научная статья по теме РАЗРУШЕНИЕ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ В ГРАВИТАЦИОННОМ ПОЛЕ СВЕРХМАССИВНОЙ ЧЕРНОЙ ДЫРЫ И ОБРАЗОВАНИЕ СВЕРХСКОРОСТНЫХ ЗВЕЗД Астрономия

Текст научной статьи на тему «РАЗРУШЕНИЕ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ В ГРАВИТАЦИОННОМ ПОЛЕ СВЕРХМАССИВНОЙ ЧЕРНОЙ ДЫРЫ И ОБРАЗОВАНИЕ СВЕРХСКОРОСТНЫХ ЗВЕЗД»

УДК 524.387-423+524.6-34

РАЗРУШЕНИЕ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ В ГРАВИТАЦИОННОМ ПОЛЕ СВЕРХМАССИВНОЙ ЧЕРНОЙ ДЫРЫ И ОБРАЗОВАНИЕ СВЕРХСКОРОСТНЫХ ЗВЕЗД

© 2014 г. Г. Н. Дремова1*, В. В. Дремов1, А. В. Тутуков2

'Уральский федеральный университет им. первого Президета России Б.Н. Ельцина,

Екатеринбург, Россия

2Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 14.10.2013 г.; принята в печать 30.10.2013 г.

Моделируются условия образования сверхскоростных звезд в результате динамического захвата одного из компонентов тесной двойной системы (ТДС) гравитационным полем сверхмассивной черной дыры. Масса сверхмассивной черной дыры варьируется в пределах от 106 до 109 М0. Рассматриваемый сценарий реализуется в результате двухстадийного моделирования, включающего рассмотрение проблемы сначала в рамках задачи трех тел (I стадия), затем — ^тел (II стадия). Первая стадия предусматривает оценку влияния наклона собственной орбиты ТДС (движение компонентов относительно центра масс ТДС) по отношению к плоскости внешней орбиты (вращение ТДС вокруг сверхмассивной черной дыры) на скорость выброса одного из компонентов ТДС. Начальные собственные орбиты ТДС генерировались случайным образом, и для каждой расчетной внешней орбиты с фиксированным расстоянием в перицентре гр их число составляло 10 000 вариантов. Анализ результатов, полученных на первой стадии моделирования, позволяет найти наиболее благоприятные для высокоскоростного выброса звезд ориентации собственной орбиты ТДС, а также оценить максимально возможные скорости выбросов УШах. Границы зоны разрушения звезды, выведенные из баланса приливных сил и самогравитации, анализируются на диаграмме УШах—Гр, обобщающей результаты первой стадии моделирования. Так как точечное представление объектов не позволяет прогнозировать выживаемость звезд при их близких прохождениях в окрестности сверхмассивной черной дыры, возникает необходимость во второй стадии моделирования, учитывающей приливы со стороны сверхмассивной черной дыры. Подход, рассматривающий звезду как структурированный объект конечных размеров в рамках задачи ^тел (М = 4000), позволяет уточнить границы зоны эффективного ускорения сверхскоростных звезд и сформулировать условия приливного разрушения звезды.

DOI: 10.7868/80004629914040045

1. СВЕРХСКОРОСТНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Проблема сверхскоростных объектов появилась не так давно в астрофизике — фактически с того момента, когда их стали наблюдать в гало нашей Галактики и за ее пределами. Появившийся в начале XXI в. новый класс сверхскоростных звезд (СЗ) был предсказан еще в 1988 г. Хилсом [1], который объяснял природу их сверхскоростного движения выбросом одного из компонентов тесной двойной системы (ТДС) в результате динамического захвата второго компонента сверхмассивной черной дырой (СМЧД). Позже, в 2003 г. Ю и Тремайн [2] предложили альтернативный сценарий образования СЗ с участием двойных СМЧД, зарождающихся в ходе слияния галактик и взаи-

E-mail: G.N.Dryomova@mail.ru

модействующих с одиночными звездами плотных скоплений, окружающих двойную СМЧД.

Что же в действительности представляют собой сверхскоростные объекты? Под сверхскоростным объектом здесь подразумевается звезда, пространственная скорость которой превосходит скорость убегания из родительской галактики в точке наблюдения этой звезды. В нашей Галактике эта скорость составляет ^700 км/с для ее центральной области, ^500 км/с для солнечной окрестности и, наконец, для периферии Галактики — менее 250 км/с. Но сегодня обнаруживаются звезды с намного большими скоростями.

Первая СЗ была открыта в 2005 г. Брауном и др. [3] в гало нашей Галактики. Ее масса оценивалась в 3 МС0), а гелиоцентрическая лучевая

скорость — 860 км/с. Затем были открыты еще 9 СЗ в гало Галактики [4—8]. Преимущественно это были B-звезды, принадлежащие главной последовательности (ГП), а также звезды в статусе "голубые странники" и горячие звезды голубой горизонтальной ветви (Blue Horizontal Branch). Анализ направления скорости указывает, что все они, вероятно, выброшены из центра Галактики, где находится черная дыра массой 3 х 106 Mq — факт, благоприятствующий гипотезе Хилса [ 1 ] о роли СМЧД в образовании СЗ. Перетс [9, 10] в рамках сценарного изучения динамических и эволюционных ограничений на происхождение СЗ дает следующую оценку их числа: в пределах 120 кпк от галактического центра их должно быть не меньше 100. Это оценка снизу, так как самые быстрые звезды будут быстро покидать место своего рождения.

