Суббота, 16.12.2017, 18:43
Приветствую Вас Гость | RSS

Yaroslav2008

Главная » 2010 » Февраль » 6 » Окрестности Солнца: пузыри, взрывы и чёрные дыры
02:07
Окрестности Солнца: пузыри, взрывы и чёрные дыры
Сергей Попов

Как известно галактическая межзвёздная среда сильно неоднородна: есть плотные холодные молекулярные облака, есть области разрежённого горячего газа. Сложна и структура межзвёздного газа в непосредственной солнечной окрестности (200–300 парсек вокруг нас). В этой области доминирует т. н. „местная каверна“ или „локальный пузырь“ (Local Bubble). Это область разрежённого горячего газа неправильной формы. Средний радиус каверны составляет 100–150 пк.

Локальный пузырь
Локальный пузырь
Возникает резонный вопрос: как же возник такой пузырь? Наиболее вероятно, что основной вклад в создание каверны внесли не ветера от молодых массивных звёзд, а а недавние (несколько миллионов лет) вспышки сверхновых. Причём учёные пришли к мысли, что одной-двух сверхновой было бы недостаточно.

Для получения этих результатов проводились очень сложные вычисления, потому что нужно учесть не только движение газа, выброшенного после взрывов, но и его взаимодействие с окружающей неоднородной средой, излучение газа, которое в свою очередь зависит от химического состава и т. д. и т. п. Задача о взрыве вообще очень сложна. (Не зря самые мощные компьютеры стоят в центрах, занятых разработкой нового, в первую очередь термоядерного, оружия, что позволяет считать новейшие суперкомпьютеры оборудованием, представляющим стратегический интерес.) А тут произошло несколько взрывов подряд!!!

Как показывают недавние расчёты Смита (R. Smith), Кокса (D. Cox) и Маис-Апелланица (Maiz-Apellaniz) для образования столь крупной области горячего газа надо 3–6, а возможно и больше сверхновых. Причём, чтобы картина не рассеялась к нашему времени, необходимо было взорвать все эти звёзды не более 10 млн. лет назад, а последнюю совсем недавно — менее 1 млн. лет назад.

Солнечные окрестности в более мелком масштабе
Солнечные окрестности в более мелком масштабе
Всё это довольно странно. С одной стороны темп взрывов в окрестности Солнца получается несколько выше чем темп образования радиопульсаров в Галактике (напомним, что основные остатки, образующиеся при взрыве — нейтронные звёзды, а считается, что почти все молодые нейтронные звёзды являются радиопульсарами). С другой — где же нейтронные звёзды, возникшие в результате всех этих взрывов?

А вот они! Спутником РОСАТ открыто семь близких одиночных нейтронных звёзд. Они не являются радиопульсарами, а лишь испускают тепловое излучение за счёт очень горячей поверхности (около 1 млн. градусов).

В начале полагали, что всё это аккрецирующие одиночные нейтронные звёзды (см. Звездочёт 1996 N7 и Земля и Вселенная 1994 №3). Действительно, в течение своей жизни нейтронная звезда замедляет своё вращение, и может оказаться на стадии аккреции: межзвёздный газ будет падать на звезду, разгоняться её гравитационным полем, а при ударе о поверхность разогревать её и ярко светить в рентгеновском диапазоне. Однако, оказалось, что нейтронные звёзды рождаются со слишком большими скоростями. За счёт лёгкой асимметрии взрыва звезда получает толчок („kick“) и улетает со средней скоростью 200–300 км/с (такие скорости характерны для радиопульсаров). Лишь очень малая доля (несколько процентов) нейтронных звёзд рождается с малыми скоростями (10–40 км/с), которые позволяют им в дальнейшем стать яркими аккреторами. Остаётся, правда, возможность того, что за счёт распада магнитного поля нейтронных звёзд доля аккреторов возрастает, но этот сценарий мало исследован, и здесь мы не будем его обсуждать.

