Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ОРДЕНА ЛЕНИНА, ОРДЕНА ОКТЯБРЬСКОЙ РЕВОЛЮЦИИ, ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В.Ломоносова

На правах рукописи

Рагузова Наталья Владимировна

Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом

(01.03.02 - Астрофизика, Радиоастрономия)

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

научный руководитель -доктор физико-математических наук, профессор Липунов В.М.

Москва - 1999

Оглавление

Введение 3

1. Ве-звезда в паре с нейтронной звездой на рентгеновской стадии 13

1.1. Эффект "Розы Ветров"................... 17

1.2. Центробежный скачок светимости и смешанные состояния нейтронной звезды................... 22

1.3. Моделирование рентгеновских кривых блеска для конкретных двойных систем с Ве-звездой........... 27

1.3.1. А 0538-66: кандидат номер один для регистрации центробежного скачка рентгеновской светимости 27

1.3.2. X 0331+53: центробежный скачок рентгеновской светимости зарегистрирован?........... 30

1.3.3. 4И 1145-619....................... 32

1.3.4. 411 0115+634 ..................... 32

1.3.5. ЕХО 2030+375 .................... 34

1.3.6. 4X1 1907+097: сверхгигант с диском как у Ве-звез-ды? .......................... 35

1.4. Эволюционный сценарий формирования рентгеновских транзиентов с Ве-звездой.................. 40

1.5. Учет влияния синхронизации на эволюцию рентгеновских систем с Ве-звездой.................. 44

1.6. Численные распределения рентгеновских пульсаров по орбитальным периодам и эксцентриситетам....... 47

1.7. Исследование оптической переменности X Персея — рентгеновской двойной с Ве-звездой............ 53

1.7.1. Постановка задачи....................................53

1.7.2. Наблюдения и методика обработки................55

1.7.3. Анализ переменности блеска........................58

1.7.4. Природа оптических пульсаций X Персея .... 66

2. Ве-звезды и черные дыры 68 2.1. Расчет относительного числа черных дыр в паре с Ве-

звездой по отношению к числу рентгеновских систем с Ве-звездой, "кривые наилучшего согласия"........ 70

2.2. Ожидаемые распределения Ве/ВН систем по орбитальным параметрам....................... 75

2.3. Эволюционный трек, ведущий к образованию эксцентричной двойной системы с Ве-звездой и черной дырой . 77

3. Нейтронная звезда на стадии эжекции в двойной системе с массивной В(е) звездой 82

3.1. Радиопульсары в паре с массивными В(е)-звездами ... 82

3.2. Возможная эволюция РБИ В1259-63 И РБИ ,10045-7319 . 82

3.3. Поиск нетеплового радиоизлучения от двойных систем с оптическим и компактным компонентами на РАТАН-600 98

3.3.1. Тесные двойные системы с массивным оптическим компонентом и компактным объектом в нерентгеновской стадии.................... 98

3.3.2. Наблюдения и обработка наблюдательного материала ......................... 104

3.3.3. Обсуждение результатов.............. 108

4. Ве-звезды в паре с белыми карликами 114

4.1. Остывание белых карликов................. 114

4.2. Популяционный расчет распространенности и физических характеристик двойных Ве-звезд с белыми карликами ............................... 116

4.3. Возможное объяснение наблюдаемого дефицита систем типа Ве+"\¥Б......................... 119