Другим примером СЗ является объект HE 04375439 спектрального класса B IV—III, обнаруженный Эдельманом и др. [11] и идентифицируемый ими как звезда, выброшенная из галактического центра со скоростью 723 км/с. Несоответствие возраста (20 млн. лет), оцениваемого как для звезды ГП спектрального класса B с массой 8 Mq, и времени (^100 млн. лет), требуемого на преодоление расстояния от центра Галактики до места ее обнаружения (61 кпк от Солнца), способствовало появлению гипотезы о внегалактическом происхождении звезды HE 0437-5439, выброшенной из Большого Магелланова облака согласно Гуаландрису и Цварту [12]. Близость Большого Магелланова облака к HE 0437-5439 (18 кпк) делает привлекательной эту гипотезу, снимая противоречие с временами. Анализ химического состава, скорости и направления движения HE 0437-5439, по мнению Бонаноса и др. [13], также свидетельствует о том, что звезда могла быть выброшена из Большого Магелланова облака черной дырой с массой более 103 Mq. Данные измерения абсолютного собственного движения HE 0437-5439, полученные Брауном и др. [14] из анализа положений 11 галактик с высоким качеством изображения, позволили уточнить направление вектора скорости этого объекта, движущегося строго из центра Галактики, и исключить происхождение этой СЗ из центра Большого Магелланова облака на уровне достоверности 3а. В итоге вопрос

0 происхождении HE 0437-5439 по-прежнему открыт, так как приводимые доводы в пользу той или иной гипотезы построены на данных, не являющихся прямыми доказательствами.

Гипотетические выбросы из центра M31 изучались Шервином и др. [15] в ходе численного моделирования, в котором были реализованы

1 200 000 траекторий СЗ. Выбросы генерировались либо СМЧД, которая разрушала гравитационную

связь компонентов ТДС, либо черной дырой средней массы (103—104 Mq ), взаимодействующей со звездами поля, постепенно приближаясь к СМЧД. Из распределения этих звезд были сделаны выводы о том, что в пределах вириализованного гало нашей Галактики мы должны увидеть около 1500 "беглецов" из туманности Андромеды.

В ходе моделирования гипотетических СЗ, выброшенных из галактического центра СМЧД, проводимого в рамках задачи трех тел Бромлеем и др., [16], были изучены распределения по радиальным скоростям сверхскоростных объектов в зависимости от галактоцентрического расстояния (10—120 кпк), а также получены зависимости событий "выбросов" от орбитальной фазы и ориентации орбиты ТДС относительно СМЧД и оценки максимальных скоростей выбросов. Полученная из расчетов информация позволила выполнить оценки вероятностей выбросов, чтобы отобрать наиверо-ятнейшие для выброса звездные орбиты ТДС и скомплектовать виртуальный каталог выброшенных звезд, для которых можно уже повторно интегрировать траектории радиального выброса с учетом галактического потенциала. Сопоставление результатов моделирования с данными наблюдений дает ценную информацию об ограничениях, накладываемых на свойства двойных систем, о распределениях ТДС по массам в нашей Галактике, а также об окрестностях СМЧД.

В следующем разделе мы рассмотрим альтернативные варианты происхождения СЗ.

2. ДРУГИЕ СЦЕНАРИИ ОБРАЗОВАНИЯ СВЕРХСКОРОСТНЫХ ЗВЕЗД

В связи с тем, что СЗ представляют новый класс объектов с высокими пространственными скоростями (первая СЗ была открыта Брауном и др. в 2005 г. [3]), их природа еще не изучена. СЗ (hypervelocity stars) занимают отдельное место в отличие от таких хорошо известных классов, как "убегающие" (run-away stars) и "высокоскоростные" (high-velocity stars) звезды, для которых пекулярные скорости варьируют в диапазоне от 30 до 200 км/с [17—23]. Как правило, это молодые звезды ранних спектральных классов, выброшенные из зоны звездообразования [24] и не поднимающиеся выше 15 кпк над галактической плоскостью. Главное же то, что это связанные с Галактикой объекты с отрицательной полной энергией, в отличие от СЗ. Сегодня известны не более двух десятков СЗ — весьма небольшая статистика, сравнимая с числом механизмов, привлекаемых для объяснения их природы.

Наиболее подробное описание этих механизмов и сценариев можно найти в обзоре Тутукова и Федоровой [26]. Приведем некоторые из них.

— На ранней стадии эволюции массивной галактики, когда она была сфероидальной и нестационарной, некоторые звезды рождались со скоростями, близкими ко второй космической скорости для нашей Галактики.

— Звезда может прибыть из другой галактики с высокой скоростью по сравнению со скоростью, обеспечиваемой Галактикой.

— Звезды могут получить большие ускорения в ходе разрушения нестабильных тесных тройных систем (стабильная тройная система представляет собой ТДС плюс удаленный третий компонент). Если отношения больших полуосей — внешней и внутренней — составляют всего порядка 3—4, то это нестабильные системы, и они со временем разрушаются. В результате менее массивный компонент приобретает пространственную скорость, определяемую энергией связи выжившей ТДС — ^500 км/с для звезд ГП.

— Столкновение одиночной звезды с ТДС может ускорить одиночную звезду до нескольких сотен км/с.

— Традиционный механизм ускорения звезд — взрывы сверхновых SNI Ь/с в ТДС. Возможно, что этот канал продуцирует самые высокоскоростные из известных звезд. Для объяснения звезд спектрального класса В с пространственными скоростями до 400—600 км/с достаточно иметь ТДС с Мг = 10—25 М0 и М2 = 1 — 3 М0. Если начальная масса главного компонента составляет под 100М©, то и ускорение спутника в 1М© возможно до 1100 км/с.

— Разрушение экстремально тесных двойных систем, содержащих гелиевые звезды с

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.

Показать целиком