АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 2, с. 165-176
УДК 524.312+524.387-735
ОБ ИЗБЫТКАХ СВЕТИМОСТЕЙ OB-ЗВЕЗД В КВАЗИСТАЦИОНАРНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
© 2007 г. В. С. Петров1, А. В. Тутуков2, А. М. Черепащук1
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия
2Институт астрономии, Москва, Россия Поступила в редакцию 11.06.2006 г.; после доработки 07.07.2006 г.
Установлена зависимость "масса—светимость" для ОВ-компонент массивных рентгеновских двойных систем. Эта зависимость является хорошим инструментом оценки масс компонент этих важных в эволюционном отношении двойных. Анализ найденной зависимости "масса—светимость" позволил установить, что для ОВ-компонент существует систематический избыток светимости «1т. Для родственных в эволюционном отношении систем WR + О, также испытавших обмен веществом между компонентами и непосредственно предшествующих стадии рентгеновской двойной, не обнаружено такого избытка. Исследование возможных причин данного избытка светимости показало, что наиболее перспективным для его объяснения является эффект селекции по рентгеновской светимости массивных рентгеновских двойных систем. Оценки показывают, что вероятность обнаружения рентгеновской двойной возрастает по мере эволюции оптической компоненты в пределах главной последовательности в результате усиления звездного ветра и увеличения эффективности аккреции его вещества релятивистским спутником. Это позволяет объяснить величину наблюдаемого избытка светимости и положение оптических компонент рентгеновских двойных на диаграмме "светимость—радиус".
PACS: 97.20.Ec, 97.80.Jp, 97.10.Ri, 97.10.Nf
1. ВВЕДЕНИЕ
Эволюция массивных звезд в тесных двойных системах (ТДС) была предметом интенсивного изучения на протяжении последних 40 лет. Однако, несмотря на значительные успехи, интерпретация некоторых свойств звезд в массивных тесных двойных системах (МТДС) остается неоднозначной. Это связано с тем, что обмен масс между компонентами МТДС связан с процессами, нуждающимися в дополнительном изучении. К ним, в частности, относятся формирование стадии с общей оболочкой и дополнительное перемешивание вещества звезды, вызванное аккрецией. МТДС, находящиеся на поздних стадиях эволюции, часто показывают различные аномалии свойств своих компонент. Например, системы типа в Lyr и W Ser обнаруживают значительные избытки гелия у звезд-доноров, а ОВ-звезды в квазистационарных массивных рентгеновских двойных системах показывают значительные избытки светимости для своих масс [1]. Исследование избытков светимо-стей у звезд-доноров в массивных рентгеновских двойных имеет, помимо теоретического, важное практическое значение, ввиду того, что зависимость "масса—светимость" для оптических звезд
часто используется при оценке масс релятивистских объектов в рентгеновских двойных системах.
В последние годы предложено несколько возможных объяснений этого явления. Один из сценариев [2] связывает избыток светимости с перемешиванием, вызванным обменом вещества в системе. Первоначально более массивная звезда в процессе эволюции теряет богатые водородом внешние слои в результате сильного звездного ветра. Последующий обмен веществом, сопровождающий стадию заполнения звезды своей полости Роша и стадию общей оболочки, может обогатить фотосферу аккретора продуктами CNO-цикла, вызвав вынужденное перемешивание. Эволюционная модель, учитывающая эффекты вращения [3] указывает, что возникающее в результате вращения звезды перемешивание также может оказывать сильное влияние на ее эволюцию, химический состав и время жизни на главной последовательности. Необходимо отметить, что современные численные модели показывают хорошее соответствие наблюдениям для одиночных звезд в пределах главной последовательности (ГП). В то же время, надо иметь ввиду, что массивные рентгеновские двойные системы — ярчайшие из квазистационарных рентгеновских источников на небе. Поэтому не исклю-
Таблица 1. Орбитальные периоды и физические параметры ОВ-компонент рентгеновских двойных систем
Название P, сут Sp Teff, К Mv, MQ R, Rq lg(L/LQ)
Cen X-3 2.087139 O6-9 II-III 35000 ± 3000 18.9+18 11.1+11 5.23 ± 0.04
LMC X-4 1.40839 О7 III-V 35000 ± 4000 15.8+2 . o 8.0+o '. 9 4.92 ± 0.06
SMC X-1 3.89229118 В0.5 1а 25000 ± 4000 15.2+21 16.42+2 : 1 4.98 ± 0.06
Vela X-1 8.964368 B0.5 Ibeq 25000 ± 4000 23.5+1 : 5 30.0+1 . 9 5.59 ± 0.04
4U 1538-52 3.72844 B0 Iabe 25000 ± 5000 16.4+4. o 16.35+2.6 4.97 ± 0.06
LS 5039 3.90603 O6.5 V(f) 39000 ± 3000 22.9+2 . 9 9.3+0; 6 5.26 ± 0.06
CygX-1 5.599829 O9.7 Iab 32000 ± 1000 22 ± 3 17 ± 1 5.4 ± 0.06
4U 1700-37 3.411581 O6.5 Iaf 35000 ± 1000 28 ± 3 21.9+0.5 5.82 ± 0.06
чено, что наблюдательные избытки светимостей OB-звезд в данном случае связаны с эффектом наблюдательной селекции: чтобы стать эффективным донором вещества, OB-звезда должна значительно отойти от начальной главной последовательности (НГП), что и является причиной появления у нее избытка светимости.
