Помоги проекту - поделись книгой:
Измерения масс и радиусов, а также теоретические кривые наносят на диаграмму «Масса – радиус». Именно здесь разыгрывается драма поиска ответа на главный вопрос физики нейтронных звезд.
На диаграмме «Масса – радиус» сразу выделяется несколько областей. Во-первых, посмотрим на левый верхний угол. Самый уголок отрезается черными дырами: линия соответствует радиусу Шварцшильда. Напомним, что он прямо пропорционален массе объекта и для солнечной массы составляет примерно 3 километра. Однако сразу за черными дырами не начинается территория нейтронных звезд. Отрезается еще кусочек. Не вдаваясь в детали, можно сказать, что часть диаграммы запрещена для реальных объектов, потому что там скорость звука оказывалась бы больше скорости света. То есть если мы как-то искусственно «слепим» такой шарик, то он должен быстро сколлапсировать в черную дыру. Наконец (при бо́льших радиусах и меньших массах) на диаграмме «Масса – радиус» начинается область нейтронных звезд.
Теперь посмотрим на правый нижний угол. Здесь мы можем отрезать кусочек диаграммы для самых быстро вращающихся пульсаров. Чтобы вещество не начало стекать с экватора, надо, чтобы скорость вращения там была меньше первой космической. Значит, для каждой массы и периода вращения есть предельный радиус: если звезда будет больше, то начнется истекание. Линию рисуют для самого быстровращающегося объекта. На сегодняшний день это пульсар PSR J1748-2446ad. Его период составляет примерно 1,4 миллисекунды. За секунду он делает 716 оборотов вокруг своей оси. То есть на экваторе скорость вращения заведомо превосходит 50 000 км/с!
Все остальное разрешено, и диаграмма заполнена теоретическими кривыми. Сразу видно, что они делятся на две основные группы: «нормальные» нейтронные звезды и кварковые звезды.
Кварковые звезды устойчивы благодаря сильному ядерному взаимодействию. Они могут быть очень маленькими, и пока они не слишком выросли, их масса примерно пропорциональна объему. То есть при увеличении массы звезда становится больше.
Для обычных нейтронных звезд это не так. При увеличении массы вещество в их недрах сжимается, поэтому радиус падает. Так же, кстати, ведут себя и белые карлики. В зависимости от уравнения состояния объекты по-разному откликаются на рост массы. Какие-то сжимаются очень существенно, какие-то меняют радиус незначительно. Про первых говорят, что у них «мягкое уравнение состояния», а про вторых – что «жесткое». На диаграмме «Масса – радиус» легко увидеть такое поведение теоретических кривых.
В некоторых случаях при росте массы уравнение вдруг становится из жесткого мягким. Это означает, что в недрах звезды плотность превзошла какое-то критическое значение и произошел фазовый переход: одни частицы превратились в другие. Например, у звезды могло появиться кварковое ядро. Такие объекты называют гибридными.
Сделаем важное уточнение относительно масс и радиусов на диаграмме: поскольку нейтронные звезды – объекты экзотические, то и с их основными параметрами не все так просто. Начнем с массы.
Для каждого обычного объекта (скажем, звезды) можно дать два таких определения массы. Во-первых, мы можем взять полное число барионов (протонов и нейтронов) в этом объекте и умножить его на массу одной частицы (для простоты считаем, что протон и нейтрон имеют равные массы, а массой электронов можно пренебречь). Такую массу называют барионной. Во-вторых, мы можем посмотреть, как наш объект участвует в гравитационном взаимодействии и определить его «гравитационный заряд» – гравитационную массу. Для звезд, планет и других объектов «нормальной» плотности эти две массы обычно с высокой точностью равны. Для нейтронных звезд ситуация иная.
Представьте теперь, что вы взяли железное звездное ядро с массой 1,4 массы Солнца и целиком превратили его в нейтронную звезду без выброса вещества. Какова масса нейтронной звезды? Вовсе не 1,4 солнечной, если мы говорим о гравитационной массе, а меньше процентов на 10–15. А именно эта масса важна практически во всех астрофизических проявлениях объекта (поэтому именно ее наносят на диаграмму). Дело в том, что как масса ядра атома гелия меньше массы четырех протонов за счет энергии связи, так и масса сколлапсировавшего звездного ядра будет меньше исходной. Излишек энергии будет излучен (в основном с помощью нейтрино) в соответствии с
Теперь о радиусе. Для нейтронной звезды их можно определить несколько, и связано это с эффектами Общей теории относительности. Во-первых, можно измерить расстояние от центра до поверхности. Во-вторых, можно обойти ее по экватору с рулеткой и разделить полученную длину на 2π. В-третьих, можно посмотреть на нее издалека, увидеть диск и определить его радиус. Все эти три значения будут разными. На диаграмме обычно откладывают второе.