Заключение 125

Список таблиц 128

ЛИТЕРАТУРА 129

Введение

Ве-звезды представляют собой класс звезд, постоянно притягивающий внимание многих исследователей. Обычно Ве-звездами называют несверхгиганты спектрального класса В, которые имеют или когда-либо имели в своем спектре водородные эмиссионные линии серии Бальмера. Обычно это линии На и Л/з, остальные существуют только в виде линий поглощения, вероятно, потому, что возбуждение водородных атомов на высокие уровни происходит лишь в более глубоких слоях звезды. Наличие эмиссии свидетельствует о существовании на звезде весьма больших областей светящихся газов, имеющих сравнительно небольшую или совсем малую оптическую толщину и не имеющих за собой "подложки" из плотных горячих газов, дающих интенсивный непрерывный спектр. Все Ве-звезды быстро вращаются, эмиссионная составляющая линии На располагается над широкой линией поглощения, указывающей на вращение звезды со скоростью до 500 км/с. Однако нередко встречаются звезды Ве с узкими линиями поглощения. Очевидно, такая звезда обращена к нам своим полюсом, так что все быстрые движения в плоскости экватора совершаются в картинной плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, что не проявляется в спектре. У Ве-звезд также наблюдается избыточное инфракрасное излучение, что особенно заметно в далеком ИК диапазоне. Этот избыток обычно связывают со свободно-свободным излучением горячей (Т> 104 К) околозвездной оболочки. Корреляция эмиссионных линий и ИК избытка рассматривается как доказательство того, что одна и та же область является ответственной за оба процесса.

Общепринятая модель Ве-звезды — быстровращающаяся звезда с околозвездным диском, имеющим сильную тенденцию к концентрации в экваториальной плоскости, при этом в полярных областях звезды действует обычный звездный ветер, ускоренный давлением излучения.

Процесс формирования диска и эволюционный статус Ве-звезд еще не выяснены до конца. Имеются, по крайней мере, два пути, следуя которым, обычная В звезда может стать Ве-звездой:

1. Ве-звезды входят в состав взаимодействующей двойной системы, где вокруг обычной В звезды образуется аккреционный диск из вещества второго компонента, заполнившего свою полость Роша (Гарма-нец, 1987). Очевидно, что в этом случае мы будем видеть излучение в линии На. Однако, из спектроскопических и фотометрических наблюдений известно, что большинство Ве-звезд не имеют указанных компонентов с большой потерей массы. Более того, кажется невероятным предположение о том, что все Ве-звезды являются взаимодействующими двойными, так как стадия гиганта, заполнившего свою полость Роша, занимает очень малую долю эволюционного времени двойной системы.

2. Существует так называемый Ве-механизм, т.е. физический механизм, который способствует возникновению звездного ветра с отсутствием сферической симметрии. В этом случае диск является истекающим, а феномен Ве — свойством самой В звезды. Наблюдения Ве-звезд показывают, что быстрое вращение играет ключевую роль в формировании Ве-феномена. Однако, тот факт, что многие быстро вращающиеся В звезды не имеют эмиссионных линий в своем спектре, а сами Ве-звезды время от времени могут утрачивать эмиссию в линии На иррегулярным образом, указывает, что быстрое вращение не является единственной причиной, вызывающей феномен Ве-звезды.

Можно предложить три способа формирования быстровращающей-ся В звезды, каждому из которых соответствует свой эволюционный статус Ве-звезды:

(а) Ве-звезды изначально обладают быстрым осевым вращением, и феномен Ве может иметь место на протяжении всей эволюции звезды на линии главной последовательности.

4

(б) Ве-феномен имеет место в течение фазы общего сжатия звезды, когда водород в ядре полностью выгорел (Шилд и Романишин, 1976). В этом случае Ве-звезды являются объектами, покидающими главную последовательность. Однако, упомянутая фаза занимает лишь несколько процентов от времени эволюции звезды на главной последовательности, а число наблюдаемых Ве-звезд составляет 10 % популяции всех звезд спектрального класса В.

(в) Ве-звезды являются членами двойных систем, в которых уже произошел первый обмен масс. В этом случае система, состоящая из В звезды с гелиевым компаньоном, формируется в конце стадии переноса масс. При этом полагается, что более массивная звезда заполняет полость Роша на стадии горения водорода в слоевом источнике, т.е. реализуется случай "В" по терминологии Киппенхана и Вайгерта (1967). Расчеты переноса вещества и углового момента показывают, что образование быстровращающейся В звезды в этом случае практически неизбежно. Ве-звезды, образовавшиеся этим путем, должны иметь в качестве компаньона проэволюционировавшую звезду, например, гелиевую звезду, белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Системами, о которых можно с уверенностью сказать, что первый обмен масс в них уже произошел, являются двойные рентгеновские системы с Ве-звездой. Сейчас известно около 50 таких систем, их полный список с известными параметрами приведен в главе 1. В этих системах нейтронная звезда аккрецирует вещество из плотного околозвездного диска главной звезды. Характерное рентгеновское излучение имеет диапазон светимостей от 1034 до 1038 эрг/с. Ве-звезды в этих системах всегда имеют ранний спектральный тип (В2 и ранее). Здесь и далее под Ве-звездами мы будем понимать только те объекты, которые образовались в результате первого обмена масс.

