Черная дыра - "рентген" космоса

Астрономы три года ломали голову над загадкой происхождения рентгеновской двойной системы, получившей наименование M33 X-7, однако ни одна предложенная модель до сих пор не могла объяснить все ее особенности. Теперь американским астрофизикам удалось разгадать эту загадку — оказывается, одна звезда в свое время обворовала свою умирающую "сестру"…

M33 X-7 представляет собой один из редких известных нам примеров рентгеновских двойных систем, находящихся за пределами нашей галактики. Она содержит в своем составе черную дыру звездных размеров, а ее видимый, но довольно тусклый компонент представляет собой самую массивную звезду из всех, когда-либо обнаруживаемых в такой системе.

Находится M33 X-7 в трех миллионах световых лет от нас в галактике M33 (Messier 33). M33 является третьей по величине галактикой в Местной группе после туманности Андромеды (M31) и собственно нашего Млечного пути. Она расположена немного дальше Андромеды, видима в созвездии Треугольник и входит в число очень немногих внегалактических объектов, доступных для наблюдения невооруженным взглядом. Сам рентгеновский источник M33 X-7 был открыт в 2007 году космической обсерваторией "Чандра" (Chandra).

Исследователи разработали модель рождения и эволюции этой системы, объясняющую все ее наблюдаемые характеристики: компактность, большие массы видимого компонента и черной дыры, спектр излучения в рентгеновском диапазоне и тот факт, что светимость звезды-компаньона гораздо меньше той, что ожидалась, исходя из оценок ее массы. Основное отличие от обычных систем такого рода состоит в том, что до образования черной дыры в M33 X-7 ее компаньон получил значительные запасы водорода от погибающего соседа — то есть произошел обмен массами.

По мнению исследователей, появлению рентгеновского источника M33 X-7 предшествовала эволюция сроком в четыре миллиона лет двух "обычных" звезд в двойной системе, вращающихся одна возле другой, возле общего центра масс. Речь идет об очень тесной двойной системе (период обращения — меньше четырех суток). Масса одной из звезд составляла почти 100 масс нашего Солнца, а другой — 30 солнечных масс.

Более крупная звезда по мере выгорания водорода увеличилась в размерах, сокращая и без того небольшую дистанцию между соседками и теряя вещество в виде звездного ветра (такие звезды относят к типу Вольфа-Райе — это такие звезды, спектр которых содержит больше ярких линий испускания, чем темных линий поглощения). Известно, что менее массивные звезды оказываются гораздо более "долгоиграющими", тогда как более крупные и более массивные сравнительно быстро коллапсируют в нейтронную звезду или черную дыру (после почти полного выгорания своего ядерного топлива и сброса внешних слоев).

В данном случае именно это и произошло, правда, вещество погибающей соседки "спасла" "меньшая сестрица". В результате расстояние между двумя компонентами системы, содержащей черную дыру, уменьшается еще значительней. Изначально более массивный партнер закончил свою жизнь как гелиевая звезда с железо-никелевым ядром массой порядка 16 солнц, сжавшийся в конце концов в черную дыру (сопровождался ли этот момент вспышкой сверхновой, пока неясно).

Выжившая звезда, которая в наблюдаемый период содержит уже 70 солнечных масс (это голубой гигант), с точки зрения земного наблюдателя обладает пониженной светимостью для звезд подобной массы — частично из-за того, что содержит вещество, приобретенное после взрыва своего компаньона, а частично из-за наклона оси вращения системы по отношению к нам.

К своей звезде-соседке черная дыра находится столь близко, что внешние звездные слои оказываются в зоне действия гравитации черной дыры и выпадают на нее, или, как говорят астрономы, аккрецируют. Это также не способствует нормальному свечению "обкрадываемого" светила. А деформация, которую при этом испытывает звездный шар, приводит к тому, что температура и светимость звезды серьезно варьируют в разных участках ее фотосферы. Этот эффект в сочетании с наклоном системы по отношению к земным наблюдателям и приводит к тому, что мы наблюдаем в основном тусклые экваториальные регионы звезды.

Между тем черная дыра в M33 X-7, обладающая довольно большой массой по сравнению с другими черными дырами звездного типа в рентгеновских двойных системах (а есть еще гигантские черные дыры в центрах галактик, но речь сейчас о них не идет) продолжает расти, вбирая в себя вещество компаньона. Именно эта материя, устремляющаяся с большой скоростью к черной дыре (и по мере своего движения формирующая вокруг нее аккреционный диск), разогреваясь в процессе взаимного трения газа, светит в рентгеновском диапазоне. Таким образом сама черная дыра, конечно, невидима, поскольку эту гравитационную ловушку не может покинуть даже свет, однако ярко сияющий аккреционный диск может выдать астрономам ее местоположение (одиночные черные дыры могут оказаться совершенно необнаружимыми).

Ведущий автор исследований Франческа Вальсекки (Francesca Valsecchi) из Северо-Западного университета США (Northwestern University) и ее коллеги провели детальные расчеты эволюции системы для выявления всех возможных эволюционных треков, использовав всю доступную информацию по физике взаимодействий в двойных звездных системах и процессам формирования черных дыр. Затем они провели сотни тысяч моделирований на высокопроизводительных компьютерных кластерах, которые заняли пару месяцев. В результате исследователи выделили ряд самых правдоподобных цепочек и в конце концов выбрали среди них окончательную модель, соответствующую всем наблюдаемым характеристикам M33 X-7.

Ученые уверены в том, что эта работа позволит им лучше понять ход эволюционных процессов среди массивных звезд, особенности их взаимодействия с окружающей средой, а также будет способствовать прогрессу в развитии физики черных дыр и процессов их формирования.

Максим Борисов