Схематическое изображения искривления световых лучей, приходящих к нам от нейтронной звезды. Свет, вышедший перпендикулярно поверхности, будет удаляться по прямой. А вот световые лучи, испущенные под углом – будут двигаться по искривленным траекториям. Из-за большой концентрации массы пространство искажено, поэтому лучи могут приходить к нам и с обратной стороны. Чем массивнее нейтронная звезда – тем сильнее эффект.
Нейтронная звезда – компактный массивный объект. Внутри него пространство – время устроено по законам Общей теории относительности. Двигаясь из центра наружу, мы попадаем в области с все меньшей и меньшей гравитацией. Меняется метрика пространства, это приводит к последствиям, которые необходимо учитывать при определении длин, в частности – радиуса от центра к поверхности. Он не будет равен тому, который дают измерения только на поверхности.
Свет, приходящий к нам с поверхности нейтронной звезды, тоже двигается по искривленному самой звездой пространству. В частности, из-за этого искривления мы можем видеть часть обратной стороны компактного объекта. Поэтому размеры, наблюдаемые удаленным наблюдателем, будут больше, чем те, что получены измерениями прямо на поверхности.
Астрономы пытаются выжать максимум из доступных на сегодняшний день данных по определению масс и радиусов, чтобы сделать какие-то выводы об уравнении состояния. Кое-что удается сделать, но этого пока явно недостаточно. Сейчас разработаны специальные наблюдательные программы, в том числе с помощью орбитальных обсерваторий, чтобы продвинуться в решении главного вопроса физики нейтронных звезд и поставить точку на диаграмме «Масса – радиус». Видимо, это удастся сделать, изучая двойные системы с нейтронными звездами.
V. Свойства двойных звезд
Главный параметр
В первом приближении звезда – очень простой объект. И у звезды есть один самый главный параметр – это ее масса. Массы самых легких и самых тяжелых звезд сейчас различаются более чем в тысячу раз. Другие важные параметры, такие как химический состав, вращение и т. д., различаются у звезд не столь радикально, поэтому их вариациями можно пренебречь.
От массы, в первую очередь зависит, сколько звезда будет жить, во что она превратится, какие метаморфозы будет претерпевать на жизненном пути, какой будет ее светимость на разных этапах эволюции и т. д. Самые легкие звезды (в 10–13 раз легче Солнца) живут очень-очень долго, и реакции в них не идут дальше превращения водорода в гелий. Пока ни одна такая одиночная звезда во Вселенной не окончила свой жизненный путь, но когда-нибудь они станут гелиевыми белыми карликами. Самые тяжелые (раз в сто тяжелее нашей звезды) живут всего лишь пару миллионов лет и чаще всего превращаются в черные дыры.
В процессе эволюции звезда может увеличивать свой размер в сотни раз, а потом сбрасывать внешние слои и снова уменьшаться. Это сопровождается изменением мощности излучения и температуры. Меняется скорость вращения звезды, ее внутренняя структура и состав. Однако все эти превращения почти полностью предопределены начальной массой.
Если звезда одна, то массу в процессе своей жизни она может только терять. От звезды дует звездный ветер – иногда посильнее, иногда послабее, – и масса уменьшается. Но все эти потери уже предопределены тем, какой была масса в начале. Поэтому было бы здо́рово придумать способ менять (то уменьшать, то увеличивать) массу звезды в течение ее жизни.
Есть один хороший способ это сделать – разместить рядом вторую звезду, причем так близко, что на каких-нибудь этапах эволюции звездной пары вещество могло бы перетекать с одной звезды на другую (например, когда одна из звезд многократно увеличивает свой размер, превращаясь в красного гиганта). Именно это происходит в двойных системах, поэтому жизнь звезды в двойной системе сразу становится гораздо интереснее. Ее судьба может радикально изменится благодаря взаимодействию со своей соседкой.
Про тройняшек
Если в двойных системах все так непросто устроено – может меняться туда-сюда главный параметр в жизни звезды, то можно спросить: а что у нас с тройными системами, с системами четырех звезд, пяти и т. д.? Может быть, там эволюция звезд будет еще более причудливой? Оказывается, что нет. Если мы попробуем создать систему из трех и более звезд примерно с равными расстояниями между ними (чтобы они все могли обмениваться веществом), то такие группировки оказываются неустойчивыми.