Следует заметить, что различные проявления Ве-звезд особенно интересны для изучения, когда они входят в состав взаимодействующей двойной системы. И хотя процесс формирования диска и эволюционный статус Ве-звезд еще не выяснены до конца, принято полагать, что системы, состоящие из Ве-звезды и компактного компонента формируются после первого обмена масс. Одними из наиболее интересных объектов в астрономии являются Ве-звезды в паре с нейтронными звездами на различных эволюционных стадиях релятивистского объекта. В последние несколько лет возрос интерес к проявлениям и эволюции компактных объектов в двойных системах с массивными оптическими звездами в связи с наблюдениями на рентгеновских и ультрафиолетовых спутниках нового поколения. Таким образом рассмотрение эволюционного статуса Ве-звезд в парах с радио и рентгеновскими пульсарами с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды и детальный расчет рентгеновских кривых блеска двойных систем с Ве-звездой и нейтронной звездой с учетом различных неклассических эффектов являются весьма актуальной тематикой современной звездной астрофизики.

Наблюдаемый дефицит двойных Ве-звезд в системах с белыми карликами, черными дырами и нейтронными звездами на стадии эжекции и пропеллера также является одной из самых важных тем современной теории эволюции двойных систем. Широкое распространение получил метод популяционного синтеза одиночных и двойных звезд в различных модификациях и приложениях. Для интерпретации наблюдений в рентгеновском диапазоне и жестком ультрафиолете (и для многих других приложений) особый интерес представляет именно изучение эволюции двойных систем, а конкретно, статус и наблюдательные проявления компактного компаньона в таких системах с учетом возможного влияния Ве-звезды.

Целью настоящей работы, начатой в 1996 году, было изучение различных явлений в двойных системах, содержащих Ве-звезду и компактный объект, а также выяснение эволюционного статуса таких систем. Вся первая часть работы посвящена наблюдаемым двойным рентгеновским системам с Ве-звездой. Исследованы неклассические эффекты, связанные с аккрецией плазмы на замагниченную нейтронную звезду в существенно нестационарных условиях анизотропной потери массы главным компонентом. Требовалось ответить на вопрос, почему амплитуда рентгеновской переменности в этих системах достигает больших величин, которые не согласуются с классической теорией аккреции вещества из звездного ветра. С помощью "Машины Сценариев" (Липунов и др., 1996а) выяснялся эволюционный статус этих систем и, используя метод Монте-Карло, рассчитывались их теоретические распределения по различным орбитальным параметрам, которые затем сравнивались с наблюдательными данными. Показана важность эффекта синхронизации в изучаемых системах. Кроме этого, на примере двойного рентгеновского транзиентного источника X Персея, изучена оптическая переменность этого объекта на различных временных масштабах. Исследования этой системы проведены на основе наблюдений, полученных автором в Крымской лаборатории ГАИШ.

Во второй части работы ставилось задачей исследовать еще не открытые двойные системы с Ве-звездой и черной дырой. С помощью "Машины Сценариев" рассчитывались вероятное число таких систем и их некоторые наблюдательные характеристики. В качестве возможных кандидатов предложены два объекта, GRS 1915+105 в нашей Галактике и RX J0117.6-7330 в Малом Магеллановом Облаке. Обсуждаются возможные способы отождествления таких систем. Согласно современному эволюционному сценарию такие объекты существуют и могут быть открыты в ближайшем будущем.

Третья часть работы целиком посвящена изучению систем, которые содержат эжектирующую нейтронную звезду в паре с ОВ(е)-звездой или прямым ее потомком — звездой Вольфа-Райе второго поколения. Рассматривается эволюционный статус известных наблюдаемых объектов этого класса PSR В1259-63 и PSR J0045-7319. Проведен поиск нетеплового радиоизлучения у "одиночных" ОВ(е) и WR звезд, обладающих конкретными признаками, которые указывают на возможное присутствие в этих системах компактного компаньона. Наблюдения были получены автором на РАТАН-600. Получена теоретическая оценка числа таких систем методом популяционного синтеза.

