Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Мы пока еще не знаем с достоверностью, каковы те эволюционные процессы, которые приводят к образованию в тесной двойной системе нейтронной звезды. Общая проблема эволюции в таких системах уже рассматривалась в § 14. Несомненно, что нейтронная звезда в тесной двойной системе есть «конечный продукт» эволюции более массивной компоненты этой системы. Образованию нейтронной звезды должно было предшествовать существенное перетекание массы от эволюционирующей (первоначально более массивной) компоненты ко второй компоненте. Можно предполагать, что после того как существенная часть (70—80%) массы эволюционирующей звезды перетекла, произошел взрыв гелиевой звезды — вспышка сверхновой, приведшая к образованию нейтронной звезды. В процессе взрыва могла быть выброшена из двойной системы масса газа до 1M со скоростью порядка нескольких тысяч километров в секунду. По закону сохранения импульса, если взрыв не вполне симметричен, центр тяжести двойной системы должен был получить равный и противоположно направленный импульс. Не этим ли объясняется то, что источник Геркулес Х-1 находится так «высоко» над галактической плоскостью? Интересно, что лучевая скорость HZ Геркулеса направлена к галактической плоскости и близка к 60 км/с. Это может означать, что она, удалившись на максимальное расстояние от галактической плоскости, движется теперь обратно. В принципе такая система может совершить несколько колебаний поперек галактической плоскости с характерным периодом порядка 10⁸ лет.

Рис. 23.11: Схема эволюции тесной двойной системы.

На рис. 23.11 приведена схема эволюции тесной двойной системы массивных звезд, рассчитанная голландскими теоретиками.

Наряду с «оптической» звездой, заполняющей свою полость Роша, как уже упоминалось выше, источником газа для аккреции на нейтронную звезду может быть и «звездный ветер» от оптической компоненты, достаточно удаленной от нейтронной звезды и поэтому не заполняющей своей полости Роша. В этом случае оптическая компонента—горячий сверхгигант спектрального класса О—В с массой больше 10M. Именно у таких звезд мощность корпускулярного излучения (или что то же — звездного ветра) достаточно велика, например, 10^-6—10^-7M/год. В этом случае только доля процента вытекающего из звезды корпускулярного излучения «перехватывается» нейтронной звездой, что, впрочем, вполне достаточно для генерации рентгеновского излучения наблюдаемой мощности. Мы приходим, таким образом, к представлению, что должны быть две разновидности рентгеновских источников — компонент двойных массивных систем:

a. источники, где оптическая компонента — горячий массивный сверхгигант, испускающий мощный звездный ветер; типичный представитель — Центавр Х-3;

b. источники, где оптическая компонента по массе лишь немного превышает Солнце и заполняет свою полость Роша. Типичный представитель — Геркулес Х-1.

В то время как источники первого типа находятся вблизи галактической плоскости, источники второго типа могут быть достаточно удалены от нее.

Не исключено, что обе разновидности источникой происходят от тесных двойных систем с массивными компонентами, но в то время как у источников типа а) массы компонент сходны, у источников типа б) отношение масс больше 3. Расчеты показывают, что если у более массивной компоненты M₁ > 10M, то после перетекания масс останется компактная гелиевая звезда с массой 3M, которая может взорваться как сверхновая и «превратиться», таким образом, в нейтронную звезду. В противном случае в процессе эволюции могут образоваться только белые карлики. Если отношение масс M₁/M₂ > 3, то в процессе эволюции, как оказывается, большая часть массы системы покидает ее. При взрыве сверхновой в такой системе в большинстве случаев пары распадаются.