Стало быть, если это не аккреторы, то это — молодые, ещё горячие, нейтронные звёзды. Их температуры, как указывают расчёты специалистов по остыванию нейтронных звёзд (например Д.Г. Яковлева и его коллег в ФТИ им. Иоффе в Санкт-Петербурге), говорят о возрастах менее нескольких миллионов лет. Возможно, что некоторые из них являются т. н. „магнитарами“ — сверхзамагниченными нейтронными звёздами, т. к. это предположение необходимо для объяснения наблюдаемых периодов вращения:от 5 до 23 секунд (заметим, что такие же периоды могут иметь и аккрецирующие нейтронные звёзды, если магнитное поле распадалось в процессе их эволюции). Распад поля магнитара может дополнительно нагревать кору звезды, и тогда она пробудет горячей дольше звезды с обычным постоянным полем, это существенно, если требуется сохранить высокую температуру в течение нескольких миллионов лет. (Также может оказаться важна масса нейтронной звезды: менее массивные остывают дольше. Масса может быть связана с магнитным полем: чем меньше масса, тем больше поле. Например, если масса частично набирается за счёт обратного выпадения вещества после взрыва, т. н. „fall-back“, то падающее вещество может способствовать затуханию поля, и наоборот, сильное поле может препятствовать выпадению большого количества вещества, особенно если механизм взрыва магниторотационный.)

Наши недавние исследования (С.Б. Попов, М.Е. Прохоров, М. Колпи (M. Colpi), А. Тревес (A. Treves), Р. Туролла (R. Turolla)), опубликованные в 2000 г. в Astrophysical Journal, показали, что молодые нейтронные звёзды могут хорошо объяснить данные, полученные на спутнике РОСАТ, только необходимо предположить, что по крайней мере локально в пространстве и времени (несколько сот парсек вокруг Солнца последние несколько миллионов лет) темп образования нейтронных звёзд был выше, чем это следует из наблюдения радиопульсаров. Такая локальная флуктуация вполне возможна, например благодаря присутствию ассоциации молодых звёзд Скорпион-Центавр и дргим аналогичным звёздным группировкам, образующим пояс Гулда. Причём, подавляющее большинство образовавшихся нейтронных звёзд не показывает радиопульсарной активности.

Т. о. вероятно, что наблюдаемые семь РОСАТовских нейтронных звёзд являются продуктами недавних взрывов сверхновых, „надувших“ за последние несколько миллионов лет „пузырь“ вокруг Солнца (оговоримся, Солнце не находится в самом центре местной каверны, и вообще существование каверны с Солнцем никак не связано).

Кроме такой интерпретации предлагались и другие. Например, Изабелль Гренье (Isabelle Grenier) высказала идею, что с недавними вспышками могут быть связанны неотождествлённые гамма-источники в поясе Гулда. Таких объектов около 40 штук. Гренье полагает, что это нейтронные звёзды, которые мы не наблюдаем как радиопульсары. Однако теперь, как нам представляется, есть лучшие кандидаты.

На недавние вспышки сверхновых в солнечной окрестности указывают и другие данные. Например, такие экзотические (для астрономов) как содержание различных изотопов в антарктическом и гренландском льде! Возможно эти вспышки вызывали на Земле тяжёлые последствия.