Если вы достаточно близко друг от друга посадите три звезды, то взаимодействие приведет к тому, что или одна звезда будет выкинута, или две какие-то сольются, или образуется тесная пара из двух звезд, а третья будет крутиться далеко. Устойчивые орбиты могут существовать, только если исключено сильное взаимодействие между более чем двумя телами. В природе это все происходит естественным образом на стадии формирования звезд. Неустойчивые системы не возникают или очень быстро разрушаются.
То есть, так или иначе, единственным хорошим устойчивым элементом является двойная звезда. Взаимодействие одновременно трех и более звезд невозможно. Поэтому обсуждать тройные или системы более высокой кратности с точки зрения обмена массой не имеет смысла. Хотя есть системы, состоящие даже из шести звезд, но все это пары, вращающиеся друг вокруг друга на расстояниях, значительно больше расстояний между звездами в парах. Это, как говорят, иерархические системы.
Несколько тел в одной динамической системе могут слабо взаимодействовать друг с другом, медленно меняя орбиты. Это явление, получившее название механизма Козаи – Лидова, в 1961 году описал Михаил Лидов для спутников планет, а в 1962-м японский астроном Йошихиде Козаи отразил в расчетах изменения орбит астероидов. Суть его в том, что орбита легкого тела, вращающегося вокруг тяжелого, меняется под воздействием более далекого относительно легкого объекта. Квазипериодически орбита то вытягивается, то сильно наклоняется. Например, искусственный спутник Земли на изначально сильно наклоненной (пусть и круговой) орбите из-за влияния Луны может даже упасть на планету, потому что эксцентриситет со временем вырастает! Такая вековая эволюция орбит в кратной звездной системе происходит медленно, но в редких случаях может иметь далекоидущие последствия.
Единственная часто встречающаяся ситуация интенсивного взаимодействия более чем двух звезд – это так называемая перезарядка. В плотных звездных скоплениях (в первую очередь речь идет о шаровых) звезды могут испытывать очень тесные сближения. Тогда, если пара звезд встречает другую пару или близко пролетает одиночная звезда, может произойти смена партнеров. На короткое время все звезды образуют неустойчивую систему, а потом разлетаются. Так, например, могут возникать парадоксальные системы из звезд разных возрастов (в нормальной двойной, конечно же, обе звезды имеют одинаковый возраст). В результате взаимодействия двух пар, например, компаньон одной системы может поменяться местами с компаньоном другой, а одиночная звезда – занять место в паре, выбросив одну из звезд, ранее входивших в двойную. В общем, все как у людей. Но это только краткий эпизод в жизни звездных пар.
В системах высокой кратности могут происходить интересные превращения. Например, известна система из радиопульсара с двумя белыми карликами, один из которых образует тесную пару с пульсаром, а второй вращается вдалеке. Некоторые системы из черной дыры и маломассивной звезды при численном моделировании удается сформировать только в сценарии, где история начинается с тройной системы. Рассказывая о гиперскоростных звездах, упомянем сценарий с тройной системой. Однако нигде не происходит одновременного тесного взаимодействия сразу трех звезд, которое длилось бы достаточно долго – дольше, чем пара орбитальных периодов.
Таким образом, сложная эволюция в тройных (и в системах более высокой кратности) возможна, но она разбивается на отдельные этапы, когда во взаимодействии участвуют только два объекта. Поэтому детально изучать надо именно эволюцию двойных звезд.
Схема образования кратной звезды. Изначальное вращение протозвездного облака приводит к делению на несколько компонент.
Эволюция двойных
Итак, двойные системы. Звездные пары изучали давно. Однако только в XX веке ученые столкнулись с некоторым парадоксом и поняли, что нужно учитывать обмен вещества между звездами. Есть известная переменная звезда, ее видно невооруженным глазом – Алголь, которую еще называют Дьявольской звездой. Имя звезда получила, видимо, за свою переменность. Ал-гуль – чудовище в арабских и персидских мифах. На европейских картах звездного неба Алголь обычно соответствовала глазу отрубленной головы медузы Горгоны в созвездии Персея, ее хорошо видно на нашем северном небе. То, что это двойная звезда, начали подозревать еще в XVIII веке. Но доказать это и определить свойства каждой из звезд смогли намного позже, в конце XIX века. Затем оказалось, что в системе есть и третья звезда, вращающаяся вокруг тесной пары с периодом почти два земных года. Но нас будет интересовать только затменная пара с орбитальным периодом менее трех дней.
