Компактные объекты по соседству. Компактные объекты бывают трех видов: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Первые остаются после смерти маломассивных звезд. Вторые и третьи образуются после взрывов сверхновых в финале эволюции массивных звезд. Чем массивнее звезды, тем реже они встречаются. Поэтому белых карликов больше, чем нейтронных звезд, которые, в свою очередь, превосходят по числу черные дыры. Было бы очень здорово увидеть таких экзотических "зверей" как нейтронные звезды и черные дыры поближе к нам. Похоже, что это вполне осуществимо... 1. Кто надул пузырь? Как известно галактическая межзвездная среда сильно неоднородна: есть плотные холодные молекулярные облака, есть области разреженного горячего газа. Сложна и структура межзвездного газа в непосредственной солнечной окрестности (200-300 парсек вокруг нас). В этой области доминирует т.н. "местная каверна" или "локальный пузырь" (Local Bubble). Это область разреженного горячего газа неправильной формы. Средний радиус каверны составляет 100-150 пк. Возникает резонный вопрос: как же возник такой пузырь? Наиболее вероятно, что каверна была порождена не интенсивным ветром, истекающим от массивных звезд, а недавними (несколько миллионов лет назад) вспышками сверхновых. Причем ученые пришли к мысли, что одной сверхновой для этого мало. Для получения этого результата проводились очень сложные вычисления, потому что нужно было учесть не только движение газа, выброшенного после взрывов, но и его взаимодействие с окружающей неоднородной средой, излучение газа, которое в свою очередь зависит от химического состава и т.д. и т.п. Задача о взрыве вообще очень сложна: не зря самые мощные компьютеры стоят в центрах, занятых разработкой нового, в первую очередь термоядерного, оружия, что позволяет считать новейшие суперкомпьютеры оборудованием, представляющим стратегический интерес. А тут произошло несколько мощнейших взрывов подряд!!! Как показывают недавние расчеты Смита (R.Smith), Кокса (D.Cox) и Маис-Апелланица (J. Maiz-Apellaniz) для образования столь крупной области горячего газа надо 3-6, а возможно и больше сверхновых. Причем, чтобы образовавшаяся структура не рассеялась к нашему времени, необходимо было взорвать все эти звезды не более 10 млн. лет назад, а последнюю совсем недавно - менее 1 млн. лет назад. Все это довольно странно. С одной стороны темп взрывов в окрестности Солнца получается несколько выше чем темп образования радиопульсаров в Галактике (напомним, что основные компактные остатки, образующиеся при взрыве - нейтронные звезды, а считается, что практически все молодые нейтронные звезды являются радиопульсарами). С другой - где же нейтронные звезды, возникшие в результате всех этих взрывов? А вот они! Спутником ROSAT открыто 7 близких одиночных нейтронных звезд. Ближайшая, как показали наблюдения на Космическом телескопе им. Хаббла, находится на расстоянии всего 60 пк от нас. Они не являются радиопульсарами, а лишь испускают тепловое излучение за счет очень горячей поверхности (около 1 млн. градусов). В начале полагали, что все это аккрецирующие одиночные нейтронные звезды (см. Звездочет 1996 N7 и Земля и Вселенная 1994 N3). Действительно, в течение своей жизни нейтронная звезда замедляет свое вращение, и может оказаться на стадии аккреции: межзвездный газ будет падать на звезду, разгоняться ее гравитационным полем, а при ударе о поверхность разогревать ее и ярко светить в рентгеновском диапазоне. Однако, оказалось, что обычно нейтронные звезды рождаются со слишком большими скоростями для того чтобы стать аккреторами. За счет легкой асимметрии взрыва сверхновой новорожденная нейтронная звезда получает толчок ("kick") и улетает со средней скоростью 200-300 км/с (такие скорости характерны, например, для радиопульсаров). Лишь очень малая доля (несколько процентов) нейтронных звезд рождается с небольшими скоростями (10-40 км/с), которые позволяют им в дальнейшем стать яркими аккреторами. Ожидать появления сразу 7 таких низкоскоростных нейтронных звезд фактически рядом с нами нельзя. Остается, правда, возможность того, что за счет распада магнитного поля нейтронных звезд доля аккреторов возрастает, но этот сценарий пока мало исследован и здесь мы не будем его обсуждать. Значит, если это не аккреторы, то это - молодые, еще горячие, нейтронные звезды. Их температуры, как указывают расчеты специалистов по остыванию нейтронных звезд (например Д.Г. Яковлева и его коллег в Санкт-Петербурге), говорят о возрастах менее нескольких миллионов лет. Возможно, что некоторые из них являются т.