меню содержание news206 news207 news208
Источником рентгеновского фонового излучения Млечного Пути
в основном являются тусклые старые звезды
|
Вид Галактики в ближнем инфракрасном диапазоне по данным спутника COBE ( цвет)
очень напоминает ее диффузное свечение в рентгеновском диапазоне до данным спут-
ника RXTE ( контуры).
Новую гипотезу, объясняющую происхождение большей части галактического рентгеновского излуче-
ния, предложили российские астрофизики Михаил Ревнивцев и Сергей Сазонов.
Около 70% рентгеновского излучения нашей Галактики, которое регистрирует, например, орбитальная
обсерватория Chandra, не удается связать с какими-то отдельными источниками. Оно регистрируется
как непрерывное диффузное рентгеновское свечение. Такое излучение могут давать протяженные обла-
ка горячего разреженного газа.
Однако газовая гипотеза сталкивается с рядом трудностей. Дело в том, что частицы горячего газа дви-
жутся с такой скоростью, что притяжение Галактики не может их удержать. Поэтому горячий газ дол-
жен быстро покидать Галактику, а значит, должен существовать источник, постоянно восполняющий
потери. Таким источником могут быть вспышки сверхновых звезд, однако тогда их должно быть гораз-
до больше, чем показывают наблюдения.
По мнению Михаила Ревнивцева и Сергея Сазонова из российского Института космических исследо-
ваний (ИКИ), работающих сейчас в Институте астрофизики им. Макса Планка ( Max Planck Institute for
Astrophysics) в Гарчинге (Германия), рентгеновский фон можно объяснить существованием миллионов
отдельных источников, которые современные инструменты не способны увидеть по отдельности. Та-
кая же ситуация была с видимым диффузным свечением Млечного Пути, пока первые телескопические
наблюдения Галилея не показали, что в действительности это совокупное излучение огромного коли-
чества отдельных звезд ( впрочем, есть мнение, что об этом догадывались и немного ранше).
По словам Михаила Ревнивцева, "по близким источникам рентгеновского излучения, которые отстоят
от нас менее чем на 300 световых лет, мы видим, что основная его часть принадлежит аккрецирую-
щим белым карликам и обыкновенным звездам из двойных систем". Именно такие источники и фор-
мируют рентгеновский фон Млечного Пути.
В подтверждение своей гипотезы авторы приводят сравнение данных двух обзоров неба. Один, в ин-
фракрасном диапазоне, был выполнен спутником COBE (Cosmic Background Explorer), запущенным в
1989 году, а другой, рентгеновский, - спутником RTXE (Rossi X-ray Timing Explorer), работающим на ор-
бите с 1995 года. Оказалось, что положения максимумов интенсивности излучения в обоих обзорах
совпадают. Большая часть инфракрасного излучения, зарегистрированного COBE, связана с многочис-
ленными старыми холодными звездами - красными карликами. Это наводит на мысль, что и диффуз-
ное рентгеновское излучением Галактики тоже связано со звездами.
В качестве возможных источников этого излучения астрофизики называют в первую очередь белые
карлики, входящие в двойные системы и образующие так называемые катклизмические переменные
звезды. Такие белые карлики перетягивают на себя вещество со звезды-компаньона. При этом вещест-
во разогревается и начинает излучать в рентгеновском диапазоне. Белые карлики образуются из звезд,
сравнимых по массе с Солнцем, которые несколько крупнее красных карликов и поэтому эволюциони-
руют быстрее. Но распределение этих двух типов звезд в пространстве должно быть сходным.
