Расчет эволюции и наблюдательных проявлений нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

на правах рукописи УДК 524.387

Богомазов Алексей Иванович

РАСЧЕТ ЭВОЛЮЦИИ И НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ПРОЯВЛЕНИЙ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД И ЧЕРНЫХ ДЫР В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

Специальность 01.03.02 - "Астрофизика и радиоастрономия"

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва — 2005

Работа выполнена на кафедре экспериментальной астрономии физического факультета Московского государственного университета имени М.В. Ломоносова.

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, профессор Липунов

Владимир Михайлович (физический факультет МГУ им. М.В. Ломоносова)

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор

доктор физико-математических наук, профессор

Тутуков

Александр Васильевич (Институт астрономии РАН, Москва)

Бескин

Василий Семенович (Физический институт им. Лебедева РАН, Москва)

Ведущая организация:

Институт космических исследований РАН.

Защита состоится 9 июня 2005 в 14 часов на заседании Диссертационного совета по астрономии Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д.501.001.86.

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П К Штернберга МГУ (Москва, Университетский пр , 13).

Автореферат разослан 30 апреля 2005 года.

Ученый секретарь

Диссертационного совета п

кандидат физ.-мат. наук Алексеев С.О

JfeJe

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Существование черных дыр впервые было предсказано еще в XVIII столетии Пьером Симоном Лапласом. Однако только в двадцатом веке с открытием Альбертом Эйнштейном общей теории относительности и развитием теории эволюции звезд было получено достаточное теоретическое обоснование возможности возникновения подобных объектов.

Черная дыра, в отличие от нормальной звезды, не может быть обнаружена по собственному излучению. Открытие в последние несколько десятилетий первых кандидатов в черные дыры связано с началом эры внеатмосферной астрономии, когда стало возможным обнаружение рентгеновского излучения, возникающего в результате аккреции вещества на компактный объект в двойных системах.

Возможность существования другого важного класса компактных объектов - нейтронных звезд - была предсказана Л.Д. Ландау в начале 30-х годов прошлого века [1]. Открытие в 1967 году радиопульсара в Крабовидной туманности подтвердило предсказание Л.Д. Ландау. Следующим шагом в исследовании нейтронных звезд стало открытие переодических источников рентгеновского излучения, названных рентгеновскими пульсарами, спутником "Ухуру", который был запущен в 1970 году [2]. Впоследствии рентгеновские пульсары были отождествлены с нейтронными звездами в двойных системах.

Некоторые рентгеновские источники не обладает периодичностью рентгеновских импульсов и имеют в диапазоне 2-10 кэВ рентгеновский спектр, который заметно отличается от спектра рентгеновских пульсаров [3]. Часть таких объектов связывают с наблюдательным проявлением черных дыр, возможность наблюдений которых обоснована Я.Б Зельдовичем [4] и Е.Б. Солпитером [5], предсказавшими мощное энерговыделение при несферической аккреции вещества на черную дыру.

Термин "черная дыра"следует оговорить. Если быть точным, то существование черных дыр окончательно не доказано, но для известных кандидатов в черные дыры выполняются все необходимые наблюдательные проявления черных дыр. Именно к таким системам в дальнейшем будет применяться термин "черная дыра".

Благодаря успешной работе орбитальных рентгеновских обсерваторий "Вер-poSAX", "МИР-КВАНТ", "ГРАНАТ", "ROSAT", "CHANDRA", "GRO", "RXTE", "XMM-Newton", "BATSE"h "INTEGRAL" к настоящему времени в нашей и ближайших галактиках открыто около тысячи источников рентгеновского излучения [3, 6]. Большинство из них являются тесными двойными системами, в которых оптический компонент поставляет вещество на нейтронную звезду или черную дыру. Аккреция с субрелятивистскими скоростями на поверхность нейтронной звезды приводит к гигантскому выделению энергии в рентгеновском диапазоне со светимостью порядка

К настоящему времени на наблюдательном материале, поступающем от орбитальных рентгеновских телескопов, разработаны критерии, позволяющие идентифицировать рентгеновский объект как нейтронную звезду или черную дыру. Рентгеновские спектры аккрецирующих черных дыр имеют степенные "хвосты", которые тянутся

1036 - 1037 эрг/с [4, 5, 7, 8, 9].

до энергий ~ 1 МэВ [10, 11, 12, 13, 14], в то время как спектры аккрецирующих нейтронных звезд, как правило, имеют завал на энергиях 60-100 кэВ [14]. Различие в наблюдательных проявлениях аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в рентгеновских новых во время вспышки позволило выработать ряд косвенных критериев. На их основе модель черной дыры считается более предпочтительной, если наблюдаются:

1. Бимодальное спектральное поведение со сверхмягким очень высоким состоянием и очень низким жестким состоянием;

2. Ненасыщенный комптопизированный жесткий хвост в распределении энергии в спектре вплоть до очень высоких значений ~ 1 МэВ;

3. Быстрые флуктуации интенсивности рентгеновского излучения в жестком диапазоне на временах до 1 мкс.

Эти критерии носят статистический характер, поскольку, например, феномен рентгеновского барстера 1-го типа наблюдается у рентгеновской двойной системы Cir Х-1, которая, тем не менее, показывает быструю переменность жесткого рентгеновского излучения и бимодальное спектральное поведение. Кроме того, даже наличие жесткого степенного спектра в рентгеновском диапазоне не является однозначным признаком аккрецирующей черной дыры, поскольку степенной хвост, тянущийся вплоть до энергий ~ 150 кэВ, был обнаружен у рентгеновского барстера 1-го типа KS 1731-260 [15].

Таким образом, на основе анализа рентгеновского излучения тесной двойной системы невозможно однозначно установить природу релятивистского объекта. Главным критерием идентификации релятивистского объекта является его масса Максимально возможная масса нейтронной звезды на основе жесткого уравнения состояния достигает 3.0Мэ [16]. Объекты с массой, превышающей З.ОМ0, являются кандидатами в черные дыры. Окончательным доводом, подтверждающим наличие в двойной звездной системе черной дыры, стало бы прямое измерение радиуса компактного объекта, но современный уровень технических возможностей этого сделать не позволяет Поэтому при идентификации нейтронных звезд и черных дыр на передний план выходит разработка точных методов определения масс релятивистских объектов в тесных двойных системах [17].

Значения масс радио и рентгеновских пульсаров важны для понимания физики состояния вещества при плотностях ~ 10м-15 г/см3 ядерной). Так, до сих пор неизвестно, жесткому или мягкому уравнению состояния подчиняется вещество в недрах нейтронных звезд. Близость средней массы радиопульсаров 1.35М0 ± 0.04 [18] к Чандрасекаровскому пределу возможно говорит в пользу мягкого уравнения состояния. Однако, отсутствие радиопульсаров с частотой вращения выше 1 КГц противоречит мягкому уравнению состояния и является аргументом в пользу жесткого уравнения состояния [19]. Обнаружение в рентгеновских двойных системах Vela Х-1 и 4U 1700-37 компактных объектов с массами 1.88±0.13 [20] и 2.44Í0.27 [21] стало еще одним аргументом в пользу жесткого уравнения состояния. Однако, сложность определения массы рентгеновских пульсаров в системах с ОВ-гигантами, каковыми являются Vela Х-1 и 4U 1700-37 требует серьезной проверки выполненных оценок масс.

Одним из важнейших достижений естествознания XX века является открытие

ядерной эволюции вещества Поскольку почти все светящееся вещество Вселенной сосредоточено в звездах, то речь идет в первую очередь о звездной эволюции. Нормальные звезды, ближайшие из которых видны на ночном небосклоне, светят благодаря термоядерному синтезу, протекающему в их недрах, и, следовательно, продолжительность их жизни определяется и ограничивается запасами водорода, гелия и более тяжелых элементов вплоть до железа [22]. Жизнь звезды малой или средней массы (< 10Мо) завершается сжатием в компактное, размером с Землю, плотное образование - белый карлик Гравитационное поле массивных (10М0 < М < 20 — 30Мв) звезд делает смерть звезды катастрофически быстрым явлением, сопровождающимся коллапсом центральной ее части в нейтронную звезду (N8). Наружная часть "умирающей"звезды сбрасывается в межзвездное пространство в виде остатка сверхновой. Наконец, если масса звезды выше некоторого критического значения (> 20 — 30М&), то в конце ее эволюции образуется черная дыра (ВН).

Приблизительно половина звезд входит в состав двойных систем [23]. За счет гравитационных сил они могут обмениваться друг с другом массой, делая возможным невозможное: те из них, которые, будучи одиночными, могли произвести лишь белые карлики, теперь в двойной системе могут рождать N8 и даже ВН. Обменом масс объясняется один из краеугольных парадоксов классической астрономии - парадокс Алголя, открытый советскими исследователями А.Г. Масевич и П.П. Паренаго еще в сороковые годы прошлого века. Он состоит в том, что менее массивная звезда в двойных системах может опережать в эволюции свою массивную соседку.

Картина эволюции двойных звезд неизмеримо сложнее, чем одиночных, и до конца еще не выяснена, поэтому приходится говорить не о законах их эволюции, а об эволюционных сценариях - последовательности эволюционных стадий, проходимых звездами в зависимости от начальных параметров: масс, большой полуоси двойной системы, магнитных полей и других параметров.

В начале восьмидесятых годов прошлого века понимание эволюции звезд основывалось на пионерских работах Пачинского [24], Тутукова и Юнгельсона [25], ван деп Хойвела и Хейзе [26]. Это позволило сконструировать общий эволюционный сценарий, который успешно объяснял происхождение хорошо изученных нормальных звезд и предлагал потенциальное объяснение возникновения рентгеновских источников, открытых космическими аппаратами. Было понято, что эволюция похожа на ветвящееся генеалогическое древо, узлы которого - важные физические процессы, такие, как обмен масс между компонентами двойной, стадия с общей оболочкой (СЕ), потеря орбитального углового момента излучением гравитационных волн и т.д.