Когда удалось измерить параметры звезд, образующих эту двойную систему, выяснился удивительный факт – эволюционные стадии звезд не соответствовали их массам.
Одна звезда в паре тяжелее, другая легче. Мы знаем, что тяжелые звезды эволюционируют быстрее, т. е. тяжелая звезда при том же возрасте всегда должна выглядеть более «пожилой». Обе звезды в паре образовались, конечно же, одновременно (в шаровых скоплениях, где пространственная плотность звезд очень велика, пара звезд может образоваться в результате захвата; тогда их возрасты будут разными, но к Алголю это не относится). Значит, логично предположить, что постаревшая звезда в паре должна быть массивной. А у Алголя все было наоборот – легкая звезда была более проэволюционировавшей, это очень странно. И понадобилось сообразить, что звезды могут обмениваться массой, причем в больших количествах, так что это сильно влияет на наблюдательные проявления. То есть та звезда, которая сейчас является более легкой, вначале была более тяжелой и эволюционировала быстрее. На определенном этапе своей эволюции, как и полагается всякой приличной звезде, она раздулась, но часть вещества не просто улетела, а перетекла на соседку. Соседка увеличила массу, сама звезда массу уменьшила и стала более легкой в системе, но более проэволюционировавшей.
Это был только первый такой парадокс, связанный с перетеканием вещества в двойных системах. Второй, который тоже легко объяснить, выглядит следующим образом: не слишком тяжелые звезды в конце жизни превращаются в белые карлики. Вначале водород в недрах превращается в гелий. Появляется гелиевое ядро. Если массы у звезды не хватает для запуска следующей реакции, то в результате сброса внешних слоев образуется гелиевый белый карлик. Если массы хватает, то в ядре образуются углерод и кислород – возникает углеродно-кислородный (CO) белый карлик. Если реакция идет дальше, образуется кислородно-неоново-магниевый (O-Ne-Mg) белый карлик.
Все вроде бы логично, и мы действительно видим гелиевые белые карлики. Но они должны сформироваться из самых легких звезд, а эти звезды живут дольше, чем успела просуществовать наша Вселенная. Получается парадокс: мы видим белые карлики, состоящие из гелия, а по времени образоваться они никак не могли, на это понадобился бы еще десяток миллиардов лет. Откуда же они берутся? Они тоже возникают в двойных системах. Пусть первая звезда имеет массу типа солнечной или в несколько раз больше. Такая звезда успевает проэволюционировать за время, равное современному возрасту нашей Галактики. В конце своей жизни такая звезда должна была бы стать CO– или даже O-Ne-Mg белым карликом. Но еще на стадии выгорания водорода в ядре произойдет следующее. Вторая звезда, звезда-соседка, обдирает внешние слои проэволюционировавшей и расширившейся звезды, и остается голое гелиевое ядро. То есть только такая искусственная «обдирка» позволяет делать гелиевые белые карлики достаточно быстро из достаточно массивных звезд. Из одиночных звезд они пока не успели бы образоваться, так что, действительно, эволюция в двойных идет очень своеобразно.
Новые и сверхновые
Перетекание вещества дает очень необычные объекты. Например, «новые звезды». Напомним, что слово «новая» здесь никак не относится к возрасту звезды. То есть это не молодой, только что возникший объект. Термин появился давно, когда физика этого явления была совершенно непонятной. Да и вообще, астрономия была в зачаточном (по нынешним меркам) состоянии. Астрономы видели, что вдруг на небе вспыхивала звезда там, где раньше ничего не было видно. То есть для них она была новой звездой на небе, наблюдаемом невооруженным глазом. Название появилось в XVI веке благодаря Тихо Браге, наблюдавшему, как на небе «зажглась новая звезда». Ирония состоит в том, что это была не новая, а сверхновая.
Оказалось, что эти звезды не новые, а очень даже старые. Это двойные системы: из белого карлика и обычной звезды. Вещество с обычной звезды стекает на поверхность белого карлика, постепенно накапливаясь на ней, и, когда плотность и температура достигают критических значений, происходит термоядерный взрыв. Внешние слои на белом карлике взрываются, резко увеличивается светимость, мы видим не видимый прежде яркий объект и называем его «новой звездой» (хотя никакая она не новая, и некоторые из них вспыхивают по несколько раз). Если бы не было двойных систем, то не было бы таких объектов.
