Локальный пузырь. Отмечены известные звезды в солнечной окрестности. (рисунок с сайта http://www.geocities.com/Area51/6683/Local-Neighborhood.html )
В статье рассматривается связь локальной структуры межзвездной среды с недавним образованием компактных объектов (нейтронных звезд и черных дыр) в окрестности Солнца. Кроме этого обсуждается перспектива обнаружения близких одиночных черных дыр.
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 основной вклад в создание каверны внесли не ветера от молодых массивных звезд, а а недавние (несколько миллионов лет) вспышки сверхновых. Причем ученые пришли к мысли, что одной-двух сверхновой было бы недостаточно.
Для получения этих результатов проводились очень сложные вычисления, потому что нужно 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 взрывов подряд!!!
Как показывают недавние расчеты Смита (R.Smith), Кокса (D.Cox) и Маис-Апелланица (Maiz-Apellaniz) для образования столь крупной области горячего газа надо 3-6, а возможно и больше сверхновых. Причем, чтобы картина 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 основный остатки, образующиеся при взрыве - нейтронные звезды, а считается, что все почти молодые нейтронные звезды являются радиопульсарами). С другой - где же нейтронные звезды, возникшие в результате всех этих взрывов?
А вот они! Спутником РОСАТ открыто семь близких одиночных нейтронных звезд. 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 нейтронные звезды рождаются со слишком большими скоростями. За счет легкой асимметрии взрыва звезда получает толчок ("kick") и улетает со средней скоростью 200-300 км/с (такие скорости характерны для радиопульсаров). Лишь очень малая доля (несколько процентов) нейтронных звезд рождается с малыми скоростями (10-40 км/с), которые позволяют им в дальнейшем стать яркими аккреторами. Остается, правда, возможность того, что за счет распада магнитного поля нейтронных звезд доля аккреторов возрастает, но этот сценарий мало исследован, и здесь мы не будем его обсуждать.
Стало быть, 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 ФТИ им. Иоффе в Санкт-Петербурге), говорят о возрастах менее нескольких миллионов лет. Возможно, что некоторые из них являются т.н. "магнитарами" - сверхзамагниченными нейтронными звездами, т.к. это предположение необходимо для объяснения наблюдаемых периодов вращения: от 5 до 23 секунд (заметим, что такие же периоды могут иметь и аккрецирующие нейтронные звезды, если магнитное поле распадалось в процессе их эволюции). Распад поля магнитара 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. (Также может оказаться важна масса нейтронной звезды: менее массивные остывают дольше. Масса может быть связана с магнитным полем: чем меньше масса, тем больше поле. Например, если масса частично набирается за счет обратного выпадения вещества после взрыва, т.н. "fall-back", то падающее вещество может способствовать затуханию поля, и наоборот, сильное поле может препятствовать выпадению большого количества вещества, особенно если механизм взрыва магниторотационный.)
Наши недавние исследования (С.Б. Попов, М.Е. Прохоров, М. Колпи (M. Colpi), А. Тревес (A. Treves), Р. Туролла (R. Turolla)), опубликованные в 2000 г. в Astrophysical Journal, показали, что молодые нейтронные звезды могут хорошо объяснить данные, полученные на спутнике РОСАТ, только необходимо 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 и дргим аналогичным звездным группировкам, образующим пояс Гулда. Причем, подавляющее большинство образовавшихся нейтронных звезд не показывает радиопульсарной активности.
Т.о. вероятно, что наблюдаемые семь 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, Изабелль 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 тяжелые последствия.
Локальное увеличение темпа образования нейтронных звезд может быть связано с тем, что 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 спектрального класса В5). Учитывая, что количество звезд возрастает с уменьшением их массы (функция масс), именно они будут наиболее многочисленными прародителями нейтронных звезд.
То, что ни одна из звезд "великолепной семерки" не наблюдается как радиопульсар может означать, что темп рождения нейтронных звезд выше темпа рождения радиопульсаров не только локально, но и Галактике вцелом, Это в свою очередь говорит о том, что далеко не все нейтронные звезды в своей молодости проходят стадию радиопульсара. Это помогает решить несколько других астрофизических задач, например проблему дефицита радиопульсаров в остатках сверхновых (см. Земля и Вселенная 2000 N2).
Возможно, что 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.