С другой стороны, было понятно, что новые открытые катастрофические процессы должны происходить после образования компактной звезды (WD, N8 или ВН) в двойной системе. Очень важно принимать во внимание описанные в предыдущем абзаце процессы в случае белых карликов и нейтронных звезд, так как они имеют сильные магнитные поля и быстро вращаются. Здесь был открыт новый феномен в звездной эволюции - эволюция гравимагнитных ротаторов. Развитие этой идеи восходит к первоначальным работам В.Ф. Шварцмана [27, 28], Илларионова и Сюняева [29], Бисноватого-Когана и Комберга [30], Шакуры [31], Викрамасингха и Велана [32], Липунова и Шакуры [33], Савонийе и ван ден Хойвела [34], Липунова [35]. Астро-

физические проявления замагничепных компактных звезд определены в основном их взаимодействием с окружающей плазмой посредством двух видов физических полей' электромагнитного и гравитационного, их собственная эволюция представляет собой постепенное изменение характера этого взаимодействия. Универсальность такого подхода не только в его способности дать очевидное объяснение таким различающимся объектам, как радиопульсары, рентгеновские пульсары, рентгеновские барстеры, катаклизмические переменные, поляры, транзиентные рентгеновские источники и многие другие, но и в возможности предсказать совершенно новые, пока не открытые объекты.

Поэтому реалистичный сценарий эволюции двойных звезд должен включать оба типа эволюции: ядерную эволюцию нормальной звезды, а также эволюцию замагни-ченного компактного объекта. Это усложняет древо сценария до такой степени, что еще около двадцати лет назад стала очевидной необходимость создания специального инструмента для численного исследования эволюции двойных [36, 37]. Так появилась "Машина сценариев"[38]. В настоящее время это сложный программный комплекс для проведения популяционного синтеза двойных звезд, учитывающий множество физических процессов, влияющих на эволюцию и наблюдательные проявления самых разнообразных объектов.

В "Машине сценариев "использован прямой метод статистического моделирования (метод Монте-Карло), в котором начальные параметры звезд (массы, большие полуоси орбит, магнитные псшя и т.д.) выбираются случайным образом в соответствии с принятыми модельными распределениями. Расчет ведется следующим образом: в начальный момент компьютерного времени рождается двойная звезда со случайной массой первичного (более массивного) компонента, соответствующей экспериментально открытому закону Солпитера. Масса вторичного компонента опреде-леятся также случайно (по функции распределения по отношению масс компонентов системы). Большая полуось двойной системы - еще один параметр системы, определяемый случайным образом - имеет плоское распределение в логарифмическом масштабе [39]. Далее включается блок законов, описывающий ядерную эволюцию и процессы обмена масс звездами После рождения компактной звезды подключается блок, рассчитывающий эволюцию замагниченных вращающихся компактных звезд Когда проходит заданный промежуток времени (обычно он принимается равным возрасту Вселенной), расчет эволюции данной системы прекращается. По ходу вычислений в память компьютера могут записываться все необходимые физические параметры расчитываемых объектов Для проведения популяционного синтеза "Машина сценариев"рассчитывает значительное количество двойных звезд (как правило, один миллион, но, если в решаемой задаче требуется выявить очень редкие события или типы систем, это число увеличивают), затем, если требуется узнать число объектов или событий определенного типа в Галактике, результат нормируется на истинное число звезд в Млечном Пути.

Подробнее о работе "Машины сценариев"написано в [38]. Далее в настоящей работе будут описываться только те принципы построения эволюционного сценария, которые являются существенными для исследуемых процессов.

К основным результатам использования "Машины сценариев"относятся не только объяснение известных эволюционных стадий двойных систем, но и изучение связи

между различыми видами двойных звезд, предсказание новых, еще не открытых типов двойных объектов [40].

В частности, при помощи "Машины сценариев"было предсказано существование двойных радиопульсаров с ОВ-звездой. Первая двойная система, состоящая из радиопульсара и Ве-звезды, была открыта более десяти лет назад на Паркском радиотелескопе [41, 42]. Это система РБК В1259-63, в которой пульсар движется по сильно вытянутой орбите (е > 0 87) вокруг компаньона - Ве-звезды 10-ой звездной величины 882883.

Впервые теоретическая оценка числа таких систем была проведена в 1983-1987 гг. с использованием "Машины Сценариев"[36, 37, 43, 44] и показала, что из примерно 700 наблюдаемых радиопульсаров один должен иметь в качестве компаньона ОВ-звезду. Обнаружение системы В1259-63 не только подтвердило эволюционный сценарий, который был получен авторами этих работ, но и, как и предсказывалось ими же [45], дало мощный инструмент для исследования характера звездных ветров.

В 1997-1998 годах для системы В1259-63 при помощи "Машины Сценариев "были рассчитаны возможные эволюционные треки [46]. Вычисления базировались на эволюционном сценарии, предсказывающем существование систем, включающих в себя радиопульсар и массивный оптический компонент. Высокий эксцентриситет орбиты был объяснен толчком во время анизотропного взрыва сверхновой, в результате которого возник радиопульсар. Также были получены возможные величина и направление скорости толчка в системе В1259-63 [47].

Ве-звезда определена как звезда главной последовательности спектрального класса В, которая имеет в спектре одну или более эмиссионную линию серии Бальмера [48]. Эти линии обычно имеют два пика. Еще Струве в 1931 году предположил, что эта спектральная особенность может быть объяснена излучением вращающегося диска, связанного с Ве-звездой. К настоящему времени эти диски наблюдались в оптическом, инфракрасном и радиодиапазонах. Они состоят из плотного, медленно вращающегося вещества, находящегося в плоскости экватора Ве-звезды или близко к ней. Кроме того, Ве-звезды обладают и ветром с малой плотностью и высокой скоростью

Наблюдения прохождений пульсара В1259-63 стали уникальной возможностью для изучения характеристик диска Ве-звезды благодаря изменению потока радиоизлучения, линейной поляризации, меры вращения и задержке импульсов. Это стало возможным, поскольку диск 332883 наклонен относительно плоскости орбиты компаньона и происходят затмения пульсара диском.

Предпринимались попытки построить модель ветра Ве-звезды и сравнить рассчитанные параметры с наблюдаемыми значениями меры дисперсии, меры вращения и времени задержки импульсов. В [49] рассмотрена дисковая модель с экспоненциальным падением электронной плотности с расстоянием от Ве-звезды и с высотой над плоскостью диска.

Более обоснованной, однако, представляется модель степенного падения плотности в диске [50] Эта модель при определенных параметрах позволила авторам объяснить изменение меры дисперсии вблизи периастра. Также развита модель клочковатого дискового ветра Ве-звезды [51, 52] (не отменяющая, а дополняющая степенной диск). Быстро распространяющиеся пузыри (со скоростью « 2000 км/с) с электронной плотностью (пе ~ 10е/см3, размер образований < 101Осм на расстоянии 20-50

радиусов звезды), отличной от электронной плотности в окружающем пространстве, создают значительные флуктуации электронной плотности по лучу зрения, и, как следствие, флуктуируют поток, мера дисперсии и мера вращения

Авторы работ [49, 50, 51, 52] проводили сравнение вычисленных и наблюденных значений меры дисперсии для определения концентрации электронов и меры вращения для оценки параметров магнитного поля в ветре SS2883. В работах [49, 50] делается заключение, что затмение пульсара вызывается свободно-свободным поглощением радиоизлучения в диске Ве-звезды. Оптическая толщина для радиоизлучения использовалась для того, чтобы согласовать вычисленное время начало затмений в модели ветра, полученной с использованием зависимости меры дисперсии от положения пульсара относительно компаньона, но сравнения рассчитанной и наблюдательной кривых блеска в радиодиапазоне ими не проводилось.

При помощи пульсарного тайминга была предпринята попытка установить положение плоскости орбиты пульсара В1259-63 относительно экватора SS2883 [53, 54]. Однако, из-за шума и длительных затмений пульсирующего радиоизлучения оказалось невозможным построить однозначную модель системы.

Система PSR В1259-63 неоднократно наблюдалась и в рентгеновском диапазоне. Выло показано, что рентгеновское излучение данной системы возникает, по видимому, в результате обратного эффекта Комптона [55, 56]. Пульсар является источником релятивистских протонов и электронов, массивная оптическая звезда - источником мягких фотонов. В результате обратного комптоновского рассеяния мягких фотонов оптической звезды на релятивистских частицах пульсарного ветра наблюдается широкополосное рентгеновское излучение.

Ве-звезда - быстро вращающийся объект, для которого становится существенной зависимость температуры поверхности от ускорения свободного падения по теореме фон Цейпеля [48].

Следовательно, даже на одинаковом расстоянии от звезды, но в разных направлениях, плотность мягкого излучения не будет одной и той же, а, значит, должна существовать и зависимость жесткого излучения от положения точки, в которой происходит обратный комптон-эффект, что и показано в настоящей работе

За последние годы измерены массы свыше десяти радио и рентгеновских пульсаров и с каждым годом количество оценок масс нейтронных звезд растет. С целью прогноза возможных значений наблюдаемых масс и магнитных полей нейтронных звезд в тесных двойных системах на "Машине сценариев"был проведен популяцион-ный синтез.

По современным представлениям в зависимости от параметров двойной системы, темпа потери массы оптической звездой помимо обычной аккреции вещества на нейтронную звезду может иметь место супер- и гипераккреция. Рентгеновская светимость при супераккреции достигает Эдингтоновского предела свети мостя и тем самым ограничивает дальнейшее выпадение вещества. Это имеет место при темпах аккреции М ~ 10~4 — 10_5Л/е/год. В работе P.A. Шевалье [57] показано, что в случае более высокого темпа выпадения вещества на поверхность нейтронной звезды М ~ Ю-2 — Ю-3Mg/год, его высвечивание будет происходить не посредством высо-коэнергетичных фотонов, а посредством нейтрино. Таким образом, за характерную длительность стадии гипераккреции ~ 102 лет на поверхности нейтронной звезды

может осесть до ~ 1М@.

Однако, поскольку к настоящему времени получены оценки масс всего около тридцати нейтронных звезд и двадцати черных дыр, полученного числа измерений, к сожалению, недостаточно для надежных статистических выводов о характере распределения масс релятивистских объектов.

Так, по причине недостаточно большой статистики и точности оценок масс нейтронных звезд и черных дыр, до сих пор не выявлен спектр масг компактных объектов. В наблюдаемом распределении по массам нейтронных звезд и черных дыр обращает на себя внимание факт дефицита компактных объектов в интервале 2 — бМ0. Этот провал особенно удивителен в свете новых данных о распределении масс СО-ядер звезд Вольфа-Райе в конце эволюции [58], которые лежат в широком интервале масс Мсо = (1 — 2) — (20 — 44)М@ и распределены непрерывно. Поскольку звезды Вольфа-Райе по современным представлениям [25, 26, 59] являются производителями релятивистских объектов, столь сильное различие в распределении конечных масс СО-ядер звезд Вольфа-Райе и масс порождаемых ими релятивистских объектов требует объяснения. Поэтому с целью прогноза возможного значения масс черных дыр, а также вида спектра масс компактных объектов до и после аккреции вещества оптического спутника в работе на "Машине сценариев"был выполнен популяционный синтез.