Звёзды в окрестностях Солнца. Пояс Гулда
Звёзды в окрестностях Солнца. Пояс Гулда — наклоненный к плоскости Галактики диск диаметром 500–1000 пк, центр диска находится на расстоянии 150–250 пк от Солнца в направлении антицентра Галактики. Пояс назван в честь Бенджамина Гулда, впервые обратившего внимание на то, что яркие звёзды на небе образуют пояс, наклоненный к плоскости Галактики. (рисунок с сайта http://ottawa.rasc.ca/observers/1999/an9912p8.html).
Локальное увеличение темпа образования нейтронных звёзд может быть связано с тем, что возраст пояса Гулда, в состав которого входит около 60 процентов близких массивных звёзд, оценивается в 30 миллионов лет (новые результаты по близким массивным звёздам начали появляться после 1997 года, когда был опубликован каталог спутника Hipparcos, что позволило получить расстояния до нескольких тысяч близких массивных звёзд). Это как раз соответствует окончанию жизни наименее массивных звёзд из тех, которые ещё могут породить вспышку сверхновой и нейтронную звезду (звёзды спектрального класса В5). Учитывая, что количество звёзд возрастает с уменьшением их массы (функция масс), именно они будут наиболее многочисленными прародителями нейтронных звёзд.

То, что ни одна из звёзд „великолепной семёрки“ не наблюдается как радиопульсар может означать, что темп рождения нейтронных звёзд выше темпа рождения радиопульсаров не только локально, но и в Галактике в целом, Это в свою очередь говорит о том, что далеко не все нейтронные звёзды в своей молодости проходят стадию радиопульсара. Это помогает решить несколько других астрофизических задач, например проблему дефицита радиопульсаров в остатках сверхновых (см. Земля и Вселенная 2000 №2).

Возможно, что на наших глазах меняется представление о молодых нейтронных звёздах. Пульсар в Крабовидной туманности теряет свой статус стандартной молодой нейтронной звезды. Может быть большая часть новорождённых нейтронных звёзд отличается от радиопульсаров, проявляя себя как аномальные рентгеновские пульсары, источники повторяющихся гамма-всплесков, слабые рентгеновские источники (как РОСАТовская „великолепная семёрка“) и т. д.

Как бы то ни было, из-за усиленного звездообразования 30–60 миллионов лет назад мы живём в области с повышенным содержанием относительно молодых нейтронных звёзд. Наши новые расчёты подтверждают, что пояс Гулда может полностью объяснить наблюдаемые одиночные близкие молодые нейтронные звёзды.

С нейтронными звёздами понятно, а что с близкими одиночными молодыми чёрными дырами?

Итак, посмотрим на чёрную дыру…
Итак, посмотрим на чёрную дыру… (рисунок из Астрономической картинки дня).
Обнаружить чёрную дыру непросто. Пока чёрные дыры найдены только в тесных двойных системах или центрах галактик. „Увидеть“ их удалось благодаря мощной аккреции вещества, что приводит к интенсивному излучению. Одиночную чёрную дыру звёздной массы пока никто не нашёл (есть, правда, указания, что некоторые случаи микролинзирования объясняются отклонением света чёрной дырой). А это было бы очень важно, т. к. хотелось бы знать отличаются ли чёрные дыры в тесных двойных от своих одиночных собратьев.

Одиночная чёрная дыра может „выдать“ себя из-за той же самой аккреции, но теперь придётся довольствоваться веществом межзвёздной среды, а его немного, поэтому светимость будет очень маленькая, зарегистрировать её нелегко. Ещё труднее — выделить среди множества слабых рентгеновских источников (на оптическое отождествление расчитывать не приходится). Значит, нужно искать близкие чёрные дыры, да ещё хорошо бы знать где искать.

Кроме аккреции можно надеяться на какие-то другие механизмы излучения, или на эффект гравитационного линзирования. Для таких поисков тоже неплохо иметь информацию о примерном положении дыры.

Кажется, есть способ существенно сузить пространство поисков близких одиночных чёрных дыр.

Известны т. н. „убегающие“ звёзды. Это массивные объекты, имеющие довольно большие пространственные скорости. Причин такого странного поведения может быть две: „выброс“ звезды из скопления за счёт взаимодействия с другими звёздами и разрыв тесной двойной системы после взрыва сверхновой („эффект пращи“). Остановимся на втором сценарии, предложенным Блаау, подробнее.

