АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 10, с. 937-953
УДК 524.338.2-54-86
ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ Ae- И Be-ЗВЕЗД
© 2007 г. А. В. Тутуков, А. В. Федорова
Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 04.04.2007 г.; принята в печать 05.04.2007 г.
Предложено несколько сценариев образования у одиночных и двойных Ае-, Ве-звезд аккреционно-декреционных дисков. Показано, что для потери массы быстровращающимися Ве-звездами главной последовательности через эти диски необходимо квазитвердотельное вращение звезды. Оценки показывают, что такое вращение может поддерживаться магнитным полем звезды, которое, вероятно, имеет реликтовый характер. Численно исследована эволюция одиночных Ве-звезд главной последовательности с учетом потери вещества звездным ветром и ротационной потери массы в предположении твердотельного вращения звезды. Показано, что именно звездный ветер определяет максимальную массу Ве-звезд, которая близка к 3ОМ0. Рассмотрена эволюция Ве-звезд в составе тесных двойных систем в сценарном приближении. Найдена возможность получения длинных гамма-барстеров в результате коллапса в нейтронные звезды быстровращающихся кислородно-неоновых вырожденных карликов — аккрецирующих спутников Ве-звезд.
PACS: 97.30.Eh, 97.10.Cv, 97.10.Bt, 97.10.Gz, 97.10.Me
1. ВВЕДЕНИЕ
Со времени обнаружения первых Ве-звезд прошло 140 лет [1], но многие проблемы их образования и эволюции остаются еще не до конца понятыми. Эмиссионные линии, свидетельствующие о наличии околозвездных газовых дисков, демонстрируют около 20% звезд главной последовательности (ГП) практически всех спектральных классов: от Ое до Ме [2]. Присутствие эмиссии в спектрах было интерпретировано как результат наличия у этих звезд горячих кеплеровских газовых дисков, расположенных в экваториальной плоскости вращающихся звезд и имеющих радиусы, почти в 10 раз превосходящие радиус звезды [3]. Объяснение причин появления этих дисков и их физических свойств является на протяжении последних нескольких десятков лет одной из популярных задач современной астрофизики.
В данной работе исследуются возможные сценарии формирования у одиночных и двойных Ае-, Ве-звезд аккреционно-декреционных дисков. В нашей предыдущей работе [4] мы принимали, что потеря массы Ве-звездами является результатом сохранения квазитвердотельного вращения у звезд ГП. Настоящая работа посвящена развитию этой модели и, в частности, исследованию влияния звездного ветра Ве-звезд, уносящего часть углового момента звезды, на ротационную потерю вещества этими звездами. Большинство Ве-звезд является звездами ГП и имеет массы 1.5—30М© [5]. Отсутствие более массивных Ве-звезд требует
специального объяснения, поиск которого и является одной из целей этой работы.
Во второй части статьи обсуждаются наблюдаемые свойства Ае-, Ве-звезд и их околозвездных дисков. В третьей части статьи исследуются основные причины появления Ае-, Ве-звезд в рамках современных представлений об эволюции одиночных и тесных двойных звезд. В четвертой части обсуждаются возможные механизмы поддержания быстрого квазитвердотельного вращения Ае-, Ве-звезд. В пятой части кратко изложен метод численного расчета эволюции одиночных Ве-звезд с учетом потери массы и момента звездным ветром и с учетом перераспределения углового момента между ядром и оболочкой звезды в рамках предположения о сохранении твердотельного вращения звезды в ходе эволюции на ГП. В шестой части представлены результаты численных расчетов эволюции одиночных Ве-звезд. В седьмой части статьи обсуждаются зависимость доли Ве-звезд от различных факторов и конечные стадии эволюции двойных систем, состоящих из Ве-звезды и вырожденного углеродно-кислородного (СО) или кислородно-неонового (О№) карлика.
2. НАБЛЮДАЕМЫЕ СВОЙСТВА Ве-ЗВЕЗД И ИХ ОКОЛОЗВЕЗДНЫХ ДИСКОВ
Давно известно, что для феномена Ве-звезд принципиально важным, согласно наблюдениям, является их быстрое осевое вращение [6, 7]. Однако формальная обработка линий поглощения в
спектрах этих звезд обычно дает скорости вращения, равные 0.7—0.8 критической скорости [8, 9]. Причины заниженных оценок наблюдаемых скоростей вращения, вероятно, объясняются эффектом фон Цейпеля [10], согласно которому локальная эффективная температура звезды Те определяется локальным эффективным ускорением силы тяжести де: Те ~ д1/4. В результате интенсивность излучения экваториальных областей быстровраща-ющихся звезд с пониженным из-за вращения эффективным ускорением силы тяжести оказывается низкой по сравнению с излучением более высокоширотных областей с "нормальным" ускорением и, главное, меньшей линейной скоростью вращения. Специальные исследования показывают, что наибольший вклад в наблюдаемые профили линий поглощения вносят области с широтой около 40° [11]. Это обстоятельство и обуславливает заметное отличие максимальной наблюдаемой скорости вращения Ве-звезд от критической экваториальной скорости.