Кривая блеска новой звезды. Блеск возрос в десятки тысяч раз (пять звездных величин – именно эти единицы использованы на вертикальной оси, – соответствуют изменению блеска в сто раз). Поэтому раньше казалось, что «новая звезда» вспыхнула на пустом месте, так как до и после вспышки объект был недоступен для телескопов. Теперь мы знаем, что вспышки новых происходят в двойных системах с белыми карликами. Современные инструменты позволяют детально изучать их и между вспышками.
Кроме новых звезд, есть сверхновые. Все обычно сразу вспоминают, что тяжелые звезды в конце своей жизни взрываются, потому что коллапсирует их ядро. Вещество обрушивается внутрь, но если черная дыра сразу не образуется, то происходит «отскок» (bounce). Именно это и приводит в конечном итоге к мощному энерговыделению. Но это только один из типов сверхновой. Есть еще один очень важный класс. Именно он помог космологам обнаружить ускоренное расширение Вселенной. Такие сверхновые, их называют типом Ia, опять-таки связаны с белыми карликами в двойных системах.
Дело в том, что у белого карлика есть предельная масса. Ее называют пределом Чандрасекара. Она не очень велика – примерно 1,4 массы Солнца в случае реалистичного химического состава тяжелого объекта этого типа. Если его масса превысит этот предел, то он потеряет устойчивость и, как мы теперь знаем, взорвется[11].
Как можно сильно увеличивать массу белого карлика? Естественно, в двойной системе. Есть два пути. Если партнером карлика является нормальная звезда, то при заполнении ею так называемой полости Роша (области пространства вокруг звезды, где все контролируется ее гравитационным полем) вещество начнет перетекать на компактный объект, увеличивая его массу. Это может произойти или из-за превращения звезды в красного гиганта, или из-за сближения компонент двойной системы. Вещество течет примерно так же, как в системе с новыми звездами, и потихонечку масса белого карлика может увеличиваться. В итоге она дорастет до предельной, и карлик взорвется, и это будет уже не маленький хлопок, как на новой звезде, а очень мощный взрыв. И это уже навсегда. Повтора не будет. Скорее всего, взрыв сверхновой типа Ia приводит к полному разрушению объекта.
Последние исследования показывают, что такой путь не является основным эволюционным каналом, приводящим к сверхновым Ia. Во-первых, мы не видим достаточного количества подобных систем, чтобы объяснить большую долю сверхновых Ia. А видеть мы их должны, так как аккреция, даже на белые карлики – очень эффективный источник энергии. Такие системы вносили бы большой вклад в фоновое рентгеновское излучение разных галактик, чего не наблюдается. Во-вторых, оценки показывают, что в подобных системах может часто запускаться феномен новой. При термоядерном взрыве на поверхности белого карлика (вспышке новой) заметная доля накопленного вещества должна выбрасываться в окружающее пространство. То есть масса карлика будет расти недостаточно быстро. Поэтому сейчас более вероятным считается второй путь.
Достаточно часто возникают тесные двойные системы из двух белых карликов. Хотя бы потому, что маломассивных звезд много и никаких разрушающих двойную систему взрывов при образовании белых карликов не происходит. Со временем белые карлики могут сблизиться друг с другом за счет испускания гравитационных волн. Начнется перетекание вещества, и два объекта сольются. Если суммарная масса двух объектов превосходит чандрасекаровскую, то в результате слияния возникнет сверхкритический белый карлик и произойдет взрыв сверхновой Ia. Правда, здесь тоже есть свои проблемы. Хотя известно большое количество двойных белых карликов, мы видим крайне мало систем, где суммарная масса превосходит критическую. Тем не менее сейчас полагают, что бо́льшая часть сверхновых типа Ia возникает именно в таком сценарии.
Вспышку сверхновой Ia видно на расстоянии миллиардов световых лет, и поэтому мы можем наблюдать такие сверхновые в очень далеких галактиках. Поскольку взрываются примерно одинаковые объекты, можно оценить мощность взрыва. Тогда, зная светимость, можно измерять расстояние до галактики со сверхновой, и тем самым получается использовать двойные системы уже для нужд космологии. Так что если уж не для народного хозяйства, то хотя бы для космологических нужд и получения Нобелевских премий двойные удалось приспособить.
На самом деле народное хозяйство постоянно имеет дело с продуктами взрывов сверхновых Ia. Весь чугун, вся сталь связаны именно с ними. Именно взрывы сверхчандрасекаровских белых карликов являются основными поставщиками железа во Вселенной. А кроме того, это невероятно красиво. У многих фотографии таких объектов красуются на рабочем столе компьютера. Чем не «прикладное значение»?