Следует отметить, что фунции масс нейтронных звезд и черных дыр уже были построены, например, в работах [60, 61]. Однако, в указанных работах, во-первых, это начальные функции масс без учета времен жизни на стадиях "компактный объект+нормальная звезда", во-вторых, не учтена возможность аккреционно-индуцированного коллапса нейтронных звезд.

Особенный интерес представляло бы открытие двойных, состоящих из радиопульсара и черной дыры. Это явилось бы фундаментальным подтверждением существования черных дыр, а также прекрасной возможностью для исследования точных эффектов общей теории относительности [62, 63]. В таких системах параметры черных дыр - такие, как масса, параметр Керра - были бы измерены с точностью, на порядки превосходящей нынешние косвенные оценки их у кандидатов в черные дыры в рентгеновских двойных [64, 65]. Более того, если взаимное положение черной дыры и радиопульсара является подходящим, то можно будет наблюдать распространение радиоизлучения сколь угодно близко к горизонту событий Первые оценки числа двойных радиопульсаров с черной дырой были проведены одиннадцать лет назад и показали, что эти системы могут наблюдаться современными радиоастрономическими средствами [63].

Тем не менее, хотя число наблюдаемых радиопульсаров удвоилось за последнее десятилетие и достигло N^1 яв 1500, ни один из них не имел в качестве компаньона черную дыру [66, 67, 68, 69, 70]. Кроме того, за последние десять лет существенно изменились представления об эволюции звезд, способных дать черную дыру. В частности, были получены соображения в пользу более высокого темпа потери массы такими звездами, появились подробные вычисления, учитывающие новые факторы [71, 72, 73].

Эволюционный сценарий содержит много ключевых параметров, слабо описанных теорией (величина звездного ветра, начальная масса звезды, способной дать

черную дыру, начальное распределение отношения масс в двойных системах, скорость отдачи во время формирования релятивистской звезды, эффективность стадии с общей оболочкой, доля массы звезды, уходящей под горизонт событий во время коллапса). Поэтому, с целью установить возможность наблюдения двойных радиопульсаров с черными дырами, учитывая новые представления о звездной эволюции, на "Машине Сценариев"был проведен популяционный синтез при самых широких предположениях о возможных значениях параметров эволюционного сценария.

Из сказанного ясно, что исследование эволюции и наблюдательных проявлений нейтронных звезд и черных дыр является важным и актуальным и может не только углубить наши знания о природе релятивистских объектов и физических процессов, связанных с ними, но и послужить проверкой различных сценариев эволюции нормальных звезд.

Цель диссертации

В работе преследовались следующие цели:

1. Учесть свободно-свободное поглощение радиоизлучения пульсара В1259-63 в ветре Ве-звезды 8Э2883 и получить параметры ветра в двухкомпонентной модели

2. Установить возможность наблюдения в будущем переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара.

3 Рассчитать спектр масс нейтронных звезд с учетом аккреции, супераккреции и гипераккреции при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд.

4. Рассчитать спектр масс черных дыр в рентгеновских двойных системах при различных предположениях о характере звездной эволюции.

5. Провести расчет возможного числа двойных систем, состоящих из радиопульсара и черной дыры, с учетом новых представлений об эволюции массивных звезд.

Научная новизна

В работе впервые:

1. Рассчитан эффект переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара и показана возможность его наблюдения в будущем.

2 Построена функция масс нейтронных звезд с учетом набора массы нейтронной звездой на стадиях аккреции, супераккреции и гипераккреции при разных значениях времени затухания магнитного поля и указан тип двойных систем, в которых существует вероятность найти нейтронную звезду, набравшую массу.

3 Построена функция масс черных дыр в рентгеновских системах с учетом времени жизни двойных звезд на соответствующей стадии, а также с учетом возможности аккреционно-индуцированного коллапса нейтронных звезд.

Практическая и научная ценность

Полученные в работе результаты показывают, что радиопульсар в двойной системе " рад йог гул ьсар+Ве-звезда" может быть использован не только для зондирования звездного ветра второго компонента, но и для исследования распределения эффективной температуры на поверхности оптического компаньона.

Исследования функций масс нейтронных звезд и черных дыр важны для определения многих параметров звездной эволюции, начиная от ядер коллапсирующих звезд до величины звездных ветров, поскольку конечные стадии жизни звезд чувствительны к изменению эволюционного сценария.

Подтверждение возможности открытия двойных радиопульсаров с черными дырами имеет большое значение для проверки в будущем положений теории относительности и окончательного доказательства существования черных дыр

Краткое содержание диссертации

Первая глава посвящена системе В1259-63 — 332883. Собраны воедино результаты многолетних наблюдений системы в радиодиапазоне Для численного расчета теоретической кривой блеска была написана компьютерная программа В данной главе исследуются параметры ветра оптической звезды в двухкомпонентной модели (дисковый и сферический ветер), для чего используется изменение характеристик радиоизлучения (потока и меры дисперсии) пульсара В1259-63, затмеваемого в периастре диском Ве-звезды 332883 Предполагается, что электронная плотность в диске падает с расстоянием от оптической звезды по степенному закону, вещество диска полностью ионизовано, в диске действует свободно-свободное поглощение радиоволн. Проведены вычисления возможных параметров ветра оптической звезды, найдена оптимальная модель, наиболее полно соответствующая наблюдаемой кривой блеска и зависимости меры дисперсии радиоизлучения от положения пульсара относительно компаньона. Получено значение электронной плотности на поверхности 332883 для дискового ветра (по, ~ 1012см3) и верхний предел плотности на поверхности 332883 для сферического ветра (п0е < 109см3). Также получены показатель степени падения плотности в диске Д> = 2.55 и угол раскрытия диска <р = 7.5°.

Далее в этой главе рассмотрен эффект переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара Как было показано ранее [55, 56], непульсирующее рентгеновское излучение системы В1259-63 скорее всего возникает в результате обратного комптоновского рассеяния мягкого излучения оптического компаньона на релятивистских частицах радиопульсара. Ве-звезда - это быстро вращающийся объект, для которого становится существенной зависимость температуры поверхности звезды от ускорения силы тяжести на ее поверх-

ности по теореме фон-Цейпеля Следовательно, поле излучения Ве-звезды обладает анизотропией, поэтому условия для обратного комптоновского рассеяния в двойной системе "пульсар+Ве-звезда"зависят от положепия радиопульсара относительно компаньона и, значит, меняется и рентгеновская светимость. Были проведены численные расчеты теоретической кривой рентгеновской светимости абстрактной системы "радиопульсар+Ве-звезда"и получены оценки условий, при которых возможно наблюдение указанного эффекта, а также максимальная его величина (отношение рентгеновской светимости в рассмотренной абстрактной модели в максимуме и минимуме может достигать ~ 2) Данный эффект становится заметным, если выполняются два условия Первое - плоскость орбиты пульсара должна быть близка к картинной плоскости (г < 30°, где г - наклонение орбиты пульсара) Второе - угол между плоскостями орбиты пульсара и экватора Ве-звезды должен быть > 80° В единственной надежно исследованной системе такого типа - В1259-63 ьЯ32883 - не выполнены оба условия. В связи с этим было предпринято дополнительное исследование с целью выяснить принципиальную возможность наблюдения исследуемого эффекта На "Машине сценариев"был проведен популяционный синтез двойных радиопульсаров с Ве-звездой при различных предположениях о характерной скорости отдачи во время образования нейтронной звезды Было продемонстрировано, что при разумных величинах характерной скорости отдачи (50 - 200 км/с) плоскость орбиты пульсара может иметь наклон относительно плоскости экватора Ве-звезды 80° и более у 2-15% систем. Таким образом, анизотропный толчок во время взрыва сверхновой может произвести требуемое изменение параметров системы

Во второй главе представлены результаты популяционного синтеза, проведенного на "Машине сценариев", целью которого является построение функции масс нейтронных звезд при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд Известно, что большая часть открытых рентгеновских источников являются тесными двойными системами, в которых оптическая звезда поставляет вещество на нейтронную звезду. Аккреция вещества с субрелятивистскими скоростями на поверхность нейтронной звезды приводит к гигантскому выделению энергии ~ 1036 — 1037эрг/с [4, 5]. Кроме того, должна расти и масса нейтронной звезды На сегодняшний день измерены массы более десяти радиопульсаров в двойных системах С целью прогноза возможных значений наблюдаемых масс и магнитных полей нейтронных звезд в тесных двойных системах на "Машине сцена-риев"был проведен популяционный синтез В работе рассмаривались двойные системы, в которых обмен массами уже завершен - это системы "радиопульсар+белый карлик"и "радиопульсар I нейтронная звезда". Нейтронная звезда может набирать массу на стадиях аккреции, супераккреции (когда рентгеновская светимость, возникающая в результате аккреции вещества, превосходит Эдцингтоновский предел) и гипераккреции (когда основная энергия аккрецируемого вещества уносится нейтрино) Последняя стадия является плохо изученной, поэтому популяционный синтез проводился в варианте с набором и без набора массы на стадии гипераккреции Наблюдательный материал [18] уже позволяет сделать заключение, что возможны два типа эволюции массы нейтронной звезды со временем- с набором массы и без него. Предполагалось, что магнитное поле нейтронной звезды убывает по экспоненциальному закону до некоторой величины и далее остается постоянным. Так как время

диссипации магнитного поля точно неизвестно, то точный возраст нейтронных звезд установить невозможно. Однако, величина самого магнитного поля может служить характерисикой возраста Поэтому в работе строится зависимость "магнитное поле — масса" Для наблюдаемых радиопульсаров с известной массой значение напряженности магнитного поля получено в предположении магнито-дипольных потерь углового момента нейтронной звездой. Проведен популяционный синтез 19.5 мил-лонов двойных систем "радиопульсар+нейтронная звезда", "радиопульсар+белый карлик". Сначала рассматриваются модели с постоянной и равной 1 35М0 начальной массой нейтронной звезды (это средняя масса радиопульсаров), напряженность ее начального магнитного поля могла принимать значения от 1011 Гаусс до 1013 Гаусс При помощи популяционного синтеза были построены функции масс радиопульсаров в указанных типах двойных систем при различных временах диссипации магнитного поля, с учетом и без учета набора массы на стадии гипераккреции В заключение были построены функции масс в системах "радиопульсар+нейтронная звезда"и "радиопульсар+белый карлик"с разбросом начальной массы нейтронной звезды от 1 25 М0 до 1 4 М0 и магнитного поля от 1011 Гаусс до 1014 Гаусс Также было учтено время жизни на соответствующих стадиях В итоге показано, что нейтронная звезда может увеличивать свою массу от минимального значения вплоть до предела Оппенгеймера-Волкова, причем нейтронную звезду, увеличившую свою массу на стадих аккреции, супераккреции и гипераккреции, скорее всего можно будет найти в системах типа "радиопульсар+белый карлик"

