Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Зная расстояние до таких источников ( 10 000 пс) и величину потоков рентгеновского излучения (которые непосредственно наблюдаются), можно сделать вывод, что мощности рентгеновского излучения у таких объектов доходят до 10 38эрг/с, т. е. в десятки раз превосходят болометрическую светимость Солнца. Этот важный вывод подтверждается наблюдениями рентгеновских источников в ближайших к нам галактиках — Магеллановых Облаках, расстояние до которых хорошо известно (60 000 пс). С другой стороны, из статистического анализа результатов наблюдений следует, что среди рентгеновских источников почти нет объектов, мощность излучения которых была бы 10 34—10 35эрг/с. Если бы это было не так, то в Галактике наряду со сравнительно яркими источниками наблюдалось бы значительно большее количество слабых. Таким образом, рентгеновские звезды образуют в Галактике довольно ограниченную по мощности (10 39—10 38эрг/с) и по численности ( 100 объектов) популяцию. Это означает, что большая часть всех существующих в Галактике рентгеновских звезд уже наблюдается. Подтверждением вывода о малочисленности рентгеновских звезд являются результаты наблюдения рентгеновского излучения от туманности Андромеды, которая регистрируется как довольно слабый источник. Как известно, эта туманность представляет собой гигантскую спиральную звездную систему, во многих отношениях сходную с нашей Галактикой. Учитывая, что туманность Андромеды удалена от нас на расстояние около 600 000 пс, можно найти по измеренной величине потока суммарную мощность всех находящихся в ней рентгеновских источников, которая оказывается около 2 10 39эрг/с. Так как средняя мощность рентгеновского излучения источников около 10 37эрг/с, то мы непосредственно получаем, что в туманности Андромеды имеется примерно сотня таких рентгеновских звезд (см. ниже).

Таким образом, можно сделать вывод, что рентгеновские звезды—чрезвычайно редкий феномен. В нашей Галактике, так же как и в туманности Андромеды, на миллиард «обычных» оптических звезд приходится только одна рентгеновская. Пожалуй, трудно назвать какую-либо другую популяцию в разнообразном «населении» Галактики, которая была бы так же редка. Разве только шаровые скопления по своей малочисленности могут сравниться с рентгеновскими звездами. Но шаровые скопления — это огромные агрегаты вещества, состоящие из сотен тысяч очень старых звезд, между тем как рентгеновские звезды — очень компактные объекты, несомненно, связанные с заключительным этапом эволюции звезд.

Выдающиеся по своей значимости результаты по исследованию рентгеновских источников в ближайших к нам галактиках были получены на уже упоминавшейся ранее обсерватории «Эйнштейн». Чувствительность установленных там рентгеновских телескопов превосходила чувствительность детекторов «Ухуру» примерно в 1000 раз! Это дало возможность обнаружить в туманности Андромеды около сотни рентгеновских источников (рис. 23.2). В Большом и Малом Магеллановых Облаках также было обнаружено значительное количество рентгеновских источников. В Большом Магеллановом Облаке, богатом молодыми массивными звездами, найдено всего около 200 источников, а в Малом — свыше 20. Скорее всего, основная часть источников в Большом Магеллановом Облаке связана с молодыми, массивными звездами (см. ниже). Это означает, что в Магеллановых Облаках наблюдаются, в основном, источники I типа (см. стр. 696). Между тем у гигантской галактики М 31 в Андромеде, масса которой раза в 2 больше массы нашей Галактики, скорость образования молодых звезд из газово-пылевой среды невелика, что объясняет сравнительно небольшое количество обнаруженных там источников I типа.

Рентгеновские источники обнаружены и у галактик, более удаленных, чем туманность Андромеды. Например, 10 источников обнаружено в М 83 и 9 — в карликовой галактике М 33, находящейся в созвездии Треугольника. У более удаленных галактик пока нельзя наблюдать отдельные рентгеновские источники. Наблюдениям доступно только суммарное излучение всех источников, находящихся в данной галактике. На обсерватории «Эйнштейн» такое излучение удалось обнаружить от 35 из 43 исследованных галактик.

Рис. 23.2:Вверху: рентгеновские источники в туманности Андромеды (М 31). Внизу: рентгеновские источники в центральной части М 31 (фотография получена на обсерватории «Эйнштейн»).

Важной особенностью излучения рентгеновских звезд является их переменность . Как правило, потоки рентгеновского излучения меняются. Эти вариации потоков носят довольно разнообразный характер. У отдельных источников наблюдаются очень быстрые изменения потоков, носящие неправильный характер. Например, у одного из наиболее ярких источников Лебедь Х-1 существенные изменения потока происходят за время меньше 0,001 с! Уже один этот факт говорит о том, что линейные размеры таких источников должны быть меньше 0,001 световой секунды, т. е. < 300 км (1/20 земного радиуса). По-видимому, в действительности они значительно меньше. Хорошо изучены вариации потока у самого яркого источника Скорпион Х-1. У этого источника таких быстрых изменений потока, как у источника Лебедь Х-1, не наблюдается. Он может излучать на более или менее постоянном уровне в течение нескольких дней. За это время как оптический, так и рентгеновский поток от него меняется в пределах 20%, причем вариации оптического и рентгеновского излучения не связаны. На это «спокойное» излучение накладываются отдельные «вспышки», длящиеся по нескольку часов. Вспышки охватывают как оптический, так и рентгеновский диапазон. Во время вспышек потоки меняются в 2—3 раза, причем среднее значение потоков в этой «активной» фазе раза в два больше, чем в спокойной. Никакой периодичности вспышек не обнаружено. Одновременные оптические и рентгеновские наблюдения показали, что во время вспышек рентгеновское излучение источника Скорпион Х-1 становится более «жестким» (т. е. в его спектре доля энергичных квантов растет ), а оптическое излучение становится более «голубым». Если исходить из развитой выше модели этого источника как компактного плазменного облака, то следует предположить, что во время вспышек температура плазмы и ее средняя плотность растут . Последнее обстоятельство приводит к тому, что для оптического излучения плазма становится непрозрачной для более коротких волн, отчего спектр становится более «голубым» (закон Рэлея—Джинса!).