Посмертные красоты двойных систем
Иногда двойственность, т. е. вхождение звезды в двойную систему, играет важную роль и для обычных сверхновых, но не для самих взрывов, а для того, что мы видим после. Все, наверное, видели очень красивые картинки: изображение сверхновой 1987 года, которая вспыхнула в Большом Магеллановом облаке. Красивые кольца, их несколько штук. В проекции они накладываются друг на друга. Как возникает такая странная система? Звезда, вообще говоря, круглая, казалось бы, она не может порождать очень сложные объекты вокруг себя, должна быть какая-то сферическая симметрия (очень быстрое вращение или сильные магнитные поля потенциально могут дать цилиндрическую симметрию истечения). Чтобы породить такую интересную систему колец, опять-таки понадобилась двойная система.
Фотография колец сверхновой 1987А стала одной из визитных карточек хаббловского телескопа. Для объяснения их формирования нужно предположить, что взорвавшаяся звезда изначально входила в двойную систему.
Жила-была звездная пара. Одна из звезд продвинулась в своей эволюции и заполнила полость Роша. Началось перетекание. В процессе взаимодействия двух звезд вокруг них возникла общая оболочка, которая частично оттекала от двойной. Обладающее цилиндрической симметрией распределение газа вокруг двойной стало зародышем внешних колец. После слияния двух звезд образовался красный гигант. Он превратился в голубого гиганта, сбросив внешнюю оболочку. А оболочка сформировала зародыш внутреннего кольца. Голубой гигант своим ветром уплотнил эту структуру, окончательно формируя три кольца. Наконец, произошел взрыв голубого гиганта, и три кольца озарились ярким свечением. В итоге мы имеем красивую картинку.
Кроме остатков сверхновых, интересные структуры вокруг двойных возникают и в планетарных туманностях. Планетарная туманность – это то, что остается от оболочки красного гиганта, которую он сбрасывает, и потихонечку она рассеивается. Планетарными их назвали просто потому, что несколько веков назад, глядя в телескоп на такие объекты, наблюдатели видели туманный диск, похожий на диск планеты. Но есть и очень красивые планетарные туманности довольно сложной формы, совсем непохожие на диски. Специалисты предполагают, что эти необычные формы часто тоже обязаны двойным системам, которые находятся или находились внутри, и именно наличие двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, приводит к возникновению такой красивой, необычной структуры, которую одиночная звезда обычно породить не в состоянии.
Планетарная туманность NGC 6302 с явно выраженной осевой, а не центральной симметрией. Такие структуры проще формировать с участием двойных систем.
Размеры двойных
Насколько тесными могут быть двойные системы? Конечно, есть какой-то нижний предел и какой-то верхний. Верхний предел размера системы связан с тем, что вокруг есть другие звезды. Они своим воздействием, приливами, влияют на двойную систему и могут ее разорвать. Поэтому очень широкие двойные системы элементарно неустойчивы – какая-то рядом пролетающая звезда способна увлечь за собой одну из звезд двойной или просто развалить систему. Здесь, кстати, возможны всякие занимательные процессы. Взаимодействие двух двойных может привести к обмену звездами. Динамика взаимодействия нескольких звезд вообще достаточно богата и порождает достаточно необычные объекты. Кроме того, суммарное воздействие галактических объектов – гравитационный потенциал Галактики – оказывает влияние на двойные системы и вносит свой вклад в верхний предел уже на стадии формирования двойной. В итоге практически не возникают двойные с расстоянием между звездами более тысячи миллиардов километров (примерно 0,1 светового года).
Что же у нас с нижним пределом размера двойной системы? Естественно, когда двойная только образовалась, то самый жесткий нижний предел – это просто суммарный радиус звезд. Они не должны слиться сразу по возникновении. Так что новорожденные звезды, даже самые легкие, вряд ли могут оказаться на расстоянии миллиона километров друг от друга. Но в результате эволюции могут возникать и более тесные системы, так как размер звезд может существенно уменьшаться на поздних стадиях.
В ходе своей эволюции звезды могут расширяться, и опять-таки важно, чтобы одна не оказалась внутри другой. Ведь это означает, что они сольются, т. е. двойная система не выжила, образовался единый объект. С другой стороны, в процессе своей эволюции звезды могут очень здорово съезжаться. Например, если одна из звезд расширилась и образовалась большая оболочка вокруг двойной, то звезды внутри этой оболочки будут очень сильно сближаться, и это позволяет образовывать очень интересные системы. Самая тесная на сегодняшний день двойная состоит из белых карликов. Они делают оборот друг вокруг друга всего лишь за пять минут (орбитальная скорость превосходит миллион километров в час)! Естественно, система должна была очень сильно съехаться, потому что вначале такую компактную двойную систему невозможно было создать: одна нормальная звезда прямо налезала бы на другую.
