Домой » Наука » Астрономия » BP Южного Креста – самая массивная рентгеновская двойная звезда во Вселенной

BP Южного Креста – самая массивная рентгеновская двойная звезда во Вселенной

Опубликовано: 09.07.2019

Просмотров: 167

1 Звезда2 Звезды3 Звезды4 Звезды5 Звезд (2 голосов, средний балл: 5,00 из5)
Загрузка...
 
 

BP Южного Креста – самая массивная рентгеновская двойная звезда во Вселенной

Сегодня мы в рамках темы о нейтронных звездах кратко расскажем Вам о самой массивной рентгеновской паре во Вселенной из известных ныне земной науке, в состав которой входят голубой гипергигант и один из самых массивных пульсаров. Речь на этот раз пойдет о бинарной системе BP Южного Креста (по-латыни – BP Crucis).

В период с конца 60-х по начало 70-х годов прошлого века группа астрофизиков из Массачусетского технологического института под руководством американо-нидерландского астрофизика Уолтера Левина проводила исследование космического пространства на предмет выявления источников мягкого рентгеновского излучения при помощи высотных шаров аэростатов. В этих исследованиях были открыты пять новых источников рентгеновского излучения, спектр которых заметно отличался от спектра источников, открытых с помощью ракетных наблюдений, таких, например, как Скорпион Х-1. Среди открытых рентгеновских источников, как официально сообщили в октябре 1970 года, был и источник, который обозначили GX 301-2.

Обнаруженный источник располагался в направлении созвездия Южного Креста, и, естественно, первоначально о его происхождении у специалистов были лишь примерные догадки. Чуть позже источник GX 301-2 объединили и с оптическим аналогом, которым оказался, как тогда считали, одиночным голубым переменным гипергигантом BP Южного Креста, который лежал на прямом восхождении в 12 часов 26 минут между 37 и 38 секундами при южном склонении в 62 градуса 46 минут между 13 и 16 секундами.

Загадка мягкого рентгеновского излучение от голубого, пускай даже, оптически переменного гипергиганта оставалась загадкой до тех пор, пока советский астрофизик Иосиф Шкловский теоретически не обосновал природу похожего источника Скорпион Х-1, который, по мнению выдающегося теоретика, представлял собой бинарную пару, состоящую из звезды главной последовательности и нейтронной звезды.

По аналогии со Скорпионом Х-1 было предложено, что в источнике GX 301-2 голубой гипергигант имеет у себя поблизости также компактного компаньона, с которым охотно делится своим веществом. Тогда предполагали, что невидимый компаньон может быть в меньшей степени вероятности черной дырой и в большей – нейтронной звездой.

Со временем, благодаря более совершенным средствам наблюдений и исследований космического пространства, удалось с большой долей вероятности понять, что GX 301-2 или BP Южного Креста представляет собой бинарную систему, состоящую из голубого гипергиганта и длиннопериодического рентгеновского пульсара. Определить точное расстояние до этого объекта на данный момент почему-то не стало возможным. Различные источники это значение приводят по-разному, и предел при этом достаточно существенный от 3 до 4 килопарсек, а это примерно от 9 800 до 13 тысяч световых лет. Правда, в последнее время стали все более и более уверенно указывать значение удаления BP Южного Креста от Земли в 9 915 световых лет или в 3 040 парсек, поэтому давайте и мы возьмем его за основу.

Голубой гипергигант из состава пары BP Южного Креста примерно в 43 раза массивнее нашего Солнца при радиусе в более чем в 70 раз превышающем аналогичный параметр нашего центрального светила. Это, по всей видимости, одна из самых ярких звезд в нашей Галактике с расчетной болометрической светимостью, составляющей около 470 000 солнечных светимостей. По различным оценкам, температура на его поверхности в зависимости от широтного региона может колебаться в пределах от 16 до 18 тысяч Кельвинов. Спектральный класс звезды определяют в целом, как В1. Кроме этого, в составе системы она представляет собой оптическую переменную, показывающую изменения яркости до восьми сотых величины на видимых длинах волн. Их природа, по всей видимости, связана с эллипсоидальным вариациям при вращении гипергиганта вокруг своей оси со скорость около 55 километров в секунду и вариабельности типа α Лебедя или Денеба. Существует собственный псевдопериод в 11,9 земного дня с небольшими вариациями.