В тесной двойной системе звёзды могут вращаться вокруг центра масс с довольно большими скоростями (сотни км/с). Если в результате взрыва система теряет более половины массы (а это вполне возможно, т. к. первой взрывается более массивная звезда), то двойная распадается. При этом звёзды сохраняют орбитальные скорости и разлетаются в разные стороны (в прямом смысле этого слова!). Кроме орбитальной новорождённый компактный объект может приобрести т. н. „скорость отдачи“, возникающую за счёт несимметрии взрыва (впервые это предложил И.С. Шкловский).

В солнечной окрестности известно более 50 убегающих звёзд (см. статью Хугерверфа (Hoogerwerf) и др). Большое количество молодых массивных звёзд вблизи Солнца связано с активным звездообразованием в области Пояса Гулда. В последние 30–60 миллионов лет там родилось множество массивных звёзд (см. выше). К настоящему времени многие из них уже взорвались как сверхновые, поэтому можно ожидать и большое количество компактных объектов в солнечной окрестности.

Для некоторых из близких убегающих звёзд уже предложены соответствующие компактные объекты двойники: пульсар (де Зееу (de Zeeuw) и др.) и радиотихая нейтронная звезда (Фред Волтер (Walter)).
Название Масса, M Sol Скорость, км/с
ξ Per 33 65
HD 64760 25–35 31
ζ Pup 67 62
λ Cep 40-65 74

Однако, у четырёх убегающих звёзд массы очень велики. Это даёт основания предполагать, что соответствующие им компактные объекты являются не нейтронными звёздами, а чёрными дырами. Доля таких звёзд (4 из 56) находится в хорошем соответствии с оценкой относительного числа нейтронных звёзд и черных дыр (10:1)).

При этом нужно учитывать, что начальная масса первичной (более массивной компоненты двойной) должна была быть ещё больше, т. к. первой взрывается более массивная звезда. Кроме этого масса вторичной компоненты сейчас уже существенно меньше превоначальной массы из-за интенсивного звёздного ветра, характерного для массивных звёзд, т. о. оценка массы ещё возрастает.

Область возможной локализации черной дыры
Область возможной локализации чёрной дыры — происходящей из той же распавшейся двойной системы, что и убегающая звезда ζ Pup.
С одной стороны, все это говорит о том, что эту четвёрку можно вычеркнуть из списка для поиска двойников среди радиопульсаров и радиотихих одиночных нейтронных звёзд. С другой — даёт возможность предсказать, где же стоит искать одиночные чёрные дыры.

Дело в том, что у чёрных дыр скорость отдачи может быть нулевой в отличии от нейтронных звёзд, у которых эта скорость в среднем составляет около 200 км/с и может достигать тысяч! Значит, зная направление движения убегающей массивной звезды, можно примерно сказать в какую сторону движется и чёрная дыра.

Остаются вопросы откуда и как долго? Продолжая траекторию убегающей звезды назад, можно найти место её рождения: родительское скопление или ассоциацию. Разделив расстояние до скопления на скорость убегающей звезды, можно получить время, прошедшее с момента взрыва. Мы с М.Е. Прохоровым провели соответствующие расчёты (см. также августовский номер Писем в Астрономический Журнал) и примерно определили область пространства, где стоит искать одиночные чёрные дыры. Возможно, они уже есть в архивных записях спутников ROSAT, CGRO или COS-B. Просто нужно посмотреть в нужное место…

Необходимы наблюдения в различных спектральных диапазонах чтобы подтвердить или опровергнуть наши расчёты. Ждём новых открытий!

Scientific.Ru
Страница Сергея Попова http://wsyachina.narod.ru/astronomy/sol_localities.html

Просмотров: 777 | Добавил: Yaroslav2008
Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]
Статистика

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0
Наш опрос
Откуда вы узнали о нашем сайте ?
Всего ответов: 123
Календарь
«  Февраль 2010  »
ПнВтСрЧтПтСбВс
1234567
891011121314
15161718192021
22232425262728
Друзья сайта