Новые звёзды как результат взаимодействия пары белых карликов

Александр Березин

Компактные близковращающиеся пары плотных белых карликов с постоянно сокращающимся расстоянием между ними благодаря гравитационным волнам могут разогреваться столь серьёзно, что в их вырожденном поверхностном водородном слое начинается термоядерная реакция, формирующая «новую приливную звезду», заявляют учёные Корнеллского университета (США).

Астрофизики под руководством Джима Фуллера (Jim Fuller) считают, что почти любая пара белых карликов с периодом взаимного обращения от 5 до 20 минут будет порождать такую звезду, а ещё через 100 000–1 000 000 лет после вспышки новой два белых карлика сольются в единое небесное тело.

Чаще всего новая звезда — это белый карлик, «обворовывающий» соседнего красного гиганта или обычную звезду и при накоплении некоторого количества водорода запускающий термоядерный синтез прямо на своей поверхности. (Иллюстрации Wikimedia Commons.)

Обычно новые являются продуктом взаимодействия системы из двух звёзд, где одна — белый карлик, «термоядерно выгоревшие останки» нормальной звезды (вроде нашего Солнца), а другая всё ещё остаётся «традиционной» звездой главной последовательности (либо красным гигантом). Если такая пара близка друг к другу, водород от обычной звезды перетекает на поверхность более плотного белого карлика. И когда его концентрация достигает определённой величины, может начаться термоядерная реакция, сопровождающаяся повышением светимости в 1 000 (или даже 1 000 000) раз. Такие звёзды легко заметить с Земли; их регистрируют с 532 года до н. э. в Китае и с 1609-го — в западном мире.

Однако далеко не всегда и не всё в этих вспышках повторяется по одному сценарию. Так, в 2010 году американским астрономам посчастливилось обнаружить, что одна из них излучает в гамма-диапазоне — нечто с трудом укладывающееся в современные теоретические модели.

Именно поэтому исследователи из Корнеллского университета взялись за моделирование ситуации, при которой население звёздной системы представлено парой белый карлик и белый карлик, без обычных звёзд. Получилось следующее. Из-за высокого гравитационного взаимодействия в тесных системах внешний слой белых карликов разогревается приливным взаимодействием куда сильнее внутренних слоёв, а приливные силы там очень велики: из-за колоссальной плотности такого карлика они в 10 000–100 000 000 раз выше плотности самых тяжёлых металлов. Естественно, приливные волны в такой среде несут больше энергии и ведут к сильнейшему росту температуры именно пограничного слоя. В нём же содержится небольшое количество водорода (0,01% от общей массы «выгоревшей» звезды). Однако под действием приливных волн и этого хватает для спонтанного возникновения термоядерной реакции в отдельных точках. После того как взрывы (на поверхности звезды термоядерная реакция неустойчива, ибо зависит от внешних факторов, а не от колоссального давления, как в ядре звезды) разогревают и скачкообразно уплотняют водород рядом с собой, тот тоже взрывается, вызывая серию мощнейших термоядерных взрывов (именно поэтому мы и видим новые).

По мере сближения двух белых карликов вероятность возникновения «приливной новой» (отмечена красной звёздочкой) растёт. (График Jim Fuller et al.)

Модель выглядит весьма убедительно, что, вероятно, означает открытие ещё одного вида новых звёзд. Но чтобы проверить это, придётся подождать: по расчётам Джима Фуллера, такое событие — появление новой в системах двойных белых карликов — происходит в нашей Галактике лишь раз в несколько десятилетий. Правда, облегчить их обнаружение может то, что, по расчётам, перед началом взрывов (и резкого роста светимости) из района «приливной новой» не должно быть рентгеновского излучения, обычно вызываемого аккрецией вещества менее плотной звезды на поверхность белого карлика. Поскольку в парах без обычной звезды аккреции не бывает, не будет и рентгеновского излучения; зато в период кратковременного (несколько дней) роста светимости излучение от такой новой может быть весьма непохожим на стандартную картину, подчёркивают авторы работы.

Соответствующее исследование вскоре будет опубликовано в Astrophysical Journal Letters, а с его препринтом можно ознакомиться здесь.

Вернуться назад