н. "магнетарами" - сверхзамагниченными нейтронными звездами. Такое предположение необходимо для объяснения наблюдаемых периодов вращения у трех звезд из нашей "великолепной семерки": от 5 до 23 секунд. Заметим, что такие же периоды могут иметь и аккрецирующие нейтронные звезды, если магнитное поле распадалось в процессе их эволюции, на что впервые указали Джон Ванг в США и Денис Коненков с автором данной статьи в 1997 г. Распад поля магнетара может дополнительно нагревать кору звезды, и тогда она пробудет горячей дольше звезды с обычным постоянным полем. Это существенно, если требуется сохранить высокую температуру в течение нескольких миллионов лет. Наши недавние исследования, проведенные в ГАИШ МГУ и университетах Милана, Падуи и Комо (Италия), показали, что молодые нейтронные звезды могут хорошо объяснить данные, полученные на спутнике ROSAT. Необходимо только предположить, что по-крайней мере локально в пространстве и времени (несколько сот парсек вокруг Солнца, последние несколько миллионов лет) темп образования нейтронных звезд был выше, чем это следует из наблюдения радиопульсаров. Такая локальная флуктуация вполне возможна, например благодаря присутствию ассоциации молодых звезд Скорпион-Центавр. Причем, подавляющее большинство образовавшихся нейтронных звезд не показывает радиопульсарной активности. Т.о. вполне вероятно, что наблюдаемые 7 РОСАТовских нейтронных звезд являются продуктами недавних взрывов сверхновых, "надувших" за последние несколько миллионов лет "пузырь" вокруг Солнца (оговоримся, Солнце не находится в самом центре местной каверны, и вообще существование каверны с Солнцем никак не связано). Кроме такой интерпретации предлагались и другие. Например, Изабелла Гренье (Isabelle Grenier) высказала идею, что с недавними вспышками могут быть связанны неотождествленные гамма-источники в поясе Гулда. Таких объектов около 40 штук. Гренье полагает, что это нейтронные звезды, которые мы не наблюдаем как радиопульсары. Однако теперь, как нам представляется, есть лучшие кандидаты. На недавние вспышки сверхновых в солнечной окрестности указывают и другие данные. Например, такие экзотические (для астрономов) как содержание различных изотопов в антарктическом и гренландском льде! Возможно эти вспышки вызывали на Земле серьезные последствия. Локальное увеличение темпа образования нейтронных звезд может быть связано с тем, что вокруг нас просто слишком много массивных звезд с возрастом, подходящим для превращения в нейтронные звезды. Если посмотреть на карту неба, то можно заметить, что яркие звезды распределены не равномерно, а концентрируются в некоторую полосу или пояс. Плоскость этого пояса не совпадает с плоскостью Галактики. Впервые на такую особенность в распределении звезд обратил внимание американский астроном Бенджамин Гулд еще в 1879 г. В честь него это образование из ярких звезд получило название пояс Гулда. Пояс Гулда наклонен к плоскости Галактики под углом 18 градусов. Он представляет собой диск, центр которого лежит примерно в 150 пк от Солнца. Диаметр звездного диска около 750-1000 пк. Возраст пояса Гулда, в состав которого входит около 60 процентов близких массивных звезд, оценивается в 30 миллионов лет (новые результаты по близким массивным звездам начали появляться после 1997 года, когда был опубликован каталог спутника HIPPARCOS, что позволило получить расстояния до нескольких тысяч близких массивных звезд). Это как раз соответствует окончанию жизни наименее массивных звезд из тех, которые еще могут породить вспышку сверхновой и нейтронную звезду (звезды класса В5). Учитывая, что количество звезд возрастает с уменьшением их массы (функция масс), именно они будут наиболее многочисленными прародителями нейтронных звезд. Так что их высокий темп образования в солнечной окрестности находит изящное естественное объяснение. Если же темп рождения нейтронных звезд выше не только локально (в поясе Гулда), но и в Галактике вцелом, то это означает, что далеко не все из них в своей молодости проходят стадию радиопульсара. Это, в свою очередь, помогает решить несколько других астрофизических задач, например проблему дефицита радиопульсаров в остатках сверхновых (см. Земля и Вселенная 2000 N2). Хотя вероятнее всего из-за усиленного звездообразования в солнечной окрестности 30-60 миллионов лет назад мы живем в области с повышенным содержанием молодых нейтронных звезд, а в среднем в Галактике их плотность меньше. Самые близкие нейтронные звезды не являются радиопульсарами, и видны нам только за счет излучения горячей поверхности. Менее чем через миллион лет они остынут, и станут невидимыми для нас. На наших глазах меняется представление о молодых нейтронных звездах. Пульсар в Крабовидной туманности теряет свой статус стандартной молодой нейтронной звезды. Может быть б'ольшая часть новорожденных нейтронных звезд отличается от радиопульсаров, проявляя себя как аномальные рентгеновские пульсары, источники повторяющихся гамма-всплесков, слабые рентгеновские источники (как РОСАТовская "великолепная семерка") и т.д. Дальнейшие наблюдения в различных спектральных диапазонах должны окончательно подтвердить или опровергнуть эту гипотезу. 2. Черная кошка в темной комнате. Разумеется, кроме нейтронных звезд в солнечной окрестности должны были образовываться и черные дыры. Они - более редкая финальная стадия жизни звезды, т.