Несмотря на то что теория звездной эволюции в общих чертах уже построена, в ней все еще остаются темные пятна. Особенно это касается тесных двойных систем, в которых масса может “перетекать” с одного объекта на другой. Происхождение таких систем пытается понять ведущий сотрудник Отдела астрофизики высоких энергий Института космических исследований РАН доктор физико-математических наук Михаил Ревнивцев. В этом году он получил грант Президента РФ на свою работу как победитель конкурса 2011 года по государственной поддержке исследований молодых российских ученых.
— Мой проект называется “Физические процессы, формирующие популяции рентгеновских источников в Галактике”, — рассказывает Михаил Геннадьевич. — В астрофизике в отличие от других наук невозможно проводить прямые эксперименты над исследуемыми объектами. Мы можем только наблюдать за ними. При этом даже многолетние наблюдения — это всего лишь краткий миг в жизни звезд, где характерные времена исчисляются миллионами и миллиардами лет. Поэтому астрономы все чаще используют так называемый популяционный подход, когда изучаются объекты одного вида, разбросанные по всей нашей Галактике. Например, мы исследуем двойные системы, в которых основной объект — нейтронная звезда массой, примерно в полтора раза большей, чем Солнце. А ее компаньон, вращающийся на небольшом расстоянии, — обычная маломассивная звезда.
— Чем же они интересны?
— Нейтронные звезды — это конечный этап эволюции многих массивных объектов. После того как звезда образовалась, она долгое время светит за счет термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Если масса звезды достаточно велика, то в ней начнется синтез и более тяжелых элементов. А в конце своего жизненного пути она взрывается.
Как правило, на месте взрыва остается очень компактный объект. Он тяжелее Солнца, но имеет размеры всего 10-20 км. Это и есть нейтронная звезда. Плотность вещества в ней превышает ядерную, то есть плотность “упаковки” протонов и нейтронов в ядрах обычного вещества. Поэтому мы очень мало знаем о том, как на самом деле устроены нейтронные звезды.
Если центральное тело потеряет половину и более своей массы, то, согласно законам небесной механики, все тела, вращающиеся вокруг него, должны, преодолев гравитационное притяжение, разлететься в разные стороны. Поэтому нам повезло, что у некоторых взорвавшихся звезд сохранились компаньоны. Исследуя их влияние друг на друга, можно извлечь много интересной информации.
Вот как выглядит такая система в общих чертах. Представьте себе Солнце, которое от современного радиуса 600 тысяч километров сжалось до 10 километров, а вокруг него вращается другое светило поменьше. Причем делает один оборот всего за сутки, а в некоторых случаях даже за несколько минут. Кроме того, вокруг нейтронной звезды существует так называемый аккреционный диск, чем-то напоминающий кольца Сатурна, но только нагретый до температуры в тысячи и даже миллионы градусов.
Сравнивая рентгеновское излучение нейтронной звезды и инфракрасное излучение диска, мы можем определить его размеры и даже оценить период вращения компаньона.
— А какая цель этих исследований?
— В системе происходит перетекание вещества с маломассивной звезды на нейтронную. Вследствие этого она излучает рентгеновские лучи с мощностью, превосходящей солнечную в тысячи раз. Наблюдая различные эффекты, можно определить магнитное поле нейтронной звезды. А зная ее возраст, равный возрасту звездного скопления, где она находится, мы определяем, как магнитные поля нейтронных звезд эволюционируют во времени. Кроме того, в силу разных причин компаньон постепенно приближается к нейтронной звезде. И не последнюю роль в этом процессе играет излучение гравитационных волн. А в некоторых наиболее компактных системах такое излучение вообще обеспечивает основную потерю углового момента двойной системы. Проще говоря, тесные двойные системы — это естественные лаборатории, позволяющие проверить теорию гравитации Эйнштейна. В том числе измерить потери на излучение гравитационных волн, которые все еще не могут обнаружить в земных лабораториях.
Построение правильной теории эволюции двойных систем имеет значение и для космологических исследований, в которых часто используются так называемые сверхновые типа Ia. Считается, что их энерговыделение с хорошей степенью всегда одно и то же, и поэтому эти взрывы используют в качестве “стандартных свечей” при измерении расстояний до самых далеких галактик. Но вполне возможно, что в прошлом энергия взрывов отличалась от современной. В таком случае при определении расстояний будет допущена систематическая ошибка. Чтобы ее исключить, нужно проверить все аспекты эволюции двойных систем, сравнить различные теоретические предсказания с наблюдениями. Именно на это и нацелен наш проект. Мы надеемся, что наши исследования тесных двойных систем помогут внести ясность в эту проблему.
Беседовал Василий ЯНЧИЛИН
Фото с сайта http://www.youngscience.ru
Нет комментариев