В третьей главе представлены результаты популяционного синтеза черных дыр в двойных системах К настоящему времени измерены массы более 30 нейтронных звезд, и выполнены оценки масс около 20 черных дыр. Для прогноза возможного значения вида спектра масс черных дыр до и после аккреции вещества оптического спутника на "Машине сценариев"проведен популяционный синтез 106 двойных систем в различных эволюционных сценариях. Для контроля результатов привлечено несколько наблюдательных критериев: отношение числа маломассивных (с массой < 4Мс) черных дыр к массивным (с массой > 4А/а), число систем типа Лебедь Х-1 в Галактике и отстутствие систем "радиопульсар+черная дыра"(вернее, относительная величина - число радиопульсаров с черными дырами к числу всех радиопульсаров - не должна превышать 1/1500; относительная величина рассчитывалась для того, чтобы избежать эффектов селекции, связанных с недостаточным знанием многих параметров радиопульсаров, 1500 - округленное число наблюдаемых радиопульсаров). В результате вычислений получены функции масс черных дыр в рентгеновских двойных на момент рождения систем и с учетом времен жизни в трех эволюционных сценариях, приводимые модели не противоречат современным наблюдениям Во всех рассмотренных сценариях должны существовать маломассивные черные дыры (с массой, приблизительно равной пределу Оппенгеймера-Волкова)

Далее в этой главе проводится исследование возможного числа двойных систем "черная дыра+радиопульсар"при самых широких предположениях относительно параметров эволюционного сценария Конечные стадии жизни звезд чувствительны к параметрам эволюционного сценария Поэтому, поскольку за последнее десятилетие изменились представления об эволюции массивных звезд (а предками систем типа "радиопульсар+черная дыра"являются именно массивные двойные звезды), а также

изменилось понимание природы некоторых известных массивных двойных систем, содержащих релятивистский объект, потребовалось уточнить результаты аналогичной работы, проведенной одиннадцать лет назад [63]. Как и в работе [63], предполагается, что количество двойных радиопульсаров с черными дырами (ВН+Рбг) должно коррелировать с количеством систем типа Cyg Х-1. Проведен многократный попу-ляционный синтез 10е двойных систем при самых широких изменениях параметров эволюционного сценария (величины звездного ветра, анизотропного толчка во время взрыва сверхновой, доли массы, уходящей под горизонт событий во время коллапса и некоторых других). В результате получено, что в моделях, в которых существует хотя бы одна система типа Лебедь Х-1 в Галактике, относительная величина 1500 • ^н+Рег/Рзг по крайней мере не меньше 0 4, следовательно вывод работы [63]

0 возможности открытия систем ВН+Рзг подтверждается.

Заключение содержит выводы диссертации.

Основные результаты диссертации, выносимые на защиту

1 Получены параметры ветра 382883 в двухкомпонентной модели Для дискового ветра получены электронная плотность на поверхности звезды пое ~ 1012/см3, показатель степени падения электронной плотности с расстоянием от звезды (Д> = 2.55) и угол раскрытия диска <р = 7.5°, для сферического - верхний предел электронной ПЛОТНОСТИ Пое < Ю9/СМ3.

2. Впервые предложен и рассчитан эффект, вызывающий переменность рентгеновского излучения в двойной системе "радиопульсар+Ве-звезда", возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния мягкого излучения оптической звезды на релятивистских частицах радиопульсара, и состоящий в том, что поле излучение Ве-звезды анизотропно и условия обратного комптоновского рассеяния зависят от положения радиопульсара относительно компаньона Показана возможность наблюдения данного эффекта в будущем.

3. Рассчитан спектр масс нейтронных звезд от учетом аккреции, супераккреции и гипераккреции при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд В работе показано, что масса нейтронной звезды может увеличиваться от минимального значения ~ 1.25М0 вплоть до предела Оппенгсймера-Волкова МОУ ~ 2.5М@. Также показано, что в системах "радиопульсар+белый карлик "уменьшению поля соответствует увеличение массы радиопульсара. Проведенные расчеты согласуются с современными наблюдательными данными [18].

4. Рассчитан спектр масс черных дыр в рентгеповских двойных системах. Впервые при построении функции масс были учтены времена жизни систем, а также аккреционно-индуцированный коллапс нейтронных звезд. Показано, что во всех возможных сценариях должны существовать маломассивные черные дыры (с массой — Моу). Полученные в работе модели не противоречат современным наблюдательным данным.

5. Проведен расчет возможного числа черных дыр с радиопульсарами и парамет-

ров таких систем в Галактике с учетом современных сценариев эволюции массивных звезд и изменений в понимании природы наблюдаемых массивных тесных двойных систем. Подтверждается вывод работы [63] о возможности открытия таких пар в ближайшие годы

Апробация результатов

Результаты диссертации были доложены на Международной конференции студентов и аспирантов по фундаментальным наукам "Ломоносов-2001" (Москва, МГУ, 2001), на Международной конференции студентов и аспирантов по фундаментальным наукам "Ломоносов-2004", (Москва, МГУ, 2004), на Международной конференции "Космология и Астрофизика Высоких Энергий (Зельдович-90)" (Москва, Институт космических исследований РАН, 2004).

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1 А.И. Богомазов, В.M Липунов, "Обратный комптон-эффект в двойной системе "Пульсар-Ве-звезда", Астрономический журнал, 2003, т. 80, номер 10, стр. 891-895.

2 Alexpy I. Bogomazov, "Binary orbital orientation modelling", Astronomical and As-trophysical Transactions, 2004, v 23, issue 1, pp. 71-73.

3 А И. Богомазов, M.K. Абубекеров, В M Липунов, A.M. Черепащук, "Эволюция масс нейтронных звезд в двойных системах", Астрономический журнал, 2005, том 82, номер 4, стр. 331-346.

4. А.И. Богомазов, "Моделирование ветра Ве-звезды SS2883", Астрономический журнал, том 82, номер 8, стр. .

5. А.И. Богомазов, М.К. Абубекеров, В.М. Липунов, "Распределение черных дыр в двойных системах по массам", Астрономический журнал, том 82, номер 8, стр

6 V.M. Lipunov, A.I. Bogomazov, M.K. Abubekerov, "How abundant is the population of radio pulsars with black holes?", MNRAS, принята к печати.

Личный вклад автора

В статье (1) автором выполнены все расчеты. В статье (2) автор провел популяци-онный синтез двойных систем "радиопульсар ! Ве-звезда". В статье (3) автор провел популяционный синтез двойных систем "радиопульсар+нейтронная звезда"и "ра-диопульсар+белый карлик"и выполнил коррекцию результатов с учетом эффектов наблюдательной селекции В статье (4) автор произвел поиск и систематизацию опубликованных наблюдательных данных о системе PSR В1259-63 — Ве-звезда SS2883 и выполнил все вычисления. В статье (5) автор провел популяционный синтез систем "радиопульсар+черная дыра", систем типа CygX-1 и иных рентгеновских двойных

систем, осуществил отбор моделей, наиболее полно соответствующих современным наблюдательным данным, а также коррекцию полученных результатов с учетом эффектов наблюдательной селекции. В статье (6) автор провел популяционный синтез систем "радиопульсар+черная дыра"и систем типа Cyg Х-1

Список литературы

(1 12 13 И 15 [6 17 [8 [9

[10 [П [12 [13

[14 [15 [16

[17

[18 [19 [20

Landau L.D., 1932, Phys. Z. Sowjetunion, v. 1., p. 285. Forman W. et al., 1978, ApJS, v. 38, p. 357. Черепащук A.M., 2003, УФН, т. 173, с. 345 Зельдович Я.В., 1964, ДАН СССР, т 155, с. 67 Salpeter Е Е., 1964, ApJ, v. 140, p. 796. Черепащук A.M., 1996, УФН, т.166, с.809. Shakura N.I., Sunyaev R.A., 1973, A&A, v. 24, p. 337 Pringle J.E., Rees M.J., 1972, A&A, v. 21, p. 1.

Novikov I.D , Thorne К S., 1973, in Black Holes (Eds De Witt C., De Witt B.S.) (London: Gordon and Breach) p. 343.

Sunyaev R.A. et al., 1991, A&A, v. 247,1. 29

Sunyaev R.A. et al., 1991, ApJL, v. 383,1. 49.

Gilfanov M. et al., 1993, A&AS, v. 97, p. 303.

Grebenev S A , Sunyaev R A., Pavlinsky M N , 1991, Proc of the Workshop on Nova Muscae, Lyngby, May 14-16 (Eds Brandt S ), Lyngby Danish Space Res Inst. (1991), p. 19.

Гильфанов M.P., Дисс. докт. физ.-мат. наук. (М.: ИКИ РАН, 1995), с. 167. Barret D. et al., 1992, ApJ, v. 394, p. 615.

Шапиро С , Тьюкольски С , Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды, М.: Мир, 1985, с 284

Абубекеров М К., Массы релятивистских объектов в рентгеновских двойных системах, Диссертация на соискание ученой степени кандидата наук, научный руководитель - член корр. РАН А М. Черепащук.

Thorsett S.E., Chakrabarty D., 1999, ApJ, v. 512, p. 288.

Lipunov V.M , Postnov К A , 1984, Astrophys Spac.Sci, v 106, p. 103

Quaintrell H., Norton A.J., Ash T.D.C., Roche P., Willems В., Bedding T R., Baldry I.K., Fender R.P., 2003, A&A, v. 401, p. 313.

[21] Clark J.S , Goodwin S P., Crowther P.A., Kaper L.,Fairbairn M., Langer N., Brock-sopp C., 2002, A&A, v. 392, p. 909.

[22] Физика космоса, маленькая экциклопедия, под ред. P.A. Сюняева, 1986, Советская экнциклопедия.

[23 [24 [25

[26 [27 [28 [29 [30 [31 [32 [33 [34 [35 [36 [37 [38

[39

[40 [41

[42

[43 [44

Бэттен, Двойные и кратные звезды, 1976, М.: Мир. Paczynski, В., 1971, ARA&A, 9, 183.

