонах во время вспышек чрезвычайно затруднительно. Во-первых, для этого требуется высокочувствительная аппаратура, с помощью которой можно проводить оптические наблюдения столь слабых объектов Во-вторых, в Южном полушарии отсутствует достаточно обширная сеть мощных оптических телескопов, тогда как большинство рентгеновских барстеров приходится как раз на эту часть небосвода (кстати, основные результаты были получены на Южной западноевропейской обсерватории, находящейся как раз в Южном полушарии). В-третьих, необходима сложная координация спутниковых измерений (в рентгеновском диапазоне) и наземных наблюдений (в оптическом диапазоне): оптическим наблюдениям здесь может мешать даже плохая погода.

Лишь наблюдения с помощью рентгеновского телескопа спутника “Эйнштейн” позволили зарегистрировать рентгеновское излучение от одиночных звезд (подробнее об этом см.: Кацова М. М., Лившиц М. А. Активность молодых звезд. М., Знание, 1986). Однако, помимо этих слабых источников, подавляющее большинство других галактических источников является двойными системами, где рентгеновское излучение создается одним из компонентов при аккреции на него вещества от другого компонента, с которым собственно и осуществляется оптическое отождествление. Не являются исключением и рентгеновские барстеры: обнаружение у 7 из них периодических “провалов” рентгеновского излучения в промежутках между вспышками позволило установить, что здесь мы имеем дело с короткопериоди-ческими тесными двойными системами (орбитальный период у всех оказался меньше 10 ч, а у МХВ 1916—05 — всего 50 мин)

Двойные системы с рентгеновским источником четко подразделяются на два класса в зависимости от массы оптического компонента, причем массивный оптический компонент — это гигант раннего спектрального класса, а маломассивный — звезда главной последовательности со спектральным классом не ранее G. У двойных систем с маломассивным оптическим компонентом (к ним относятся и рентгеновские барстеры) рентгеновская светимость в 10²—10⁴ раз больше оптической, .i рентгеновские компоненты являются яркими источниками на рентгеновском небе. В частности, в случае оптического компонента, по всем своим параметрам похожего на Солнце, рентгеновская светимость такой двойной системы равнялась бы 10²—10⁴ Lc (где Lc — светимость Солнца во всех диапазонах одновременно).

Интересно, что для некоторых (но отнюдь не большинства) рентгеновских барстеров обнаружена следующая связь между величиной стационарного (между вспышками) потока рентгеновского излучения и частотой вспышек: при увеличении этого потока интервал между вспышками уменьшался, а при достижении определенного высокого значения потока вспышки исчезали вообще Не поэтому ли у некоторых ярких галактических рентгеновских источников (например, у Скорпиона Х-1), которые соответствуют двойным системам с маломассивным оптическим компонентом, вспышки так и не были обнаружены?

Недавно с помощью западноевропейского спутника “Экзосат” у рентгеновского барстера МХВ 1636—53 были выявлены вспышки, существенно отличающиеся от наблюдавшихся ранее: 4 из 8 вспышек этого барстера оказались двойными (рис. 19) Правда, двойная структура вспышек обнаруживалась и ранее у некоторых галактических рентгеновских источников, но во всех предыдущих случаях эти вспышки были весьма мощные. Двойственность вспышек объяснялась сильным расширением аккреционной оболочки, которое приводило к падению ее эффективной температуры и к снижению потока в области более низких энергий (поэтому количество квантов рентгеновского излучения было уменьшенным для этой области энергий) Однако двойные вспышки рентгеновского барстера МХВ 1636—53 довольно небольшой мощности, и их объяснение за счет расширения встречает ряд затруднений

Среди рентгеновских барстеров выделяется еще один, вспышки которого также существенно отличаются от обычных. Временной промежуток его вспышками составляет от 10 с до нескольких тысяч секунд, вот почему этот рентгеновский барстер, МХВ 1730—335, был назван быстрым барстером. Он представляет собой квазипериодический рентгеновский источник с характерным временем активности 6 мес: в течение этого времени быстрый барстер активен, а затем “выключается”. Чтобы отли” чить вспышки МХВ 1730—335 от обычных вспышек рентгеновских барстеров, их назвали вспышкой II типа” а обычные вспышки — I типом. В 1978 г. были обнаружены и вспышки I типа от быстрого барстера. Как в настоящее время предполагают ученые, вспышки II типа вызываются неустойчивостью аккреционного диска, в результате которой вещество этого диска время от времени попадает на рентгеновский компонент двойной системы.

Сейчас среди астрофизиков мало кто сомневается в том, что вспышки рентгеновских барстеров производятся термоядерными взрывами на поверхности нейтронных звезд, которые являются компонентами двойных систем, на которые производится аккреция вещества. Однако достаточно долгое время многим ученым казалось маловероятным то, что процесс ядерного горения может играть весомую роль при аккреции вещества на нейтронную звезду в феномене рентгеновского барстера. Ведь только за счет аккреции вещества на нейтронную звезду массой порядка 1 Mс должно выделяться энергии 10²⁰ эрг на 1 г вещества, тогда как при ядерном горении 1 г гелия выделяется всего 10¹⁸ эрг, т. е. в 100 paз меньше. Но, выдвигая гипотезу о термоядерном взрыве, итальянские астрофизики Л Мараски и А. Кавалиер обратили внимание на то, что средняя энергия, излучаемая рентгеновским барстером в период между вспышками, как раз в 100 раз превосходит среднюю энергию его вспышки (этот факт следовал из наблюдений).