Цель данной работы состоит в построении зависимости "масса—светимость" для OB-звезд в массивных рентгеновских двойных системах, которая имеет существенное значение для определения масс релятивистских объектов. Кроме того, в работе проанализирована роль соответствующих эффектов наблюдательной селекции.
2. OB-КОМПОНЕНТЫ В МАССИВНЫХ
РЕНТГЕНОВСКИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
В табл. 1 приведены параметры ОВ-компонент восьми массивных рентгеновских двойных систем с надежно известными параметрами компонент. При составлении таблицы использовались данные каталога поздних ТДС [4], а также результаты, полученные в работах [5, 6]. В системах Cen X-3, LMC X-4, SMC X-1, Vela X-1, 4U 153852 наблюдаются рентгеновские затмения и феномен рентгеновского пульсара. Поэтому наклонения орбиты i для этих систем надежно известны, что определяет надежность оценок масс и радиусов ОВ-компонент. В системе 4U 1700-37 наблюдается рентгеновское затмение, что позволяет надежно определить i, но поскольку нет рентгеновского пульсара, массы компонент определяются неоднозначно. Рентгеновский спектр компактного объекта в системе 4U 1700-37 весьма жесткий, что характерно для аккрецирующих нейтронных звезд. Поэтому параметры системы 4U 1700-37, приведенные в табл. 1, получены в предположении, что релятивистский спутник является нейтронной звездой с массой, соответствующей среднему значению 1.4 MQ.
В системах Cyg Х-1 и LS 5039 релятивистские компаньоны являются черными дырами, здесь не наблюдаются рентгеновские затмения и феномен рентгеновского пульсара. Параметры этих систем определены с использованием всего комплекса имеющихся наблюдательных данных (форма высокоточной кривой лучевых скоростей, информация о расстоянии до системы и т.п.). Следует подчеркнуть, что радиусы ОВ-звезд в рентгеновских двойных системах (табл. 1) определяются надежно по третьему закону Кеплера, поскольку ОВ-звезды в данном случае близки к заполнению своих полостей Роша (во всех системах, указанных в табл. 1, наблюдается значительная оптическая переменность, обусловленная эффектом эллипсоидально-сти ОВ-звезд). Средняя температура ОВ-звезд надежно оценивается по линейчатому спектру поглощения с использованием современных моделей звездных атмосфер, что позволяет быть уверенным в надежности определения болометрических светимостей этих звезд. Таким образом, данные табл. 1 дают возможность построить надежную зависимость "масса—светимость" для ОВ-звезд в массивных рентгеновских двойных системах. Прежде чем переходить к анализу этой зависимости, выясним, не влияет ли на определение светимости звезды, близкой к заполнению своей полости Роша, использование средней эффективной температуры и среднего радиуса звезды (именно эти величины приведены в табл. 1). Строгое вычисление болометрической светимости приливно-деформированной звезды должно проводиться интегрированием температурного распределения по всей поверхности звезды. Сравним полученную таким образом светимость L с величиной Lприбл = = 4пR2aT4, приведенной в табл. 1. Возьмем систему с параметрами, характерными для системы Сеп Х-3. Зададимся полярной температурой на оптической звезде Тп. Тогда температурное распределение по поверхности этой звезды определяется
известной формулой, учитывающей гравитационное потемнение (эффект рентгеновского прогрева для систем, включенных в табл. 1 невелик):
/ \ 0.25
т (пМ = т\ , (1)
где д — локальное ускорение силы тяжести, дп — ускорение силы тяжести на полюсе звезды, — координаты на поверхности звезды. Используя программу синтеза кривой блеска [7], вычислим точное значение болометрической светимости звезды:
Ь
о —
У !'ат(2)
Таблица 2. Сравнение Ьточн и Ьприбл для моделей с различными массами и температурами
Teff,К Му, М& Ьточн, эрг/с Ьприбл, эрГ/С
10000 10 5.75 х 1036 5.72 х 1036
25000 20 3.84 х 1038 3.81 х 1038
35000 30 2.10 х 1039 2.08 х 1039
37000 40 3.37 х 1039 3.35 х 1039
40000 50 5.61 х 1039 5.58 х 1039
50000 60 1.06 х 1040 1.05 х 1040
где а — постоянная Стефана—Больцмана. Затем вычислим средний радиус звезды, соответствующий радиусу сферы R, объем которой равен объему фигуры звезды, близкой к заполнению полости Ро-ша (степень заполнения полости Роша / — 0.95):
4
-пЕ3 —
(IV.
(3)
у
Вычислим также среднюю температуру поверхности приливно-деформированной звезды:
т0 —
/з/ т Из ^ '
(4)
где в знаменателе стоит полная площадь поверхности звезды. Далее проверим, насколько точно выполняется равенство
Ьприбл — 4пЕ2аТ0 — Ьт
(5)
Расчеты показали (табл. 2), что это равенство выполняется с точностью до нескольких процентов, причем приближенное значение светимости всегда меньше точного значения Ьточн. Поскольку наблюдаемый избыток светимостей ОВ-звезд в массивных рентгеновских двойных системах составляет 2—3 раза, погрешность, вызванная заменой Ьточн на Ьприбл незначительна, и наблюдаемый избыток светимостей не связан с заменой реальной фигуры звезды на эквивалентную сферу.
Зависимость "масса—светимость" для ОВ-ком-понент с массами 15—30М© массивных рентгеновских двойных систем (рис.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.