Интересным примером результата сближения звезд являются так называемые объекты Торна – Житков. Их придумали в далеком 1975 году Кип Торн и Анна Житков. По сути это чем-то напоминает гипотетический объект из старой работы Ландау, опубликованной в 1938 году: компактный объект ядерной плотности внутри обычной звезды. Торн и Житков не только детально рассмотрели свойства таких объектов, но и обсудили возможный механизм формирования.
Пример эволюционной последовательности в двойной системе. Система из двух звезд с массами 12 и 9 солнечных проходит длинную цепочку превращений. На одной из стадий, после взрыва сверхновой, наблюдается молодой радиопульсар в двойной системе. Затем возникает рентгеновский пульсар. На предпоследней стадии возникает объект Торна – Житков, а затем происходит коллапс в черную дыру.
Такие необычные «звери» возникают в тесных двойных системах, которые пережили первый взрыв сверхновой. Когда вторая звезда превращается в красного гиганта, компоненты пары начинают сближаться. В результате нейтронная звезда может быть поглощена гигантом. Удивительно, но такие объекты трудно распознать, и пока нет ни одного стопроцентно достоверного объекта Торна – Житков. Дело в том, что толстая «шуба» красного гиганта скрывает то, что происходит в недрах. Астрономы пытаются распознать объекты Торна – Житков по аномалиям химического состава во внешних слоях раздувшихся звезд. На момент написания книги лучшим кандидатом считается звезда HV 2112. Аномалии всех ранее появлявшихся кандидатов удалось объяснить процессами в недрах проэволюционировавших звезд (в первую очередь тем самым s-процессом, о котором мы упоминали в начале книги).
На рисунке показана эволюция двойной системы, приводящая к образованию объекта Торна – Житков. Все начинается с двух звезд с массами 9 и 12 масс Солнца. Более массивная звезда эволюционирует быстрее и заполняет свою полость Роша. Часть вещества перетекает на соседку (теперь та становится более массивной), а часть рассеивается вокруг. При этом орбита становится более тесной. Звезда, изначально бывшая более массивной, взрывается, порождая нейтронную звезду. Вначале она находится на стадии радиопульсара. Затем вторая звезда эволюционирует, расширяется, превращаясь в красного гиганта, и начинает перетекать на нейтронную. Возникает рентгеновский пульсар. Часть вещества не успевает попасть на компактный объект. Возникает так называемая общая оболочка, уносящая момент импульса (орбитальный момент системы). На этой стадии система также становится более тесной. В результате нейтронная звезда попадает внутрь гиганта. Возникает объект Торна – Житков.
Есть несколько способов заставить звезды в двойной системе сближаться. Кроме образования общей оболочки, это может быть связано с так называемыми магнитными звездными ветрами. Исходящий от звезды ветер частиц захвачен ее магнитным полем. И пользуясь полем как рычагом, звездный ветер может очень эффективно отводить от системы орбитальный момент, т. е., попросту говоря, тормозить вращение двойной. Такой механизм работает для систем с красными карликами. На определенном этапе, когда двойная уже стала очень тесной, звезды сближаются из-за излучения гравитационных волн. Гравитационные волны уносят момент импульса, система становится более компактной. Именно благодаря им могут сливаться друг с другом белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.
Гиперскоростные звезды
Еще один очень интересный тип объектов, связанных с двойными системами, – так называемые гиперскоростные звезды. Обычно звезды в окрестностях Солнца перемещаются друг относительно друга с довольно большими по нашим земным меркам скоростями: 10–20 км/с, что соответствует скоростям искусственных спутников или планет вокруг Солнца. В Галактике, в диске, звезды практически везде и всегда движутся относительно своих соседей примерно с такой типичной скоростью. Кроме диска, у Галактики есть другие составляющие, например, галактическое гало. Если в диске звезды движутся примерно в одной плоскости, то звезды гало могут обращаться по любым орбитам. Скорость вращения вокруг центра Галактики на солнечной орбите больше 200 км/с. Поэтому звезды гало могут «просвистывать» сквозь диск примерно с такой же скоростью, и мы видим такие объекты вокруг нас. Но эти объекты все равно связаны с нашей Галактикой, и для их появления не нужен особый механизм. Они так движутся от рождения.