Наконец, в четвертой части работы проведен популяционный расчет двойных систем, в состав которых входят Ве-звезда и белый карлик. Ставилось задачей рассчитать ожидаемые физические характеристики этих систем и их распространенность среди наблюдаемой популяции Ве-звезд. Полученные результаты объясняют трудности отождествления таких систем.

Научная новизна:

1) В диссертационной работе впервые проведен детальный расчет рентгеновских кривых блеска двойных систем с Be-звездой и нейтронной звездой на стадии аккреции с учетом эффекта "Розы Ветров" и эффекта центробежного скачка светимости.

2) Впервые дано объяснение наблюдаемого дефицита короткоперио-дических рентгеновских систем с Ве-звездами.

3) Впервые проведен популяционный расчет распространенности двойных систем типа Ве/ВН и Be/WD и их ожидаемых физических характеристик.

4) Впервые рассмотрен эволюционный сценарий для Ве-звезд в парах

с радио и рентгеновскими пульсарами с учетом эволюции замаг-ниченной нейтронной звезды.

5) На основе популяционного расчета двойных систем с Ве-звездой и белым карликом впервые сделан вывод о высокой поверхностной

у

температуре компактного компаньона в такой системе.

Практическая ценность диссертационной работы заключается в объяснении наблюдаемого дефицита короткопериодических двойных рентгеновских систем с Ве-звездами, анализе рентгеновских кривых блеска для конкретных систем, расчете эволюционных сценариев для радио и рентгеновских пульсаров в паре с Ве-звездой с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды, получении наблюдательного подтверждения существования оптических пульсаций X Персея с периодом рентгеновского пульсара, анализе физических характеристик двойных систем с Ве-звездой в паре с белым карликом или черной дырой.

Детальный расчет рентгеновских кривых блеска для конкретных систем показал, что наблюдаемые рентгеновские потоки от нормальных вспышек можно объяснить аккрецией вещества из низкоскоростного, высокоплотного экваториального звездного ветра Ве-звезды. При этом всегда необходимо учитывать возможные переходы нейтронной звезды в различные режимы аккреции. Расчеты эволюционных сценариев для рентгеновских систем с Ве-звездами показали, что нейтронные звезды в этих двойных на различных участках орбиты могут находиться в различных режимах аккреции.

Показано, что отсутствие рентгеновских систем с Ве-звездами с орбитальными периодами менее 15 дней можно объяснить явлением синхронизации в двойных системах.

Исследование оптической переменности X Персея методом быстрой фотометрии подтвердило существование периодической компоненты в континууме с периодом рентгеновского пульсара.

Популяционный расчет двойных систем с В е-звездой и черной дырой показал, что существование этих систем не противоречит современной теории эволюции двойных систем, а величины анизотропных скоростей, получаемых черными дырами при рождении, должны быть невелики (< 300 км/с), орбитальные периоды и эксцентриситеты этих систем лежат в широком диапазоне значений. При этом величины эксцентриситетов сильно зависят от средней величины анизотропной скорости.

Рассчитанный эволюционный сценарий для радио и рентгеновских пульсаров в паре с В(е)-звездой дает хорошее согласие со значениями орбитальных параметров и величинами периода вращения и магнитного поля нейтронной звезды для конкретных наблюдаемых систем этого типа.

Популяционный расчет двойных систем с В е-звездой и белым карликом, впервые проведенный с учетом остывания компактного компаньона, предсказал высокую поверхностную температуру последнего в системах этого типа. Вычисления показали, что белый карлик в паре с Ве-звездой практически всегда должен быть полностью погружен в плотную дискообразную оболочку главного компонента, поглощающую жесткие УФ и мягкие рентгеновские фотоны. Регистрация белого карлика возможна лишь в достаточно широких системах с малопротяженными Ве-дисками или в периоды отсутствия