Как бы то ни было, из-за усиленного звездообразования 30-60 миллионов лет назад мы живем в области с повышенным содержанием относительно молодых нейтронных звезд. Наши новые расчеты подтверждают, что пояс Гулда может полностью объяснить наблюдаемые одиночные близкие молодые нейтронные зведы.
С нейтронными звездами понятно, а что с близкими одиночными молодыми черными дырами?
Обнаружить черную дыру непросто. Пока черные дыры найдены только в тесных двойных системах или центрах галактик. "Увидеть" их удалось благодаря мощной аккреции вещества, что приводит к интенсивному излучению. Одиночную черную дыру звездной массы пока никто не нашел (есть, правда, указания, что некоторые случаи микролинзирования объясняются отклонением света черной дырой). А это было бы очень важно, т.к. хотелось бы знать отличаются ли черные дыры в тесных двойных от своих одиночных собратьев.
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, зарегистрировать ее нелегко. Еще труднее - выделить среди множества слабых рентгеновских источников (на оптическое отождествление расчитывать не приходится). 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 существенно сузить пространство поисков близких одиночных черных дыр.
Известны т.н. "убегающие" звезды. Это массивные объекты, имеющие довольно большие пространственные скорости. Причин такого странного поведения может быть две: "выброс" звезды из скопления за счет взаимодействия с другими звездами и разрыв тесной двойной системы после взрыва сверхновой ("эффект пращи"). Остановимся на втором сценарии, предложенным Блаау, подробнее.
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), то двойная распадается. При этом звезды сохраняют орбитальные скорости и разлетаются в разные стороны (в прямом смысле этого слова!). Кроме орбитальной новорожденный компактный объект может приобрести т.н. "скорость отдачи", возникающую за счет несимметрии взрыва (впервые это предложил И.С. Шкловский).
В солнечной окрестности известно более 50 убегающих звезд (см. статью Хугерверфа (Hoogerwerf) и др). Большое количество молодых массивных звезд вблизи Солнца связано с активным звездообразованием в области Пояса Гулда. В последние 30-60 миллионов лет там родилось множество массивных звезд (см. выше). К настоящему времени многие из них уже взорвались как сверхновые, поэтому можно ожидать и большое количество компактных объектов в солнечной окрестности.
Для некоторых из близких убегающих звезд уже предложены соответствующие компактные объекты двойники: пульсар ( де Зееу (de Zeeuw) и др.) и радиотихая нейтронная звезда (Фред Волтер (Walter)).
Однако, у четырех убегающих звезд массы очень велики. Это дает основания предполагать, что соответствующие им компактные объекты являются не нейтронными звездами, а черными дырами. Доля таких звезд (4 из 56) находится в хорошем соответствии с оценкой относительного числа нейтронных звезд и черных дыр (10:1).
| Название | Масса, M |
Скорость, км/с |
 Per |
33 | 65 |
| HD 64760 | 25-35 | 31 |
 Pup |
67 | 62 |
 Cep |
40-65 | 74 |
При этом нужно учитывать, что начальная масса первичной (более массивной компоненты двойной) должна была быть еще больше, т.к. первой взрывается более массивная звезда. Кроме этого масса вторичной компоненты сейчас уже существенно меньше превоначальной массы из-за интенсивного звездного ветра, характерного для массивных звезд, т.о. оценка массы еще возрастает.
С одной стороны, все это говорит о том, что эту четверку 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.
Дело в том, что у черных дыр скорость отдачи может быть нулевой в отличии от нейтронных звезд, у которых эта скорость в среднем составляет около 200 км/с и может достигать тысяч! Значит, зная направление движения убегающей массивной звезды, можно примерно сказать в какую сторону движется и черная дыра.
Остаются вопросы откуда 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. Мы с М.Е. Прохоровым провели соответствующие расчеты (см. также августовский номер Писем в Астрономический Журнал) и примерно определили область пространства, где стоит искать одиночные черные дыры. Возможно, они уже есть в архивных записях спутников ROSAT, CGRO или COS-B. Просто нужно посмотреть в нужное место...
Необходимы наблюдения в различных спектральных диапазонах чтобы подтвердить или опровергнуть наши расчеты. Ждем новых открытий!
 |
Область возможной локализации черной дыры - происходящей из той же
распавшейся двойной системы, что и убегающая звезда |
и
ориентации орбиты
предсверхновой 
. Звездочкой отмечено положение убегающей звезды.
Кружком обозначено положение неотождествленного источника каталога EGRET
(3EG J0747-3412).
Масса черной дыры полагалась равной
.