Катаклизмические переменные - основной источник той части фонового излучения, которую образу-
ют фотоны с более высокой энергией. Другая часть, состоящая из рентгеновских фотонов с более низ-
кой энергией, имеет два источника. Первый - те же катаклизмические переменные, но их вклад в дан-
ном случае оценивается только в одну треть. А две трети приходится на короны ( внешние слои атмо-
сферы) звезд двойных систем. Под воздействием звезды-компаньона в короне такой "активной" звез-
ды происходят вспышки, аналогичные вспышкам на Солнце, но только более мощные. В них и рож-
дается низкоэнергичное рентгеновское излучение. Как известно, вещество солнечной короны разо-
грето до нескольких миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. Во время солнечных
вспышек это излучение может заметно усиливаться. Конечно, оно всё равно остается довольно сла-
бым по сравнению с излучением Солнца в видимом диапазоне, но суммарное рентгеновское излуче-
ние сотен миллионов звезд может дать заметный вклад в общий рентгеновский фон Млечного Пути.
По оценкам исследователей, в Галактике может быть более миллиона катаклизмических переменных
и около миллиарда активных звезд. Это цифры примерно в 100 раз больше принятых оценок. Поря-
док величины для числа белых карликов - миллион, для звезд в двойных системах - 100 млн.
Однако, например, астрофизик Койи Мукаи (Koji Mukai) из американского Центра космических поле-
тов им. Годдарда (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, US) указывает, что, по его рас-
четам, катаклизмических переменных в Галактике должно быть даже еще больше - порядка 10 миллио-
нов.
Предложенная гипотеза устраняет проблему несоответствия ожидаемого и наблюдаемого темпа вспы-
шек сверхновых. Однако пока рано говорить о том, что она легко завоюет признание среди специалис-
тов. Например, японский астрофизик Кен Ибисава (Ken Ebisawa), наблюдавший диффузное рентгенов-
ское свечение с помощью космической обсерватории Чандра, считает, что предложенные механизмы
не обеспечивают необходимой интенсивности рентгеновского излучения, пишет New Scientist.
Для прямой проверки новой гипотезы необходимы рентгеновские телескопы нового поколения, обла-
дающие большей чувствительностью и, главное, разрешением. В частности, сейчас в NASA разрабаты-
вается система Constellation X - группа рентгеновских спутников, которые смогут работать в единой
связке. Возможно, именно они сделают в рентгене то, что в оптике сделал Галилей четыре века назад.
Ну, а пока остается лишь сопоставлять теоретические модели со спектром излучения и его распределе-
нием по небу, что, конечно, оставляет довольно широкий простор для гипотетических построений.
Свою гипотезу Михаил Ревнивцев и Сергей Сазонов вместе с тремя соавторами изложили в двух
статьях: "Происхождение рентгеновского излучения галактической плоскости" и "Рентгеновская функ-
ция светимости слабых точечных источников в Млечном Пути". Они будут опубликованы в европейс-
ком научном журнале "Астрономия и астрофизика" (Astronomy & Astrophysics).
Михаил Ревнивцев предполагает, что крупнейший в мире рентгеновский телескоп Чандра (NASA)
способен разглядеть такие единичные источники, наблюдая за одним и тем же участком неба в тече-
ние двух недель. Российские астрофизики, работающие над этой проблемой, подали соответствующую
заявку в комитет, распределяющий время наблюдений телескопа "Чандра". Хотя две недели наблюде-
ний Чандры - это необычайно много, но научная ценность задачи придает им уверенности в том, что
их заявка выиграет конкурс и такие наблюдения будут проведены.
ссылки:
elementy.ru/news/430135
gazeta.ru/2006/03/17/oa_192519.shtml
Вега подобна вращающемуся волчку, видимого с полюса
|
Примерно так видна Вега с Земли. Синий цвет соответствует большей яркости,
красный - меньшей. Крестиком показано направление луча зрения (к центру звезды)
Новые интерферометрические наблюдения позволили выявить распределение яркости по диску Веги.
Результаты этих наблюдений показывают, что Вега - очень быстро вращающаяся звезда, которую мы
видим с полюса. Вега (α Лиры) - вторая по яркости звезда Северного полушария неба после Арктура
(α Волопаса). Кроме того, она используется в качестве спектрального и фотометрического стандарта
в звездной астрономии, то есть фотометристы и спектрофотометристы обычно пытаются привести
свои данные к Веге. Поэтому, разумеется, ее параметры нужно знать как можно точнее. Тем не менее
некоторые ее свойства постоянно уточняются.
