Белые карлики с неправильным весом ведут к появлению нейтронных звёзд с неправильными орбитами
У нейтронных звёзд, являющихся пульсарами и находящихся в двойных системах, должны быть почти круговые, правильные орбиты. «Но нашёлся один, непокорный судьбе», а за ним, как это часто бывает, и ещё парочка...
Астрономы в попытке обуздания столь странного явления создали гипотезу, которая кажется ещё диковиннее того, что она призвана объяснить.
Нейтронные звёзды могут вращаться очень быстро; текущий рекорд равен 716 оборотам в секунду. Учитывая, что речь идёт о вращении объекта диаметром в четверть сотни километров, цифра эта, прямо скажем, вполне экстремальная, и даже среди таких экзотических объектов тела столь быстрого вращения выделяются в отдельную категорию миллисекундных пульсаров.
Как это у них получается? В 1982 году, когда особо «оборотистые» пульсары были открыты, стандартное объяснение звучало так: речь идёт об очень старых нейтронных звёздах, которые оказались в системе двух звёзд. Из-за колоссальной гравитации нейтронной звезды (НЗ) она рано или поздно начинает перетаскивать на себя вещество от обычного светила. Падающая материя раскручивает НЗ, со временем доводя период её вращения до вышеупомянутых головокружительных значений. Затем вторая звезда становится белым карликом, а НЗ — миллисекундным пульсаром, то есть телом, ось магнитного поля которого наклонена относительно оси его вращения.
Жизненный путь миллисекундного пульсара с неправильной орбитой: а) белый карлик, набирающий избыточный вес, рядом с обычной звездой; b) уже набравший лишний вес рядом с похудевшим белым карликом (экс-звезда); c, d) «толстый» карлик теряет скорость вращения и коллапсирует в НЗ, становясь пульсаром. Массы указаны в солнечных. (Илл. P. Freire, T. Tauris.)
Системы так и назвали: рентгеновские двойные звёзды (микроквазары), благо аккреционный диск из падающей на НЗ материи разогревается так сильно, что прилично излучает в рентгеновском диапазоне. Этот сценарий прошёл даже теоретическую критику, на первый взгляд, совпадая с данными наблюдений реальных рентгеновских двойных звёзд и возникающих на их месте миллисекундных пульсаров.
Трудности, указывающие на возможность иного сценария, стали возникать сравнительно недавно. Открытие PSR J1946+3417 — одного из 14 новых пульсаров, найденных с помощью Эффельсбергского радиотелескопа, — вызвало к жизни несколько сложных вопросов. Вращаясь вокруг своей оси по 315 раз в секунду, он явно должен быть миллисекундным пульсаром. Однако остальные объекты такого рода имеют орбиты, очень близкие к круговым: они «полировались» гравитационным взаимодействием со второй звездой системы миллионами лет, и, по идее, орбиты там просто не могут быть слишком уж эллиптическими. А вот у PSR J1946+3417 всё иначе, причём эллиптичность орбиты на четыре порядка больше, чем у других систем со сходной периодичностью вращения!
Масса звезды-компаньона тамошней НЗ равна 0,24 солнца, и это, по всей видимости, гелиевый белый карлик. Сам по себе он не может объяснить таких неправильных орбит, и это делает PSR J1946+3417 не только первым известным миллисекундным пульсаром с неправильной орбитой, но и первым кандидатом в пульсары совершенно особого типа.
Астрономы во главе с Паоло Фрейре (Paulo Freire) из Института радиоастрономии им. Макса Планка (Германия) отмечают: хотя, по идее, PSR J1946+3417 может происходить и из тройной звёздной системы, вероятность этого сценария не стоит переоценивать. Да, третье тело способно объяснить наблюдаемую необычную орбиту этого миллисекундного пульсара. Системы из трёх звёзд не столь редки, и в них даже длительное соседство с другим светилом, позднее становящимся белым карликом, может не привести к возникновению круговых орбит: третье тело будет всё время возмущать движение и нейтронной звезды, и её ближайшего компаньона. Вот только во множестве случаев такие системы испытывают сильнейшую динамическую нестабильность и показывают широчайшую гамму возможных орбит и параметров. Между тем вместе с PSR J1946+3417 удалось найти ещё пару систем с очень сходными параметрами, а такие совпадения, строго говоря, должны случаться очень редко.
Так что же это? Модель Фрейре и Ко, объясняющая сей странный пульсар, очень необычна. Учёные считают, что некогда в PSR J1946+3417 была пара звёзд — белый карлик массой примерно в 1,2 солнечной и обычная звезда примерно вдвое тяжелее нашей. По мере «воровства» первым материи у второй белый карлик подошёл к пределу Чандрасекара, после которого он должен схлопнуться в нейтронную звезду.
Однако с переносом вещества из аккреционного диска он успевал к этому моменту раскрутиться до таких оборотов, что центробежные силы противостояли тяготению внутренних слоёв звезды, и карлик просто не схлопывался внутрь, хотя и превысил максимально допустимый вес. Когда соседняя звезда стала белым карликом и первый белый карлик перестал подпитываться ею, его вращение постепенно начало замедляться — ведь подпитка извне для него закончилась.
Со временем скорость вращения падала ниже критической точки, которая позволяла белому карлику чрезмерной массы существовать. И он одномоментно схлопнулся в нейтронную звезду, высвободив при этом огромное количество энергии. Что не менее важно, его гравитация претерпевала столь резкие локальные колебания, что его орбита, а также орбита соседнего белого гелиевого карлика деформировались, став из почти круговых сильно вытянутыми, эллиптическими.
Красиво? В том-то и дело, что астрономическая гипотеза не самолёт, и одна красота не даёт ей надежду на соответствие суровым требованиям реальности. «Наш новый подход очень элегантен, — без ложной скромности говорит Паоло Фрейре. — Но следует ли ему природа, создавая миллисекундные пульсары именно таким способом?..»
Эффельсбергский радиотелескоп, с помощью которого был открыт «неправильный» пульсар (фото MPIfR / Norbert Junkes).
Как проверить? Моделирование показало, что системы, возникшие этим необычным путём из «неправильных» белых карликов, должны тяготеть к орбитальным периодам между 30 и 60 днями, чаще всего — к цифре посредине. Пока все три системы-кандидата действительно подходят под этот параметр, однако для окончательного подтверждения нужны дополнительные наблюдения как в оптическом, так и в радиодиапазоне.
«Если наша теория пройдёт соответствующую проверку, мы узнаем много нового о процессах и потере массы, связанной с возникновением аккреционных сверхновых, а также о внутренностях нейтронных звёзд [во многом до сих пор загадочных] — заключает Паоло Фрейре. — Это может быть исключительно полезно для понимания происходящего».
Отчёт об исследовании опубликован в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, а с его препринтом можно ознакомиться здесь.
Подготовлено по материалам Института радиоастрономии имени Макса Планка.
Источник: compulenta.computerra.ru.
Рейтинг публикации:
|