Расчеты показывают, что при накоплении гелиевой оболочки массой 10-¹² Мс на поверхности нейтронной звезды энерговыделение за счет взрывного возгорания гелия точно обеспечивает энергетику вспышки рентгеновского барстера (порядка 10³⁹ эрг). Основываясь на наблюдаемых характеристиках ряда рентгеновских барстеров, можно получить, что темп аккреции в соответствующих им двойных системах должен быть порядка 10-⁹ Мс в 1 год. Следовательно, накопление необходимого количества гелия (10-¹² Мс) требует времени не более 10⁴ с, но эта величина как раз и характерна для промежутка времени между вспышками для многих рентгеновских барстеров.

Правда, возникает вопрос: “Может ли такая маломассивная аккрецируемая оболочка обеспечить возгорание гелия?” Ведь в случае белых карликов аккрецируемая оболочка имела гораздо более высокую массу, необходимую для ядерного горения.

Вспомним, однако, что у более массивного белого карлика масса аккрецируемой оболочки при возгорании ядерного топлива во много раз меньше, чем у менее массивного карлика, причем этот факт нами связывался с гораздо меньшим радиусом более массивного белого карлика. Радиусы же белого карлика и нейтронной звезды одинаковой массы (скажем, порядка 1 Мс) также различаются: радиус нейтронной звезды на несколько порядков меньше, поскольку давление вырожденного нейтронного газа существенно выше давления вырожденного электронного газа. Поэтому и масса аккрецируемой оболочки нейтронной звезды, требующаяся для возгорания гелия, чрезвычайно мала и вполне удовлетворяется в случае гелиевой оболочки массой 10^-12Mc Кстати, ее толщина равна всего 2 м, что обеспечивает эффективное охлаждение за счет энергетических потерь на излучение и электронной проводимости.

В аккрецируемой оболочке нейтронных звезд вообще реализуются такие ситуации, которые никогда не осуществимы в других случаях. Например, из-за довольно высоких значений плотности на дне оболочки нейтронной звезды (порядка 10⁵—10⁶ г/см³) там может происходить одновременное ядерное горение и водорода, и гелия. При аккреции водородно-гелиевой смеси сначала возгорается водород, а при достижении температуры 0,15 млрд. К “вспыхивает” ядерное горение гелия. Причем ядерное горение водорода протекает относительно медленно, поскольку осуществляемый в таких условиях “горячий” углеродно-азотный цикл не зависит от температуры и плотности, тогда как “тройной альфа-процесс” весьма чувствителен к повышению температуры, а неимоверно увеличивающееся при этом энерговыделение в условиях вырожденного вещества обеспечивает еще более стремительный рост температуры.

Лишь при достижении температуры порядка 1 млрд. К ядерное горение гелия уже не чувствительно к изменению температуры: ядерное горение и водорода, и гелия в описываемых условиях представляет собой процесс "на быстрых протонах”. На рис. 20 даны характерные кривые энерговыделения за счет ядерного горения гелия для различного его содержания в аккрецируе-мой оболочке перед вспышкой Очевидно, что чем больше это содержание, тем короче продолжительность вспышки. Правда, наличие водорода обусловливает заметное увеличение продолжительности вспышки, и поэтому разная продолжительность развития вспышки у рентгеновских барстеров как раз и объясняется данным обстоятельством.

Модель термоядерного взрыва на нейтронной звезде, предложенная для объяснения феномена рентгеновского барстера, позволяет следующим образом истолковать исчезновение вспышек при увеличении темпа аккреции (увеличении стационарного потока рентгеновского излучения) и отсутствие вспышек от достаточно ярких галактических рентгеновских источников. Дело в том, что пои небольшом темпе аккреции возгорание водорода на дне оболочки происходит при слабом вырождении вещества или даже в случае идеального газа. Поэтому энерговыделение в ходе ядерного горения вызывает незначительное расширение оболочки, прежде чем установится новое тепловое равновесие С другой стороны, при уменьшенном темпе аккреции промежуток времени между вспышками увеличивается, растет также и энергия, высвобождаемая при вспышке.

В итоге феномен рентгеновского барстера не наблюдается, а результат аккреции вещества на нейтронную звезду в этом случае нами регистрируется как рентгеновская Новая с характерным временем вспышки от нескольких сотен до нескольких тысяч секунд при обшей энергии выделяемой при вспышке, порядка 10⁴⁰— 10⁴² эрг Однако обнаружить такой рентгеновский источник весьма затруднительно, поскольку его стационарный рентгеновский поток невелик из-за небольшого темпа аккреции, а продолжительность вспышки настолько мала, что трудно успеть зафиксировать такую вспышку. Но все же к настоящему времени обнаружено уже несколько быстрых рентгеновских Новых.