Изучение 52 Ве-звезд в 55 рассеянных скоплениях нашей Галактики [12] позволило установить ряд важных характеристик этих звезд. Большинство Ве-звезд принадлежит к ярчайшим звездам своих скоплений, покидающим ГП. Это объясняется нарастанием темпа ротационной потери вещества звездой в ходе ее эволюции на ГП [4]. Эмиссионные линии появляются в спектрах звезд, когда возраст их скоплений достигает ^6 х 106 лет, и исчезают при возрасте скоплений ^2 х 108 лет, что ограничивает характерные массы "активных" Ве-звезд интервалом 3—30М© [12, 13]. Доля Ве-звезд слабо зависит от возраста скопления. Среди Ве-звезд обнаружен дефицит короткопе-риодических двойных систем с Рогь < 100 дней со сравнимыми массами компонентов [14]. Хотя некоторые Ве-звезды входят в двойные системы с РогЬ & 10—100 дней, вторым компонентом которых является нейтронная звезда [14], это не меняет вывода о том, что для проявления феномена Ве-звезды необходимо отсутствие близких массивных спутников, способных, вероятно, путем приливной синхронизации заметно затормозить их осевое вращение.
Принадлежность большинства одиночных Ве-звезд к звездам ГП с массами в интервале 3—30М© можно объяснить следующим образом: из наблюдений известно, что наиболее массивные звезды (М > 30М©) имеют интенсивный звездный ветер, конкурирующий в потере углового момента с экваториальным оттоком вещества у Ве-звезд. Можно предполагать, что у таких звезд потеря вещества и углового момента с радиативным звездным ветром превосходит ротационно обусловленную потерю массы и момента даже для звезд,
вращающихся на начальной ГП с критической скоростью (этот вопрос исследуется нами ниже с помощью численного моделирования). Данное обстоятельство ограничивает массы Ве-звезд сверху. С другой стороны, давно известно, что для звезд ГП с начальными массами, меньшими ~1.5М©, имеющих развитые конвективные оболочки, торможение вращения осуществляется за счет магнитного звездного ветра (МЗВ), генерируемого движением вещества в поверхностной конвективной зоне [15]. Согласно простым оценкам [16, формула (6)], это позволяет затормозить вращение таких звезд за первые 2 х 105 лет, что много меньше времени жизни этих звезд на ГП. Кроме того, звезды с массами 1.5—3М© имеют МЗВ на стадии своего образования, что тормозит их вращение [15]. В результате МЗВ ограничивает массы Ве-звезд снизу. Таким образом, звездные ветры различной природы ограничивают область образования и существования А-, В-звезд с эмиссией, обусловленной околозвездным диском декреционной природы.
Параметры дисков Ве-звезд. Размеры газопылевых декреционных дисков около Ае-, Ве-звезд в некоторых случаях достигают характерных размеров протопланетных дисков около звезд поздних спектральных классов в несколько сотен а.е. [17]. Примером такого диска является диск около Ае-звезды HD 34 282, радиус которого ^800 а.е. [18]. Некоторые авторы на основе наблюдений дисков Ве-звезд в инфракрасном диапазоне спектра отмечают устойчивую корреляцию радиуса диска Rd со светимостью звезды L: Rd ~ L1/2 [19]. Однако очевидно, что этот результат может быть простым следствием эффекта наблюдательной селекции: излучение в ИК-диапазоне естественно "привязано" в основном к температуре испарения пылинок Т ~ 103 К. В итоге из соотношения L ~ Т4R2 при этой фиксированной температуре излучения получается наблюдаемая корреляция.
Необходимо отметить, что возникновение столь протяженных газо-пылевых дисков около Ае-, Ве-звезд является следствием высокой вязкости вещества диска, чем бы она ни обуславливалась. Характерное время расширения турбулентного декреционного диска определяется формулой [20] т = a-2(Rd/R©)3/2(M©/М)1/2, где М - масса центральной звезды, а — отношение толщины диска к его радиусу. Если приравнять это время к времени жизни на ГП звезды с массой 3—12М© [21] тмs & 2 х 109(М©/М)2 лет, то получаем оценку радиуса декреционного диска: Rd & 104а4/3 (М©/М) а.е. Ясно, что только при а & & 0.1 диск может достигнуть размера 100—600 а.е.
Рентгеновские двойные системы с Be-звез-дами. Отсутствие близкого массивного спутника
является условием сохранения большого углового момента радиативной звездой и развития у нее декреционного диска. Однако наличие далекого компактного аккрецирующего спутника, которым, в зависимости от его начальной массы, может быть черная дыра (ЧД), нейтронная звезда (НЗ) или вырожденный карлик [22, 23], вероятно, обеспечит более богатые наблюдаемые проявления такой двойной системы. Наиболее известным наблюдательным проявлением является наличие ярких в
рентгеновском диапазоне Ве-звезд (Be/X-ray) [24]. В этом случае близкая НЗ или ЧД аккрецирует часть вещества расширяющегося декреционного диска Ве-звезды и в результате становится ярким рентгеновским источником с Lx ~ 1034—1038 эрг/с. Такие светимости соответствуют аккреции вещества со скоростью 10-12-10-8Мо/год. Отметим, что скорость аккреции в этом случае, вероятно, значительно меньше скорости потери вещества Ве-звездой: наблюдаемые скорости истечения вещества Ве-звезды в декреционный диск достигают для наиболее массивных звезд величин 10-4-10-5Мо/год [25], что близко к нашим модельным оценкам [26]. Причиной сравнительно м
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.