В свою очередь еще один компаньон, нейтронная звезда, по всей видимости, принадлежит к разновидности так называемых большемассных пульсаров. Ее масса составляет не менее 1,85 массы Солнца, однако верхнюю отметку этого показателя в вероятностном пределе смело поднимают до 2,5 солнечных масс, что может быть максимумом на основе уравнения состояния нейтронной звезды. Данный пульсар имеет период вращения вокруг своей оси в 685 секунд, однако проявляет признаки сильного замедления вследствие наличия магнитного поля, а также признаки нерегулярного ускорения вследствие взаимодействия с аккреционным диском. Как показывают расчеты, медленно вращающаяся нейтронная звезда может быть приведена в состояние с подобным темпом вращения при взаимодействии с аккреционным диском всего за десять лет.

По всей видимости, пульсар вращается вокруг своего более массивного компаньона по несколько вытянутой орбите с эксцентриситетом чуть меньше, чем 0,5 и периодом около 41 с половиной земного дня и при этом усиленно аккрецирует на себя вещество с незадачливого гипергиганта, которое, перед тем как упасть на поверхность нейтронной звезды, формирует относительно широкий аккреционный диск. В непосредственной близости от нейтронной звезды он разрушается, поскольку движение плазмы сильно затруднено поперек силовых линий магнитного поля. В этом случае вещество больше не может двигаться в плоскости диска, оно движется вдоль линий поля и падает на поверхность нейтронной звезды в области полюсов. В результате образуется так называемая аккреционная колонка, размеры которой намного меньше размеров самой звезды. Материя, ударяясь о ее твердую поверхность, сильно разогревается и начинает излучать в рентгене. Пульсации излучения в ренгеновском диапазоне связаны с тем, что из-за вращения нейтронной звезды, аккреционная колонка то уходит из вида наблюдателя, то снова появляется. Таким образом, мы можем наблюдать классический рентгеновский пульсар, и система BP Южного Креста в этом плане является одним из самых ярких примеров.

Отметим, что кроме оптической переменности, система имеет еще и рентгеновскую вариабельность. Если оптическая почти полностью связана с природой голубого гипергиганта, то за изменчивость в рентгеновском диапазоне всецело ответственен пульсар, вспышки которого наблюдаются во время пассажей орбитального периастрона, то есть, иными словами, во время максимального сближения членов системы при их совместном орбитальном движении.

По состоянию на 2017 год, рентгеновская двойная звезда BP Южного Креста имеет самую большую суммарную массу среди подобных объектов, известных человечеству на данный момент во Вселенной. Кроме этого, она лидирует по абсолютной массе и среди всех известных бинарных систем, в состав которых входят нейтронные звезды.

Теперь давайте в завершении немного поговорим о прошлом и будущем системы BP Южного Креста. Судя по всему, пульсар в ее составе не слишком древний. Специалисты дают предел от 700 тысяч до 1 миллиона лет с того момента, когда даже более массивный, чем нынешний компаньон, еще один голубой гипергигант, проэволюционировав, взорвался яркой сверхновой, что и стало началом космического пути нынешней нейтронной звезды. Что касается главной компоненты системы, то, вероятнее всего, она уже пребывает в том состоянии, когда водород в ее ядре находится на стадии исчерпания, хотя некоторые астрономы уверяют, что она еще несколько сот тысяч лет назад уже покинула главную последовательность, о чем свидетельствует незначительное изменение спектра в сторону красного при инфракрасной величине К-диапазона в 5,72. Так это или нет, сказать однозначно сложно, однако то, что звезда уже на закате своего жизненного пути – факт бесспорный. Темпы выделения гравитационной энергии системой говорят о том, что вряд ли обе компоненты столкнуться еще до того, как нынешний голубой гипергигант взорвется сверхновой. Кроме этого, невзирая на предельную массивность нейтронной звезды, астрономы считают, что аккрецируемого вещества за время до взрыва сверхновой также будет недостаточно для превышения предела Оппенгеймера-Волкова и, следовательно, для обрушения ее в черную дыру. А раз так, то, вероятно, оба компаньона до указанного выше катаклизма доживут без каких-либо дополнительных проблем. А вот грядущий взрыв голубого гипергиганта сверхновой может привести к различным вариантам развития ситуации. Взрывные эффекты, в равной степени вероятности, могут как разбросать оба релятивистских объекта по космосу без сохранения гравитационной связи между ними в рамках системы, так и наоборот максимально сблизить их, что рано или поздно приведет к слиянию. Какие это будут объекты на тот период? Черная дыра с нейтронной звездой, две нейтронные звезды или две черные дыры? – Ответить на этот вопрос однозначно, ох, как не просто. В любом случае произойдет это не ранее, чем через полтора-два миллиона лет…

Ранее сообщалось о том, что космический телескоп TESS открыл три землеподобные экзопланеты в «зоне Венеры».

Теги: , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

Автор: Яков Властожицкий
Статей: 195

Оставить комментарий

Ваш email не будет опубликован.Необходимы поля отмечены *

*