Тутуков AB., Юнгельсон JIP, 1973, Научные И формации Астросовета АН СССР, т.27., с.58.

van den Heuvel B.P.J., Heise J., 1972, Nature Phys. Sei., v. 239, p. 67

Шварцман В Ф., 1970, Радиофизика, 13, 1852.

Шварцман В.Ф., 1971, АЖ, 48, 438.

Illarionov A.F. and Sunyaev R.A , 1975, A&A, 39, 185

Бисноватый-Коган Г.С. и Комберг Б.В., 1975, АЖ, 52, 457.

Шакура Н.И., 1975, Письма в АЖ, 1, 23.

Wickramasinghe D.T and Whelan J.A.J , 1975, Nat, 258, 502.

Липунов B.M. и Шакура Н.И., 1976, Письма в АЖ, 2, 343.

Savonije G.J. and van den Heuvel E.P.J., 1977, ApJ, 214, L19

Lipunov V.M., 1982, A&SS, 85, 451.

Корнилов В.Г. и Липунов B.M , 1983, АЖ, 60, 284.

Корнилов В.Г. и Липунов В.М., 1983, АЖ, 60, 574.

Lipunov V М., Postnov К А , Prokhorov М Е . The Scenario Machine- Binary Star Population Synthesis, Eds. Sunyaev R A , Astrophysics and Space Physics Reviews, vol.9, Harwood academic publishers, 1996

Крайчева 3.T., Попова Е.И , Тутуков A.B., Юнгельсон Л.Р., 1979, АЖ, т.56, с. 520.

Lipunov V.M., 1994, Mem. Soc. Astron. Ital., 65, 21.

Simon Johnston and R N. Manchester, A.G. Lyne and M.Bailes, V.M. Kaspi, Qiao Guojun and N. D'Amico, 1992, ApJ, 387, L37-L41.

Simon Johnston, R.N. Manchester, A.G. Lyne, L. Nicastro and J. Spyromilio 1994, MNRAS, 268, 430-436

Корнилов В.Г., Липунов B.M., 1984, АЖ, 61, 686. Липунов B.M , Прохоров М Е., 1997, АЖ, 64, 1189.

[45] Lipunov V.M. and Prokhorov M.E , 1984, A&SS, 98, 221.

[46] Рагузова H.B., Ляпунов B.M., 1998, АЖ, том 75, номер 6, с. 867-865.

[47] Прохоров М.Е., Постнов К.А., 1997, Письма в АЖ, v.23, номер 7-8, с. 503-508.

[48] К. де Ягер, Звезды наибольшей светимости, 1984, М.: Мир

[49] Melatos A., Johnston S. and Melrose D.B., 1995, MNRAS, 275, 381.

[50] Simon Johnston, R.N. Manchester, A.G. Lyne, N D'Amico, M.Bailes, B.M. Gaensler and L. Nicastro, 1996, MNRAS, 279, 3, 1026.

[51] Johnston S , Wex N , Nicastro L , Manchester R.N , Lyne A G , 2001, MNRAS, 326, 643.

[52] Connors T.W., Johnston S., Manchester R N and McConnell D., 2002, MNRAS, 336, 1201.

[53] Wex N., Johnston S , Manchester R N., Lyne A.G., Stappers B.W. and Bails M., 1998, MNRAS, 298, 997.

[54] Wang N., Johnston S. and Manchester R.N., 2004, MNRAS, 351, 599.

[55] Chernyakova M.A., Illarionov A.F., 1999, MNRAS, 304, 359.

[56] Чернякова M.A., Наблюдательные характеристики двойной системы с радиопульсаром, Диссертация на соискание уч ной степени кандидата физико-математических наук, научный руководитель к ф.-м.н. Илларионов А Ф., АКЦ ФИАН, Москва, 2000.

[57] Chevalier R.A., 1993, ApJ, v. 411,1 33.

[58] Черепащук А М , 2001, АЖ, т 78, с. 145

[59] Тутуков А.В., Черепащук A.M., 2003, АЖ, т. 80, с. 419.

[60] Chris L. Fryer and Vassiliki Kalogera, ApJ, 554, 548-560, 2001.

[61] Belczynski K., Bulik Т., and Kluzniak W., 2000, preprint, astro-ph/0011183.

[62] Narayan R., Piran Т., Shemi A., 1991, ApJ, 379, L17-L20.

[63] Lipunov V.M., Postnov K.A., Prokhorov M.E., and Osminkin E. Yu, 1994, ApJ, 423, L121-L124.

[64] Blandford R.D., Teukolsky S.A., 1975, ApJ, 198, L27.

[65[ Brumberg V.A., Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D., & Shakura N.I., 1975, Soviet Astron. Lett., 1, 5.

[66] Manchester R.N. and Taylor J.H., 1972, ApJ, 10, L67.

[67] Taylor J.H., Manchester R N and Lyne A.G , 1993 ApJS, 88, 529-568

[68] Manchester R.N., Lyne A.G., Camilo F., Bell J.F., Kaspi V.M., D'Amico N., McKay N.P F., Crawford F., Stairs I.H., Possenti A., Kramer M. and Sheppard D.C., 2001, MNRAS, 328, 17 35.

[69] Lewandowski W., Wolszczan A , Feiler G., Konacki M. and Soltysinski T., 2004, ApJ, 600, 905-913.

[70] www.atnf.csiro.au/psrcat.

[71] Heger A. et al., 2002, preprint, astro-ph/0211062.

[72] Woosley S.E., and Heger A., Weaver T.A., 2002, Reviews of modern physics, 74, 1015-1071.

[73] Heger A., Fryer C.L , Woosley S.E., Langer N , and Hartmann D H , 2003, ApJ, 591, 288-300.

^yXTtO^'-

Подписано в печать 27.04.2005 Объем 1.5 печ.л. Тираж 100 экз. Заказ № 78 Отпечатано в ООО «Соцветие красок» 119992, г.Москва, Ленинские горы, д.1 Главное ¡дание МГУ, к. 102

«s- 968 6

РНБ Русский фонд

2006-4 14636

Введение

1 Радиопульсар в паре с Ве-звездой

1.1 Система PSR В1259-63 — Ве-звезда SS

1.2 Модель ветра Ве-звезды

1.3 Параметры ветра SS

1.4 Анизотропия излучения Ве-звезды

1.5 Пульсарный ветер.

1.6 Рентгеновская светимость

1.7 Переменность рентгеновского излучения.

1.8 Популяционный синтез.

1.9 Результаты.

Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца, не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения: поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми.

Лаплас Пьер Симон, "Изложение систем мира", 1795

Существование черных дыр впервые было предсказано еще в XVIII столетии. Однако только в двадцатом веке с открытием Альбертом Эйнштейном общей теории относительности и развитием теории эволюции звезд было получено достаточное теоретическое обоснование возможности возникновения подобных объектов.

Черная дыра, • в отличие от нормальной звезды, не может быть обнаружена по собственному излучению. Открытие в последние несколько десятилетий первых кандидатов в черные дыры связано с началом эры внеатмосферной астрономии, когда стало возможным обнаружение рентгеновского излучения, возникающего в результате аккреции вещества на компактный объект в двойных системах.

Возможность существования другого важного класса компактных объектов - нейтронных звезд - была предсказана Л.Д. Ландау в начале 30-х годов прошлого века [1]. Открытие в 1967 году радиопульсара в Крабовидной туманности подтвердило предсказание Л.Д. Ландау. Следующим шагом в исследовании нейтронных звезд стало открытие переодических источников рентгеновского излучения, названных рентгеновскими пульсарами, спутником "Ухуру", который был запущен в 1970 году [2]. Впоследствии рентгеновские пульсары были отождествлены с нейтронными звездами в двойных системах.

Некоторые рентгеновские источники не обладает периодичностью рентгеновских импульсов и имеют в диапазоне 2-10 кэВ рентгеновский спектр, который заметно отличается от спектра рентгеновских пульсаров [3]. Часть таких объектов связывают с наблюдательным проявлением черных дыр, возможность наблюдений которых обоснована Я.Б. Зельдовичем [4] и Е.Е. Солпитером [5], предсказавшими мощное энерговыделение при несферической аккреции вещества на черную дыру.

Термин "черная дыра"сразу следует оговорить. Если быть точным, то существование черных дыр окончательно не доказано, но для известных кандидатов в черные дыры, представленных в табл. 3.1 (см. Глава 3), выполняются все необходимые наблюдательные проявления черных дыр. Именно к таким системам в дальнейшем будет применяться термин "черная дыра".

Благодаря успешной работе орбитальных рентгеновских обсерваторий "BeppoSAX", "МИР-КВАНТ", "ГРАНАТ", "ROSAT", "CHANDRA", "GRO", "RXTE", "XMM-Newton", "BATSE"h "INTEGRAL" к настоящему времени в нашей и ближайших галактиках открыто около тысячи источников рентгеновского излучения [3, 6]. Большинство из них являются тесными двойными системами, в которых оптический компонент поставляет вещество на нейтронную звезду или черную дыру. Аккреция с субрелятивистскими скоростями на поверхность нейтронной звезды приводит к гигантскому выделению энергии в рентгеновском диапазоне со светимостью порядка 1036 — 1037 эрг/с [4, 5, 7, 8, 9].

К настоящему времени на наблюдательном материале, поступающем от орбитальных рентгеновских телескопов, разработаны критерии, позволяющие идентифицировать рентгеновский объект как нейтронную звезду или черную дыру. Рентгеновские спектры аккрецирующих черных дыр имеют степенные "хвосты", которые тянутся до энергий ~ 1 МэВ [10, 11, 12, 13, 14], в то время как спектры аккрецирующих нейтронных звезд, как правило, имеют завал на энергиях 60-100 кэВ [14]. Различие в наблюдательных проявлениях аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в рентгеновских новых во время вспышки позволило выработать ряд косвенных критериев. На их основе модель черной дыры считается более предпочтительной, если наблюдаются:

1. Бимодальное спектральное поведение со сверхмягким очень высоким состоянием и очень низким жестким состоянием;

2. Ненасыщенный комптонизированный жесткий хвост в распределении энергии в спектре вплоть до очень высоких значений ~ 1 МэВ;

3. Быстрые флуктуации интенсивности рентгеновского излучения в жестком диапазоне на временах до 1 мкс.

Эти критерии носят статистический характер, поскольку, например, феномен рентгеновского барстера 1-го типа наблюдается у рентгеновской двойной системы Cir Х-1, которая, тем не менее, показывает быструю переменность жесткого рентгеновского излучения и бимодальное спектральное поведение. Кроме того, даже наличие жесткого степенного спектра в рентгеновском диапазоне не является однозначным признаком аккрецирующей черной дыры, поскольку степенной хвост, тянущийся вплоть до энергий 150 кэВ, был обнаружен у рентгеновского барстера 1-го типа KS 1731-260 [15].