к. требуют для своего появления на свет очень массивного прародителя. Так что для поиска относительно молодых близких черных дыр приходится расширять круг "охоты" до 500 пк вокруг Солнца. Обнаружить черную дыру непросто. Пока достоверно черные дыры найдены только в тесных двойных системах и в центральных областях галактик. "Увидеть" их удалось благодаря мощной аккреции вещества, что приводит к интенсивному излучению, особенно в рентгеновском диапазоне. Одиночную черную дыру звездной массы пока никто не нашел. Одиночная черная дыра может "выдать" себя из-за той же самой аккреции, но теперь придется довольствоваться веществом межзвездной среды, а его немного, поэтому светимость будет очень маленькая. Кроме того, эффективность энерговыделения при аккреции на черные дыры может быть намного меньше, чем в случае нейтронных звезд. Значит, нужно искать близкие черные дыры, да еще хорошо бы знать где искать! Кроме аккреции можно надеяться на какие-то другие механизмы излучения, или на эффект гравитационного линзирования. Для таких поисков тоже неплохо иметь информацию о примерном положении дыры. Кажется, есть способ сузить пространство поисков близких одиночных черных дыр. Известны т.н. "убегающие" звезды. Это массивные объекты, имеющие довольно большие пространственные скорости. Причин такого поведения может быть две: "выброс" звезды из скопления за счет взаимодействия с другими звездами и разрыв тесной двойной системы после взрыва сверхновой ("эффект пращи": звезда вылетает с большой орбитальной скоростью, как камень из пращи). Остановимся подробнее на втором сценарии, предложенном Адрианом Блаау около 50 лет назад. В тесной двойной системе звезды могут вращаться вокруг центра масс с довольно большими скоростями (сотни км/с). Если в результате взрыва система теряет более половины массы (а это вполне возможно, т.к. первой взрывается более массивная звезда: она быстрее эволюционирует), то двойная распадается. При этом звезды сохраняют орбитальные скорости и разлетаются в разные стороны. Кроме орбитальной новорожденный компактный объект может приобрести т.н. "скорость отдачи", возникающую за счет несимметрии взрыва. В солнечной окрестности известно более 50 убегающих звезд. Большое количество молодых массивных звезд вблизи Солнца связано с активным звездообразованием в области пояса Гулда. Для некоторых из близких убегающих звезд уже предложены соответствующие компактные объекты-двойники: пульсар и радиотихая нейтронная звезда. Однако, у 5 убегающих звезд массы очень велики, более 35 масс Солнца. Это дает основания предполагать, что соответствующие им компактные объекты являются черными дырами. Доля таких звезд (5 из 56) находится в хорошем соответствии с оценкой относительного числа нейтронных звезд и черных дыр (примерно 10:1). С одной стороны, это говорит о том, что эту пятерку можно вычеркнуть из списка для поиска двойников среди радиопульсаров и радиотихих одиночных нейтронных звезд. С другой - дает возможность предсказать, где же стоит искать одиночные черные дыры. У черных дыр скорость отдачи может быть нулевой. Это отличает их от нейтронных звезд, у которых эта скорость в среднем составляет более 200 км/с и может достигать тысяч! Если скорость отдачи равна нулю, то новорожденная черная дыра будет иметь лишь орбитальную скорость. Значит, зная направление движения убегающей массивной звезды, можно сказать в какую сторону движется черная дыра. Для этого нужно только знать массы звезд до взрыва и массу сброшенной оболочки (или массу образовавшейся черной дыры). Нужно учитывать, что начальная масса первичной (более массивной) компоненты двойной должна была быть еще больше чем наблюдающаяся масса вторичного компонента, т.к. первой взрывается более массивная звезда. В тесной системе звезды могут обмениваться массой (это, кстати, дает основание для того, чтобы считать эксцентриситет системы нулевым). Из-за такого перетекания вещества наиболее вероятной финальной ситуацией (до взрыва) является равнораспределение по массам. Такая система не распадется после взрыва при нулевой дополнительной скорости отдачи. Однако, и среди распадающихся двойных наиболее многочисленными должны должны быть именно те, у которых массы компонент наиболее близки. После того как мы узнали с какими скоростями звезды разлетелись после распада двойной, остаются вопросы откуда они летят и как долго? Продолжая траекторию убегающей звезды назад, можно найти место ее рождения: родительское скопление или ассоциацию. Разделив расстояние до скопления на скорость убегающей звезды, можно получить время, прошедшее с момента взрыва (строго говоря, необходимо детально промоделировать полет звезды в гравитационном поле Галактики). После этого нужно посчитать куда успеет улететь образовавшаяся черная дыра за время от взрыва до наших дней. Т.о. можно примерно определить область пространства, где стоит искать близкие одиночные черные дыры. Вероятно, они уже есть в архивных записях спутников ROSAT, CGRO или COS-B. Просто нужно посмотреть в нужное место... 3. Эти странные соседи. Сто парсек по астрономическим мерка это совсем немного. До ближайших нейтронных звезд (а возможно и черных дыр) рукой подать. В природе этих компактных объектов остается еще много неясного. Хочется верить, что исследование наших соседей позволит лучше познакомиться со всем их удивительным семейством.