В частности, давно было замечено, что Вега несколько ярче, чем похожие на нее звезды. Полагали, что
это может быть связано с тем, что: во-первых, звезда быстро вращается и, во-вторых, мы видим ее
почти с полюса. Ведь если звезда быстро вращается, то она будет сплюснутой. В таком случае экватор
будет холоднее, чем полярные области.
Этот эффект вращающихся звезд известен как закон гравитационного потемнения фон Цейпеля. На эк-
ваторе вращающейся звезды так называемая эффективная сила тяжести (effective gravity) меньше, поэто-
му и энергии туда будет поступать меньше. Если мы смотрим на звезду с полюса, то всегда будет ви-
деть самые горячие, а значит и самые яркие участки поверхности.
И вот удалось показать, что в самом деле Вега - это быстро вращающаяся звезда, наблюдаемая нами
с полюса. С помощью интерферометрических наблюдений на установке Navy Prototype Optical Inter-
ferometer (NAPI), принадлежащей Военно-морской обсерватории США, удалось выявить распределе-
ние яркости по видимой поверхности Веги (см. верхний рисунок).
Оптический интерферометр NAPI, находящийся в Аризоне (США), начал полноценную работу в 2001
году. Несколько телескопов, расположенных на расстоянии около 250 метров друг от друга, наблюда-
ют один и тот же объект. Затем, в результате обработки сигнала, можно получить угловое разрешение,
соответствующее телескопу с размером объектива, равному расстоянию между отдельными телескопа-
ми установки. Сейчас в мире есть несколько подобных систем. Наиболее известна система телескопов
VLT, расположенных в горах Чили.
Ранее, в рубрике "Астрономическая Научная Картинка дня" уже рассказывалось об одном результате
VLT. Эта замечательная техника наблюдений позволяет по сути увидеть диск звезды. Обратите вни-
мание, оси проградуированы в тысячных долях секунды дуги! Радиус звезды виден под углом менее
2 тысячных секунды!! По данным наблюдений видно, что полярные области горячее экватора ( си-
ний цвет соответствует большей яркости, красный - меньшей). Крестиком показано направление лу-
ча зрения ( к центру звезды). Мы смотрим почти прямо на полюс. От полюса к экватору температура
спадает на 2400 градусов! Чтобы это объяснить, требуется предположить очень быстрое вращение.
Скорость вращения очень велика: на экваторе она достигает 270 км/с. Если она была бы больше хотя
бы на 8%, то вещество начало бы оттекать от экватора звезды ( срываясь в окружающее пространство
за счет преобладающей центробежной силой над силой гравитации звезды ).
На рисунке показано, как вращение приводит к перераспределению яркости по поверхности звезды.
Более сплюснутые формы соответствуют более быстрому вращению ( с сайта cfa-www.harvard.edu ).
Новые наблюдения позволили уточнить параметры звезды Веги. Ученые смогли точнее определить
поправки, требующиеся для сравнения быстро вращающейся Веги с моделями для звезд со слабым
вращением (прямые измерения масс проделаны в основном для медленно вращающихся звезд, также
и эволюционные модели наиболее детально рассчитаны для подобных объектов). Масса Веги равна
примерно 2,3 массы Солнца. Возраст - 386 +/–16 миллионов лет, это чуть больше, чем считалось ра-
нее (хотя в пределах ошибок значения и совпадают). Однако эти значения чувствительны к предполо-
жениям о химическом составе Веги. А от химического состава, который с высокой точностью опреде-
лить очень трудно, зависит эволюция звезды. Поэтому некоторые параметры Веги, и особенно её
возраст, еще могут быть уточнены в будущем.
источник: D. M. Peterson et al. "Vega is a rapidly rotating star" - ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0603520
Сергей Попов
elementy.ru/news/430166
по теме: Астрономы признали Вегу сплюснутой и нестабильной звездой
Наблюдение газопылевого диска у Веги телескопом Спитцер
Вега - 5-я по яркости звезда на всем звездном небе