Таким образом, на основе анализа рентгеновского излучения тесной двойной системы невозможно однозначно установить природу релятивистского объекта. Главным критерием идентификации релятивистского объекта является его масса. Максимально возможная масса нейтронной звезды на основе жесткого уравнения состояния достигает 3.0М© [16]. Объекты с массой, превышающей З.ОМ©, являются кандидатами в черные дыры. Окончательным доводом, подтверждающим наличие в двойной звездной системе черной дыры, стало бы прямое измерение радиуса компактного объекта, но современный уровень технических возможностей этого сделать не позволяет. Поэтому при идентификации нейтронных звезд и черных дыр на передний план выходит разработка точных методов определения масс релятивистских объектов в тесных двойных системах.

Значения масс радио и рентгеновских пульсаров важны для понимания физики состояния вещества при плотностях ~ 1014-15 г/см3 ядерной). Так, до сих пор неизвестно, жесткому или мягкому уравнению состояния подчиняется вещество в недрах нейтронных звезд. Близость средней массы радиопульсаров 1.35М© ± 0.04 [17] к Чандрасекаровскому пределу возможно говорит в пользу мягкого уравнения состояния. Однако, отсутствие радиопульсаров с частотой вращения выше 1 КГц противоречит мягкому уравнению состояния и является аргументом в пользу жесткого уравнения состояния [18]. Обнаружение в рентгеновских двойных системах Vela Х-1 и 4U 1700-37 компактных объектов с массами 1.88 ± 0.13 [19] и 2.44 =Ь 0.27 [20] стало еще одним аргументом в пользу жесткого уравнения состояния. Однако, сложность определения массы рентгеновских пульсаров в системах с ОВ-гигантами, каковыми являются Vela Х-1 и 4U 1700-37 требует серьезной проверки выполненных оценок масс [21].

Сложность выявления характера распределения релятивистских объектов по массам прежде всего связана с ошибками в определении масс. Неопределенность динамической оценки массы заключена и в методах определения наклонения орбиты ТДС, и в методах интерпретации кривой лучевых скоростей. Систематические ошибки, вносимые газовыми структурами в кривую блеска, не позволяют точно определить наклонение орбиты ТДС, а обычно применяемая при анализе кривой лучевых скоростей модель точечных масс не позволяет учесть взаимное влияние компонентов.

Одним из важнейших достижений естествознания XX века является открытие ядерной эволюции вещества. Поскольку почти все светящееся вещество Вселенной сосредоточено в звездах, то речь идет в первую очередь о звездной эволюции. Нормальные звезды, ближайшие из которых видны на ночном небосклоне, светят благодаря термоядерному синтезу, протекающему в их недрах, и, следовательно, продолжительность их жизни определяется и ограничивается запасами водорода, гелия и более тяжелых элементов вплоть до железа [22]. Жизнь звезды малой или средней массы (< 10Мо) завершается сжатием в компактное, размером с Землю, плотное образование - белый карлик (WD). Гравитационное поле массивных (10М© < М < 20 — 30М©) звезд делает смерть звезды катастрофически быстрым явлением, сопровождающимся коллапсом центральной ее части в нейтронную звезду (NS). Наружная часть "умирающей"звезды сбрасывается в межзвездное пространство в виде остатка сверхновой. Наконец, если масса звезды выше некоторого критического значения (> 20—30М©), то в конце ее эволюции образуется черная дыра (ВН).

Приблизительно половина звезд входит в состав двойных систем [23]. За счет гравитационных сил они могут обмениваться друг с другом массой, делая возможным невозможное: те из них, которые, будучи одиночными, могли произвести лишь белые карлики, теперь в двойной системе могут рождать NS и даже ВН. Обменом масс объясняется один из краеугольных парадоксов классической астрономии - парадокс Алголя, открытый советскими исследователями А.Г. Масевич и П.П. Паренаго еще в сороковые годы прошлого века. Он состоит в том, что менее массивная звезда в двойных системах может опережать в эволюции свою массивную соседку.

Картина эволюции двойных звезд неизмеримо сложнее, чем одиночных, и до конца еще не выяснена, поэтому приходится говорить не о законах их эволюции, а об эволюционных сценариях

- последовательности эволюционных стадий, проходимых звездами в зависимости от начальных параметров: масс, большой полуоси двойной системы, магнитных полей и других параметров.

В начале восьмидесятых годов прошлого века понимание эволюции звезд основывалось на пионерских работах Пачинского [24], Тутукова и Юнгельсона [25], ван ден Хойвела и Хейзе [26]. Это позволило сконструировать общий эволюционный сценарий, который успешно объяснял происхождение хорошо изученных нормальных звезд и предлагал потенциальное объяснение возникновения рентгеновских источников, открытых космическими аппаратами. Было понято, что эволюция похожа на ветвящееся генеалогическое древо, узлы которого

- важные физические процессы, такие, как обмен масс между компонентами двойной, стадия с общей оболочкой (СЕ), потеря орбитального углового момента излучением гравитационных волн и т.д.

С другой стороны, было понятно, что новые открытые катастрофические процессы должны происходить после образования компактной звезды (WD, NS или ВН) в двойной системе. Очень важно принимать во внимание описанные в предыдущем абзаце процессы в случае белых карликов и нейтронных звезд, так как они имеют сильные магнитные поля и быстро вращаются. Здесь был открыт новый феномен в звездной эволюции - эволюция гравимагнитных ротаторов. Развитие этой идеи восходит к первоначальным работам В.Ф. Шварцмана [27, 28], Илларионова и Сюняева [29], Бисноватого-Когана и Комберга [30], Шакуры [31], Викрамасингха и Велана [32], Липунова и Шакуры [33], Савонийе и ван ден Хойвела [34], Липунова [35]. Астрофизические проявления замагниченных компактных звезд определены в основном их взаимодействием с окружающей плазмой посредством двух видов физических полей: электромагнитного и гравитационного, их собственная эволюция представляет собой постепенное изменение характера этого взаимодействия. Универсальность такого подхода не только в его способности дать очевидное объяснение таким различающимся объектам, как радиопульсары, рентгеновские пульсары, рентгеновские барстеры, катаклизмические переменные, поляры, тран-зиентные рентгеновские источники и многие другие, но и в возможности предсказать совершенно новые, пока не открытые объекты.

Поэтому реалистичный сценарий эволюции двойных звезд должен включать оба типа эволюции: ядерную эволюцию нормальной звезды, а также эволюцию замагниченного компактного объекта. Это усложняет древо сценария до такой степени, что еще около двадцати лет назад стала очевидной необходимость создания специального инструмента для численного исследования эволюции двойных [36, 37]. Так появилась "Машина сценариев"[38]. В настоящее время это сложный программный комплекс для проведения популяционного синтеза двойных звезд, учитывающий множество физических процессов, влияющих на эволюцию и наблюдательные проявления самых разнообразных объектов.

В "Машине сценариев"использован прямой метод статистического

Начальные распределения

Искусственная галактика

Рис 1: Схема расчета эволюции звезд в "Машине сценариев". моделирования (метод Монте-Карло), в котором начальные параметры звезд (массы, большие полуоси орбит, магнитные поля и т.д.) выбираются случайным образом в соответствии с принятыми модельными распределениями (рис. 1). Расчет ведется следующим образом: в начальный момент компьютерного времени рождается двойная звезда со случайной массой первичного (более массивного) компонента, соответствующей экспериментально открытому закону Солпитера. Масса вторичного компонента определеятся также случайно (по функции распределения по отношению масс компонентов системы). Большая полуось двойной системы - еще один параметр системы, определяемый случайным образом - имеет плоское распределение в логарифмическом масштабе [39]. Далее включается блок законов, описывающий ядерную эволюцию и процессы обмена масс звездами. После рождения компактной звезды подключается блок, рассчитывающий эволюцию замагниченных вращающихся компактных звезд. Когда проходит заданный промежуток времени (обычно он принимается равным возрасту Вселенной), расчет эволюции данной системы прекращается. По ходу вычислений в память компьютера могут записываться все необходимые физические параметры расчитываемых объектов. Для проведения популяционного синтеза "Машина сценариев" рассчитывает значительное количество двойных звезд (как правило, один миллион, но, если в решаемой задаче требуется выявить очень редкие события или типы систем, это число увеличивают), затем, если требуется узнать число объектов или событий определенного типа в Галактике, результат нормируется на истинное число звезд в Млечном Пути.

Подробнее о работе "Машины сценариев"написано в [38]. Далее в настоящей работе будут описываться только те принципы построения эволюционного сценария, которые являются существенными для исследуемых процессов.

К основным результатам использования "Машины сценариев "относятся не только объяснение известных эволюционных стадий двойных систем, но и изучение связи между различыми видами двойных звезд, предсказание новых, еще не открытых типов двойных объектов [40].

В частности, при помощи "Машины сценариев"было предсказано существование двойных радиопульсаров с ОВ-звездой. Первая двойная система, состоящая из радиопульсара и Ве-звезды, была открыта более десяти лет назад на Паркском радиотелескопе [41, 42]. Это система PSR В1259-63, в которой пульсар движется по сильно вытянутой орбите (е > 0.87) вокруг компаньона - Ве-звезды 10-ой звездной величины SS2883.

Впервые теоретическая оценка числа таких систем была проведена в 1983-1987 гг. с использованием "Машины Сценариев"[36, 37, 43, 44] и показала, что из примерно 700 наблюдаемых радиопульсаров один должен иметь в качестве компаньона ОВ-звезду. Обнаружение системы В1259-63 не только подтвердило эволюционный сценарий, который был получен авторами этих работ, но и, как и предсказывалось ими же [45], дало мощный инструмент для исследования характера звездных ветров.

В 1997-1998 годах для системы В1259-63 при помощи "Машины Сценариев "были рассчитаны возможные эволюционные треки [46]. Вычисления базировались на эволюционном сценарии, предсказывающем существование систем, включающих в себя радиопульсар и массивный оптический компонент. Высокий эксцентриситет орбиты был объяснен толчком во время анизотропного взрыва сверхновой, в результате которого возник радиопульсар. Также были получены возможные величина и направление скорости толчка в системе В1259-63 [47].