Недавно, уже в XXI веке, стали открывать так называемые гиперскоростные звезды. Их скорости – это 500, 600, 700 или даже 800 км/с. Огромные значения, которые делают звезду уже не связанной с нашей Галактикой! То есть она улетает из нашего звездного острова навсегда. Может улететь в сторону другой галактики и даже войти в ее состав (хотя последнее маловероятно). Может просто остаться совсем одинокой и болтаться в межгалактическом пространстве, с течением времени уже превратившись в белого карлика, нейтронную звезду или черную дыру. Как же они образуются?
Схематическое изображение Галактики. Показаны основные составляющие: диск, балдж и гало. Вся Галактика погружена в гигантское гало темного вещества.
Такие объекты были предсказаны совсем незадолго до их открытия, в 80-е годы прошлого века. Ускорителем этих звезд является центральная черная дыра нашей Галактики. Если двойная система – для одиночных этот механизм не работает – пролетает очень близко от черной дыры, то черная дыра может развалить эту систему своим большим приливным воздействием. Одна звезда станет спутником черной дыры, а вторая приобретет очень большую скорость. И именно из центра Галактики должны лететь гиперскоростные звезды, что в большинстве случаев и наблюдается. Наверное, есть какие-то другие механизмы, не все гиперскоростные звезды (а их известно уже несколько десятков) летят прямо из центра Галактики, но это, безусловно, основной механизм, и он также требует, чтобы в начале у нас была двойная система. Отдельную звезду трудно разогнать черной дырой до таких больших скоростей.
Экзотический механизм разгона одиночек был предложен в 2015 году. Звезда должна подойти к сверхмассивной черной дыре настолько близко, что та практически начинает ее разрушать своими приливными силами. Однако если полного разрушения не произошло, то остаток «покореженной» звезды может приобрести скорость до 1000 км/с. То есть можно разогнать и одиночную звезду, но вряд ли в нашей Галактике нужны более тяжелые черные дыры. С двойными – проще.
Или с тройными. Недавно была обнаружена удивительная гиперскоростная звезда. Наблюдения показали, что летит она из центра Галактики, но вот выглядит слишком массивной. Если мы оценим, сколько звезда должна была добираться из галактического центра до своего современного местоположения, то обнаружим парадокс: столь массивные звезды так долго не живут. Объяснение потребовало вовлечения тройной системы. Промчавшись мимо сверхмассивной черной дыры, система потеряла одну из звезд, а оставшаяся пара ускорилась до уровня гиперскоростных звезд. Но в процессе полета гиперскоростная двойная слилась. Образовавшаяся звезда не только имеет массу, равную сумме масс исходных компонент двойной, но и выглядит более массивной из-за недавнего слияния, разогревшего звезду (похожими свойствами обладают так называемые «голубые бродяги», встречающиеся в основном в плотных скоплениях; эти объекты также выглядят более массивными, яркими и голубыми, чем им положено, из-за взаимодействия с другими звездами).
Но все-таки самая быстрая на сегодняшний день звезда в Галактике – US 708 – разогналась не за счет взаимодействия со сверхмассивной черной дырой. Как показывает исследование, опубликованное в 2015 году, она входила в тесную двойную систему, которую разрушил взрыв сверхновой. Скорее всего, сверхновой типа Ia. Скорость звезды составляет 1200 км/с.
А можно ли разогнать звезду до еще больших скоростей? Может быть, близких к световой. По всей видимости – можно. Снова нужна двойная система, но на этот раз из двух сверхмассивных черных дыр. В результате слияния галактик часто возникает такая монстровидная пара. Недавние расчеты показали, что пара таких черных дыр может ускорять обычные звезды до скоростей в десятки тысяч километров в секунду.
Было бы здорово прицепиться к гиперскоростной звезде и полететь в другую галактику. Если у звезды уже есть обитаемые планеты, то можно вместе с их обитателями совершить такой межгалактический перелет. Путешествие заняло бы сотни тысяч или даже миллионы лет, но, находясь на обитаемой планете вблизи нормальной долгоживущей звезды типа Солнца, колония внегалактических странников могла бы добиться успеха.
Планеты двойных звезд
В фантастических романах очень любят описывать планеты, имеющие два (или больше) солнца. Оказалось, что и в самом деле в системах двойных звезд могут существовать планеты. Их начали открывать совсем недавно. Основной вклад в обнаружение планет в двойных системах внес спутник «Кеплер».
Конфигурации устойчивых орбит планет в двойных системах. Планета может вращаться вокруг всей пары на расстоянии заметно большем, чем размер звездных орбит, или вокруг одной из звезд, находясь вблизи нее.
Поделиться книгой: