Иосиф Шкловский - Вселенная, жизнь, разум

По какой же причине выбрасываются такие звезды из ассоциации? Голландский астроном Блаау обратил внимание на то, что звезды-«беглецы» всегда являются одиночками. Между тем кратность среди массивных, горячих звезд особенно распространена — почти половина их образует кратные системы. Чтобы объяснить этот удивительный факт, голландский астроном выдвинул предположение о том, что раньше звезды-беглецы были компонентами двойных систем. Вторая компонента — более массивная горячая звезда того же спектрального класса O — взорвалась как сверхновая II типа (см. гл. 5).

Что произойдет, если более массивная звезда в двойной системе вдруг как бы исчезнет, пропадет? Сила притяжения не будет больше удерживать оставшуюся звезду на ее эллиптической орбите. Она уйдет по касательной к своей орбите, сохранив при этом орбитальную скорость. В действительности, конечно, масса взорвавшейся звезды не может бесследно исчезнуть.

Если расширяющаяся туманность — остаток взрыва сверхновой — находится внутри орбиты оставшейся звезды, сила притяжения почти не изменится и звезда никогда «не убежит». Если же звезда окажется внутри туманности, последняя почти не будет ее притягивать. Чтобы описанный «эффект пращи» (иначе его трудно назвать) имел место, необходимо, чтобы газы — продукты взрыва сверхновой — ушли за орбиту оставшейся звезды за время, значительно меньшее, чем период обращения. Это условие будет выполняться для двойной системы, компоненты которой удалены одна от другой достаточно далеко, например на 10–20 астрономических единиц. При этом периоды обращения должны быть порядка нескольких лет, а орбитальные скорости (при достаточно массивных звездах) — около 100 км/с.

Наличие среди компонент кратных систем белых карликов (например, в системе Сириуса) легко объясняется тем, что более массивная компонента закончила свой эволюционный путь, став маленькой, очень плотной звездой (см. гл. 4). Напротив, нельзя представить двойную систему, у которой одна компонента — горячая, массивная звезда спектрального класса O, а вторая — обыкновенный красный гигант с массой в 1,5–2 раза больше солнечной. Ведь для того, чтобы звезда такой массы сошла с главной последовательности и стала красным гигантом, нужно соответственно 4 и 2 млрд. лет (см. табл. 2), в то время как горячая звезда класса O не может существовать свыше 10 млн. лет. И действительно, подобные двойные системы неизвестны.

В гл. 5 мы уже говорили, что «звездные» рентгеновские источники никак не могут быть «молодыми», еще не успевшими остыть нейтронными звездами, так как последние слишком быстро остывают. И все же совершенно неожиданно выяснилось, что эти космические рентгеновские источники являются нейтронными звездами. Наблюдения, выполненные на специализированном американском рентгеновском спутнике «Ухуру» привели к удивительному открытию: поток излучения от довольно большого количества источников меняется со временем строго периодически, причем периоды составляют несколько дней. У двух источников были обнаружены, кроме того, короткопериодические изменения потока с периодами 1,25 и 4,88 секунды. Эти короткие периоды в свою очередь плавно менялись с указанным выше длинным периодом, причем амплитуды изменений малых периодов хотя и малы, но вполне измеримы. (В настоящее время уже известно около 20 рентгеновских источников с аналогичными периодическими изменениями потока излучения.)

Объяснение этим удивительным фактам весьма простое и даже очевидное. Рентгеновский источник — это маленькая, компактная звезда, вращающаяся вокруг второй, «нормальной», звезды, причем луч зрения почти «скользит» вдоль плоскости орбиты. Минимум потока рентгеновского излучения наблюдается тогда, когда рентгеновская компонента заходит за оптическую. Другими словами, мы наблюдаем затменную двойную систему.

Наличие секундных периодов означает, что наблюдаемые источники представляют собой «рентгеновские пульсары», т. е. очень быстро вращающиеся маленькие звезды. Так как минимальный период такого осевого вращения лишь немногим больше секунды, то это не могут быть белые карлики. Только нейтронные звезды могут иметь такие короткие периоды вращения. Изменение величины периода коротких рентгеновских импульсов, обусловленных осевым вращением, в течение орбитального периода очевидным образом объясняется эффектом Доплера. Из амплитуды этих изменений непосредственно определяется орбитальная скорость рентгеновской звезды.