Ве-звезда определена как звезда главной последовательности спектрального класса В, которая имеет в спектре одну или более эмиссионную линию серии Бальмера [48]. Эти линии обычно имеют два пика. Еще Струве в 1931 году предположил, что эта спектральная особенность может быть объяснена излучением вращающегося диска, связанного с Ве-звездой. К настоящему времени эти диски наблюдались в оптическом, инфракрасном и радиодиапазонах. Они состоят из плотного, медленно вращающегося вещества, находящегося в плоскости экватора Ве-звезды или близко к ней. Кроме того, Ве-звезды обладают и ветром с малой плотностью и высокой скоростью.

Наблюдения прохождений пульсара В1259-63 стали уникальной возможностью для изучения характеристик диска Ве-звезды благодаря изменению потока радиоизлучения, линейной поляризации, меры вращения и задержке импульсов. Это стало возможным, поскольку диск SS2883 наклонен относительно плоскости орбиты компаньона и происходят затмения пульсара диском.

Предпринимались попытки построить модель ветра Ве-звезды и сравнить рассчитанные параметры с наблюдаемыми значениями меры дисперсии, меры вращения и времени задержки импульсов. В [49] рассмотрена дисковая модель с экспоненциальным падением электронной плотности с расстоянием от Ве-звезды и с высотой над плоскостью диска.

Более обоснованной, однако, представляется модель степенного падения плотности в диске [50]. Эта модель при определенных параметрах позволила авторам объяснить изменение меры дисперсии вблизи периастра. Также развита модель клочковатого дискового ветра Ве-звезды [51, 52] (не отменяющая, а дополняющая степенной диск). Быстро распространяющиеся пузыри (со скоростью « 2000 км/с) с электронной плотностью (ne ~ 106/см3, размер образований < Ю10см на расстоянии 20-50 радиусов звезды), отличной от электронной плотности в окружающем пространстве, создают значительные флуктуации электронной плотности по лучу зрения, и, как следствие, флуктуируют поток, мера дисперсии и мера вращения.

Авторы работ [49, 50, 51, 52] проводили сравнение вычисленных и наблюденных значений меры дисперсии для определения концентрации электронов и меры вращения для оценки параметров магнитного поля в ветре SS2883. В работах [49, 50] делается заключение, что затмение пульсара вызывается свободно-свободным поглощением радиоизлучения в диске Ве-звезды. Оптическая толщина для радиоизлучения использовалась для того, чтобы согласовать вычисленное время начало затмений в модели ветра, полученной с использованием зависимости меры дисперсии от положения пульсара относительно компаньона, но сравнения рассчитанной и наблюдательной кривых блеска в радиодиапазоне ими не проводилось.

При помощи пульсарного тайминга была предпринята попытка установить положение плоскости орбиты пульсара В1259-63 относительно экватора SS2883 [53, 54]. Однако, из-за шума и длительных затмений пульсирующего радиоизлучения оказалось невозможным построить однозначную модель системы.

Система PSR В1259-63 неоднократно наблюдалась и в рентгеновском диапазоне. Было показано, что рентгеновское излучение данной системы возникает, по видимому, в результате обратного эффекта Комптона [55, 56]. Пульсар является источником релятивистских протонов и электронов, массивная оптическая звезда - источником мягких фотонов. В результате обратного комптоновского рассеяния мягких фотонов оптической звезды на релятивистских частицах пульсарного ветра наблюдается широкополосное рентгеновское излучение.

Ве-звезда - быстро вращающийся объект, для которого становится существенной зависимость температуры поверхности от ускорения свободного падения по теореме фон Цейпеля [48].

Следовательно, даже на одинаковом расстоянии от звезды, но в разных направлениях, плотность мягкого излучения не будет одной и той же, а, значит, должна существовать и зависимость жесткого излучения от положения точки, в которой происходит обратный комптон-эффект, что и показано в настоящей работе.

За последние годы измерены массы свыше десяти радио и рентгеновских пульсаров и с каждым годом количество оценок масс нейтронных звезд растет. С целью прогноза возможных значений наблюдаемых масс и магнитных полей нейтронных звезд в тесных двойных системах на "Машине сценариев "был проведен популяционный синтез.

По современным представлениям в зависимости от параметров двойной системы, темпа потери массы оптической звездой помимо обычной аккреции вещества на нейтронную звезду может иметь место супер- и гипераккреция. Рентгеновская светимость при супераккреции достигает Эдингтоновского предела светимости и тем самым ограничивает дальнейшее выпадение вещества. Это имеет место при темпах аккреции М ~ 10"4 - 10-5Мо/год. В работе Р.А. Шевалье [57] показано, что в случае более высокого темпа выпадения вещества на поверхность нейтронной звезды М ~ 10~2 — 10-3М©/год, его высвечивание будет происходить не посредством высокоэнергетичных фотонов, а посредством нейтрино. Таким образом, за характерную длительность стадии гипераккреции ~ 102 лет на поверхности нейтронной звезды может осесть до ~ 1М©.

Однако, поскольку к настоящему времени получены оценки масс всего около тридцати нейтронных звезд и двадцати черных дыр, полученного числа измерений, к сожалению, недостаточно для надежных статистических выводов о характере распределения масс релятивистских объектов.

Так, по причине недостаточно большой статистики и точности оценок масс нейтронных звезд и черных дыр, до сих пор не выявлен спектр масс компактных объектов. В наблюдаемом распределении по массам нейтронных звезд и черных дыр обращает на себя внимание факт дефицита компактных объектов в интервале 2 — 6М©. Этот провал особенно удивителен в свете новых данных о распределении масс СО-ядер звезд Вольфа-Райе в конце эволюции [58], которые лежат в широком интервале масс Мсо — (1 —2) —(20—44)Mq и распределены непрерывно. Поскольку звезды Вольфа-Райе по современным представлениям [25, 26, 59] являются производителями релятивистских объектов, столь сильное различие в распределении конечных масс СО-ядер звезд Вольфа-Райе и масс порождаемых ими релятивистских объектов требует объяснения. Поэтому с целью прогноза возможного значения масс черных дыр, а также вида спектра масс компактных объектов до и после аккреции вещества оптического спутника в работе на "Машине сценариев "был выполнен популяционный синтез.

Следует отметить, что фунции масс нейтронных звезд и черных дыр уже были построены, например, в работах [60, 61]. Однако, в указанных работах, во-первых, это начальные функции масс без учета времен жизни на стадиях "компактный объект+нормальная звезда", во-вторых, не учтена возможность аккреционно-индуцированного коллапса нейтронных звезд.

Особенный интерес представляло бы открытие двойных, состоящих из радиопульсара и черной дыры. Это явилось бы фундаментальным подтверждением существования черных дыр, а также прекрасной возможностью для исследования точных эффектов общей теории относительности [62, 63]. В таких системах параметры черных дыр -такие, как масса, параметр Керра - были бы измерены с точностью, на порядки превосходящей нынешние косвенные оценки их у кандидатов в черные дыры в рентгеновских двойных [64, 65]. Более того, если взаимное положение черной дыры и радиопульсара является подходящим, то можно будет наблюдать распространение радиоизлучения сколь угодно близко к горизонту событий. Первые оценки числа двойных радиопульсаров с черной дырой были проведены одиннадцать лет назад и показали, что эти системы могут наблюдаться современными радиоастрономическими средствами [63].

Тем не менее, хотя число наблюдаемых радиопульсаров удвоилось за последнее десятилетие и достигло N^ ~ 1500, ни один из них не имел в качестве компаньона черную дыру [66, 67, 68, 69, 70]. Кроме того, за последние десять лет существенно изменились представления об эволюции звезд, способных дать черную дыру. В частности, были получены соображения в пользу более высокого темпа потери массы такими звездами, появились подробные вычисления, учитывающие новые факторы [71, 72, 73].

Эволюционный сценарий содержит много ключевых параметров, слабо описанных теорией (величина звездного ветра, начальная масса звезды, способной дать черную дыру, начальное распределение отношения масс в двойных системах, скорость отдачи во время формирования релятивистской звезды, эффективность стадии с общей оболочкой, доля массы звезды, уходящей под горизонт событий во время коллапса). Поэтому, с целью установить возможность наблюдения двойных радиопульсаров с черными дырами, учитывая новые представления о звездной эволюции, на "Машине Сценариев"был проведен популяционный синтез при самых широких предположениях о возможных значениях параметров эволюционного сценария.

Из сказанного ясно, что исследование эволюции и наблюдательных проявлений нейтронных звезд и черных дыр является важным и актуальным и может не только углубить наши знания о природе релятивистских объектов и физических процессов, связанных с ними, но и послужить проверкой различных сценариев эволюции нормальных звезд.

Цель диссертации. В работе преследовались следующие цели:

1. Учесть свободно-свободное поглощение радиоизлучения пульсара В1259-63 в ветре Ве-звезды SS2883 и получить параметры ветра в двухкомпонентной модели.

2. Установить возможность наблюдения в будущем переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара.

3. Рассчитать спектр масс нейтронных звезд с учетом аккреции, супераккреции и гипераккреции при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд.

4. Рассчитать спектр масс черных дыр в рентгеновских двойных системах при различных предположениях о характере звездной эволюции.

5. Провести расчет возможного числа двойных систем, состоящих из радиопульсара и черной дыры, с учетом новых представлений об эволюции массивных звезд.

Краткое содержание диссертации. Первая глава посвящена системе В1259-63 — SS2883. Исследуются параметры ветра оптической звезды в двухкомпонентной модели, для чего используется изменение характеристик радиоизлучения пульсара, затмеваемого в периастре диском Ве-звезды SS2883. Далее в этой главе рассмотрен эффект переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара. Также, на "Машине сценариев "проведен популяционный синтез для оценки возможности наблюдения указанного эффекта в будущем.

Во второй главе представлены результаты популяционного синтеза, проведенного на "Машине сценариев", целыо которого является построение функции масс нейтронных звезд при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд. Проведена оценка возможного роста массы нейтронной звезды под действием аккреции, супераккреции и гипераккреции, показан тип двойных систем, в которых существует вероятность обнаружения нейтронной звезды, набравшей массу.

В третьей главе представлены результаты популяционного синтеза, проведенного на "Машине сценариев", целью которого является построение функции масс черных дыр в рентгеновских двойных. Также проводится исследование возможного числа двойных систем "черная дыра+радиопульсар"при самых широких предположениях относительно параметров эволюционного сценария. Построены функции масс черных дыр, отвечающие наиболее вероятным параметрам эволюционного сценария и наиболее полно соответствующие современным наблюдательным данным.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. А.И. Богомазов, В.М. Липунов, "Обратный комптон-эффект в двойной системе "Пульсар-Ве-звезда", Астрономический журнал, 2003, т. 80, номер 10, стр. 891-895.

