Вокруг Света - Журнал «Вокруг Света» №07 за 2008 год

Звезды, родившиеся парой, вовсе не обязательно будут похожи, как близнецы. Масса, которая играет определяющую роль в судьбе светила, может сильно различаться у компонентов двойной. Звезды — довольно простые объекты. Обычно для звезды среднего возраста достаточно знать массу, чтобы определить все остальные параметры, например, светимость, размер, температуру. Скажем, при массе вполовину солнечной звезда окажется тусклым красным карликом. Однако на поздних этапах жизни цвет и светимость существенно меняются. Так что пара из звезд разных масс может порой выглядеть очень красиво. Например, у [?] (беты) Лебедя — Альбирео одна компонента системы оранжевая, а другая — голубая (хотя из-за индивидуальных особенностей восприятия некоторые наблюдатели называют иные цвета). Компоненты Альбирео хорошо видны в небольшой телескоп и даже в бинокль, благодаря чему она стала популярным объектом у любителей астрономии .

Впрочем, звезды, составляющие систему Альбирео, лишь на первый взгляд кажутся двойняшками, а при ближайшем рассмотрении оказываются тройняшками. Более яркая оранжевая звезда на самом деле сама является двойной, но заметно это лишь в крупные телескопы.

Существуют системы не только из трех, но и из четырех, пяти, шести и даже семи звезд. Правда, их компоненты все равно норовят разбиться на пары. Например, если посмотреть на яркую звезду [?] (эпсилон) Лиры в небольшой телескоп, мы увидим, что она двойная (некоторые могут видеть эту пару даже невооруженным глазом). Более мощный инструмент покажет, что каждая из звезд этой пары сама является парой. Наконец, детальные исследования говорят, что одна из четырех звезд является очень тесной двойной.

Такая бинарная пространственная организация не случайна. Она позволяет звездной системе жить долго. Даже если попробовать создать тройную звезду, в которой все светила находятся примерно на равном расстоянии от общего центра масс и «вытанцовывают» вокруг него по замысловатым траекториям, такой «танец» скоро прервется — одна из звезд будет навсегда выброшена из системы. Единственный надежный способ добиться устойчивости для системы высокой кратности (то есть состоящей из трех и более звезд) — это создать ее иерархической. Но тогда взаимодействовать и влиять на эволюцию своих ближайших соседей смогут не все звезды, а лишь те, что находятся в самом низу иерархии. Между остальными членами системы расстояния так велики, что заметного воздействия друг на друга они не оказывают и эволюционируют как одиночные звезды.

Краткая биография одиночной звезды

Жизненный путь одиночной звезды — это последовательная смена основного источника энергии. Сначала сжимающаяся протозвезда разогревается за счет выделения гравитационной энергии. Затем начинаются термоядерные реакции, в ходе которых водород превращается в гелий. В этом состоянии звезда проводит большую часть своей жизни. После исчерпания водорода в ядре звезды могут «гореть» и более тяжелые элементы вплоть до железа. Звезда при этом становится красным гигантом или сверхгигантом. В конце концов, потеряв оболочку, она в зависимости от начальной массы превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Продолжительность жизни звезды также определяется массой: чем звезда массивнее, тем ярче она светит и тем быстрее сжигает запас своего топлива. В течение жизни масса одиночной звезды уменьшается за счет звездного ветра. Чем больше масса — тем сильнее ветер. У Солнца ветер слабый и потеря массы незначительна, а вот у массивных звезд «сдувается» заметная доля вещества. Увеличить массу для одинокой звезды невозможно.

Масса в массах Солнца

Срок жизни, лет

Что остается

0,1 ~1 триллион Еще не успели

проэволюционировать 1 ~10 миллиардов Белый карлик 10 ~50 миллионов Нейтронная звезда 100 ~2 миллиона Черная дыра

Ты — мне, я — тебе

Для астрофизиков наибольший интерес представляют именно тесные двойные системы. Во-первых, взаимодействие может менять массу звезд — главный параметр, определяющий их свойства. Во-вторых, в процессе обмена массой могут возникать необычные яркие источники излучения, что делает жизнь светила разнообразнее и интереснее для изучения.

Рассмотрим две близкие звезды, мысленно нарисуем соединяющую их линию и рассчитаем, где на ней находится центр масс системы. Если точно в нем поместить камешек, он там и останется — силы притяжения со стороны двух звезд в точности уравновесятся. Если же сместить его в сторону одной из звезд, он станет обращаться вокруг нее по орбите. Иначе говоря, каждая из компонент пары окружена своей «областью влияния», а центр масс — критическая точка, которую называют внутренней точкой Лагранжа. Вещество в такой области вращается вокруг одной из звезд пары, то есть контролируется ее гравитационным полем.

Не помещаясь в свою полость Роша, звезда теряет вещество. Часть его образует общую газовую оболочку пары звезд, которая постепенно рассеивается в космосе. Остальное попадает в аккреционный диск вокруг компактной соседки и падает на нее, но часть может выбрасываться в космос струями-джетами, бьющими перпендикулярно диску. EUROPEAN SPACE AGENCE&FRANCESCO RERRARO

Обычно звезды находятся глубоко внутри своих полостей Роша — областей, где доминирует гравитация одной из компонент двойной системы. Каждая из них надежно удерживает свое вещество, мешая ему покинуть поверхность. Пока сохраняется такое положение дел, звезды системы эволюционируют как одиночные. Но на поздних этапах жизни, когда звезда становится красным гигантом, ее размеры увеличиваются в сотни раз. В результате она рискует не поместиться в своей полости Роша, и тогда ее вещество начнет перетекать на другую звезду — так появляется взаимодействующая двойная.

В двойной системе более массивная звезда первой достигает стадии красного гиганта, поскольку чем больше масса, тем быстрее идет эволюция. Однако с началом взаимодействия меньшая звезда пары начинает наращивать массу за счет соседки. Значит, те, кому вроде бы суждено было стать белым карликом, могут окончить свои дни нейтронной звездой или даже черной дырой. С другой стороны, массивные звезды, быстро старея, могут «перебросить» часть вещества на соседку меньшей массы и выглядеть после этого моложе ее. Именно этим объясняется так называемый парадокс Алголя: у этой затменно-двойной звезды в созвездии Персея менее массивная компонента находится на более поздней стадии эволюции, чем более массивная. Наконец, звезды могут даже слиться друг с другом.

Как правило, если звезды начали обмениваться веществом, то «разовой акцией» это не ограничивается. В Государственном астрономическом институте имени Штернберга при МГУ разработана программа под названием «Машина сценариев» ( http://xray.sai.msu.ru/sciwork/scenario . html), предназначенная для расчета судеб двойных звезд. Один из построенных с ее помощью эволюционных треков достаточно типичен и описывает историю двух звезд с массами 12 и 9 солнечных, которые обращаются по орбите, примерно в два с половиной раза превосходящей земную орбиту вокруг Солнца. Более массивная звезда первой заполняет свою полость Роша, и ее вещество начинает перетекать на соседку через внутреннюю точку Лагранжа. Кроме того, часть вещества рассеивается вокруг системы и не участвует в ее дальнейшей эволюции. Когда обмен веществом завершается, первая звезда «худеет» почти в четыре раза, а вторая несколько «поправляется». Кроме того, система стала гораздо компактнее и легче за счет потери вещества. Через несколько миллионов лет компонента, которая вначале была более массивной, взрывается как сверхновая, превращаясь в нейтронную звезду. Но это не значит, что ее судьба теперь окончательно определена, ведь она находится в тесной двойной системе.