2. Alexey I. Bogomazov, "Binary orbital orientation modelling", Astronomical and Astrophysical Transactions, 2004, v. 23, issue 1, pp. 71-73.

3. А.И. Богомазов, M.K. Абубекеров, В.М. Липунов, A.M. Черепащук, "Эволюция масс нейтронных звезд в двойных системах", Астрономический журнал, 2005, том 82, номер 4, стр. 331-346.

4. А.И. Богомазов, "Моделирование ветра Ве-звезды SS2883", Астрономический журнал, принята к печати.

5. А.И. Богомазов, М.К. Абубекеров, В.М. Ляпунов, "Распределение черных дыр в двойных системах по массам", Астрономический журнал, принята к печати.

6. V.M. Lipunov, A.I. Bogomazov, М.К. Abubekerov, "How is binary radio pulsar with black hole population rich?", MNRAS, принята к печати.

Автор выражает глубокую благодарность за помощь в проведении популяционного синтеза и ценные обсуждения А.Г. Куранову, К.А. Постнову, С.Б. Попову, М.Е. Прохорову, И.Е. Панченко и М.К. Абубекерову за плодотворное сотрудничество в написании ряда статей и помощь в работе. Хочется также поблагодарить моего научного руководителя - Ляпунова Владимира Михайловича за постановку интересных задач.

Заключение

Окончательно подводя итоги, можно сформулировать основные выводы работы, выносимые на защиту:

1. Получены параметры ветра SS2883 в двухкомпонентной модели. Для дискового ветра получены электронная плотность на поверхности звезды noe ~ 1012/см3, показатель степени падения электронной плотности с расстоянием от звезды (Д) = 2.55) и угол раскрытия диска ср = 7.5°, для сферического - верхний предел электронной плотности ще ^ 109/см3.

2. Впервые предложен и рассчитан эффект, вызывающий переменность рентгеновского излучения в двойной системе "радиопульсар+Ве-звезда", возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния мягкого излучения оптической звезды на релятивистских частицах радиопульсара, и состоящий в том, что поле излучение Ве-звезды анизотропно и условия обратного комптоновского рассеяния зависят от положения радиопульсара относительно компаньона. Показана возможность наблюдения данного эффекта в будущем.

3. Рассчитан спектр масс нейтронных звезд с учетом аккреции, супераккреции и гипераккреции при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд. В работе показано, что масса нейтронной звезды может увеличиваться от минимального значения ~ 1.25М© вплоть до предела Оппенгеймера-Волкова Mqv — 2.5 М©. Также показано, что в системах "радиопульсар+белый карлик"уменынению поля соответствует увеличение массы радиопульсара. Проведенные расчеты согласуются с современными наблюдательными данными [17].

4. Рассчитан спектр масс черных дыр в рентгеновских двойных системах. Впервые при построении функции масс были учтены времена жизни систем, а также аккреционно-индуцированный коллапс нейтронных звезд. Показано, что во всех возможных сценариях должны существовать маломассивные черные дыры (с массой ~ Mov)-Полученные в работе модели не противоречат современным наблюда -тельным данным (см. рис. 3.1).

5. Проведен расчет возможного числа черных дыр с радиопульсарами и параметров таких систем в Галактике с учетом современных сценариев эволюции массивных звезд и изменений в понимании природы наблюдаемых массивных тесных двойных систем. Подтверждается вывод работы [63] о возможности открытия таких пар в ближайшие годы.

Научная новизна. В работе впервые:

1. Рассчитан эффект переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара и показана возможность его наблюдения в будущем.

2. Построена функция масс нейтронных звезд с учетом набора массы нейтронной звездой на стадиях аккреции, суиераккреции и гипераккреции при разных значениях времени затухания магнитного поля и указан тип двойных систем, в которых существует вероятность найти нейтронную звезду, набравшую массу.

3. Построена функция масс черных дыр в рентгеновских системах с учетом времени жизни двойных звезд на соответствующей стадии, а также с учетом возможности аккреционно-индуцированного коллапса нейтронных звезд.

Практическая и научная ценность. Полученные в работе результаты показывают, что радиопульсар в двойной системе "радио-пульсар+Ве-звезда"может быть использован не только для зондирования звездного ветра второго компонента, но и для исследования распределения эффективной температуры на поверхности оптического компаньона.

Исследования функций масс нейтронных звезд и черных дыр важны для определения многих параметров звездной эволюции, начиная от ядер коллапсирующих звезд до величины звездных ветров, поскольку конечные стадии жизни звезд чувствительны к изменению эволюционного сценария.

Подтверждение возможности открытия двойных радиопульсаров с черными дырами имеет большое значение для проверки в будущем положений теории относительности и окончательного доказательства существования черных дыр.

Апробация результатов. Результаты диссертации были доложены на Международной конференции студентов и аспирантов по фундаментальным наукам "Ломоносов-2001" (Москва, МГУ, 2001); на Международной конференции студентов и аспирантов по фундаментальным наукам "Ломоносов-2004", (Москва, МГУ, 2004); на Международной конференции "Космология и Астрофизика Высоких Энергий (Зельдович-90)" (Москва, Институт космических исследований РАН, 2004).

1. Landau L.D., 1932, Phys. Z. Sowjetunion, v. 1., p. 285.

2. Forman W. et al., 1978, ApJS, v. 38, p. 357.

3. Черепащук A.M., 2003, УФН, т. 173, с. 345.

4. Зельдович Я.Б., 1964, ДАН СССР, т. 155, с. 67.

5. Salpeter Е.Е., 1964, ApJ, v. 140, p. 796.

6. Черепащук A.M., 1996, УФН, т.166, с.809.

7. Shakura N.I., Sunyaev R.A., 1973, А&А, v. 24, p. 337.

8. Pringle J.E., Rees M.J., 1972, A&A, v. 21, p. 1.

9. Novikov I.D., Thorne K.S., 1973, in Black Holes (Eds. De Witt C., De Witt B.S.) (London: Gordon and Breach) p. 343.

10. Sunyaev R.A. et al., 1991, A&A, v. 247, 1. 29.

11. Sunyaev R.A. et al., 1991, ApJL, v. 383, 1. 49.

12. Gilfanov M. et al., 1993, A&AS, v. 97, p. 303.

13. Grebenev S.A., Sunyaev R.A., Pavlinsky M.N., 1991, Proc. of the Workshop on Nova Muscae, Lyngby, May 14-16 (Eds. Brandt S.), Lyngby: Danish Space Res. Inst. (1991), p. 19.

14. Гильфанов M.P., Дисс. докт. физ.-мат. наук. (М.: ИКИ РАН, 1995), с. 167.

15. Barret D. et al., 1992, ApJ, v. 394, p. 615.

16. Шапиро С., Тыокольски С., Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды, М.: Мир, 1985, с.284.

17. Thorsett S.E., Chakrabarty D., 1999, ApJ, v. 512, p. 288.

18. Lipunov V.M., Postnov K.A., 1984, Astrophys.Spac.Sci., v. 106, p. 103.

19. Quaintrell H., Norton A.J., Ash T.D.C., Roche P., Willems В., Bedding T.R., Baldry I.K.,'Fender R.P., 2003, A&A, v. 401, p. 313.

20. Clark J.S., Goodwin S.P., Crowther P.A., Kaper L.,Fairbairn M., Langer N., Brocksopp C., 2002, A&A, v. 392, p. 909.

21. Абубекеров M.K., Массы релятивистских объектов в рентгеновских двойных системах, Диссертация на соискание ученой степени кандидата наук, научный руководитель член корр. РАН A.M. Черепашук.

22. Физика космоса, маленькая экциклопедия, под ред. Р.А. Сюняева, 1986, Советская экнциклопедия.

23. Бэттен, Двойные и кратные звезды, 1976, М.: Мир.

24. Paczynski, В., 1971, ARA&A, 9, 183.

25. Тутуков А.В., Юнгельсон JI.P., 1973, Научные Иформации Астросовета АН СССР, т.27., с.58.26. van den Heuvel E.P.J., Heise J., 1972, Nature Phys. Sci., v. 239, p. 67.

26. Шварцман В.Ф., 1970, Радиофизика, 13, 1852.

27. Шварцман В.Ф., 1971, АЖ, 48, 438.

28. Illarionov A.F. and Sunyaev R.A., 1975, A&A, 39, 185.

29. Бисноватый-Коган Г.С. и Комберг Б.В., 1975, АЖ, 52, 457.

30. Шакура Н.И., 1975, Письма в АЖ, 1, 23.

31. Wickramasinghe D.T. and Whelan J.A.J., 1975, Nat, 258, 502.

32. Ляпунов B.M. и Шакура Н.И., 1976, Письма в АЖ, 2, 343.

33. Savonije G.J. and van den Heuvel E.P.J., 1977, ApJ, 214, L19.

34. Lipunov V.M., 1982, A&SS, 85, 451.

35. Корнилов В.Г. и Липунов B.M., 1983, АЖ, 60, 284.

36. Корнилов В.Г. и Липунов В.М., 1983, АЖ, 60, 574.

37. Lipunov V.M., Postnov К.А., Prokhorov М.Е., The Scenario Machine: Binary Star Population Synthesis, Eds. Sunyaev R.A., Astrophysics and Space Physics Reviews, vol.9, Harwood academic publishers, 1996.

38. Крайнева 3.T., Попова Е.И., Тутуков A.B., Юнгельсон Л.Р., 1979, АЖ, т.56, с. 520.

39. Lipunov V.M., 1994, Mem. Soc. Astron. Ital., 65, 21.

40. Simon Johnston and R.N. Manchester, A.G. Lyne and M.Bailes, V.M. Kaspi, Qiao Guojun and N.D'Amico, 1992, ApJ, 387, L37-L41.

41. Simon Johnston, R.N. Manchester, A.G. Lyne, L. Nicastro and J. Spy-romilio, 1994, MNRAS, 268, 430-436.

42. Корнилов В.Г., Липунов В.М., 1984, АЖ, 61, 686.

43. Липунов В.М., Прохоров М.Е., 1997, АЖ, 64, 1189.

44. Lipunov V.M. and Prokhorov M.E., 1984, A&SS, 98, 221.

45. Рагузова H.B., Липунов B.M., 1998, АЖ, том 75, номер 6, с. 867-865.

46. Прохоров М.Е., Постнов К.А., 1997, Письма в АЖ, v.23, номер 7-8, с. 503-508.

47. К. де Ягер, Звезды наибольшей светимости, 1984, М.: Мир.

48. Melatos A., Johnston S. and Melrose D.B., 1995,-MNRAS, 275, 381.51