Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Около половины звезд типа Солнца входит в двойные системы.

Расстояние между компонентами может сильно варьироваться от системы к системе. С одной стороны, оно ограничено воздействием звезд друг на друга, а потому не может составлять менее нескольких звездных радиусов (если только звезды не находятся на быстрой стадии слияния). Соответственно, среди нормальных звезд самые тесные пары могут образовывать красные карлики, а вообще среди тел звездных масс – компактные объекты. Например, известна пара белых карликов HM Рака, делающая один оборот всего лишь за пять минут; тела в этой системе имеют орбитальные скорости более миллиона километров в час! С другой стороны, двойные системы не могут быть очень широкими (т.e. с большой орбитой), поскольку их могут разрушить пролетающие мимо звезды или их суммарное воздействие (многие звезды рождаются в плотных группах и скоплениях, так что разрушение широких пар может происходить очень рано). Поэтому систем шире нескольких десятков тысяч астрономических единиц практически не бывает, и число примеров систем большего размера очень незначительно. Обычно же расстояние между компонентами двойных составляет от нескольких до нескольких сотен астрономических единиц (в среднем оно меньше для более легких пар).

Системы высокой кратности имеют иерархическое устройство.

Обычно компоненты двойных систем не слишком различаются по массам, отличия более чем в несколько раз являются довольно редкими. Легкие звезды с меньшей вероятностью образуют пары, у самых маломассивных этот показатель всего лишь около 20 %, и наоборот, среди более массивных образуют пары более 80 %.

Существует несколько сценариев образования двойных звезд. Первый вариант состоит в том, что сжимающееся «ядро» внутри молекулярного облака может начать по тем или иным причинам фрагментироваться. В результате внутри «ядра» формируется не одна звезда, а несколько, образующих связанную систему. Современное моделирование показывает, что хорошим кандидатом в причины фрагментации является турбулентность в облаке. Второй сценарий связан с фрагментацией протозвездного диска, этот механизм особенно интересен для создания тесных систем. Третий сценарий связан со взаимодействием звезд, образующихся плотной группой, в котором также важно участие газа, аккрецируемого звездами. Однако достоверно определить, какие системы образуются в разных сценариях и с какой частотой, пока не получается, так что сделать окончательный выбор между сценариями затруднительно.

Легкие звезды реже образуют двойные и кратные системы, массивные – чаще.

В достаточно тесных парах звезды могут начать взаимодействовать: обмениваться веществом и даже сливаться. Это приводит к появлению ряда интересных систем, особенно на поздних стадиях эволюции, когда в двойной системе уже сформировались компактные объекты – белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. (Поскольку кратные системы устроены иерархически, интенсивное взаимодействие всегда происходит между двумя звездами, так что в дальнейшем пойдет речь именно об этом.)

Вокруг каждой звезды существует область, где она контролирует движение вещества, – это так называемая полость Роша. В двойной системе полости Роша образуют фигуру, похожую в сечении на знак «бесконечность», соприкасаясь в так называемой внутренней точке Лагранжа. Существует два основных сценария переноса вещества с одного компонента двойной на другой.

В тесных двойных системах происходит обмен массой.

Во-первых, одна из звезд может стать источником мощного звездного ветра. Вещество будет покидать ее полость Роша и частично может захватываться соседом. Если это компактный объект (белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра), то падение захваченного вещества на него (этот процесс называют аккрецией) приведет к заметному энерговыделению. Аккреция может идти как в почти симметричном режиме (так называемая сферическая аккреция), так и с образованием аккреционного диска.

Аккреционные диски всегда образуются во втором сценарии переноса вещества. В нем один из компонентов заполняет свою полость Роша, что происходит, например, при превращении звезды в красного гиганта, или же размер полости уменьшается при сближении компонент. Вещество начинает перетекать в соседнюю полость Роша через внутреннюю точку Лагранжа. Из-за большого момента импульса (углового момента) захваченное вещество не может сразу упасть на вторую звезду (особенно если это компактный объект), поэтому оно закручивается в кольцо, которое из-за вязкости расплывается в диск.

Аккреция на компактные объекты приводит к появлению ярких, часто рентгеновских, источников.

Теория аккреции начала развиваться еще в 1940-е гг. трудами британских ученых – Германа Бонди (Hermann Bondi), Фреда Хойла и Реймонда Литтлтона (Raymond Lyttleton). Новое развитие она получила после открытия первых рентгеновских источников в двойных системах в 1960-е гг.

В 1972–1973 гг. Николай Шакура и Рашид Сюняев построили теорию дисковой аккреции, являющуюся в настоящее время базовой моделью, позволяющей рассчитывать наблюдаемые свойства аккрецирующих компактных объектов. Эта модель применима и для других ситуаций, в которых образуются диски (активные ядра галактик, молодые звезды и т. д.). Большой вклад в развитие теории аккреции также внесли Кип Торн (Kip Thorne) и Игорь Новиков, которые впервые построили модель с достаточно полным учетом эффектов общей теории относительности.

Слияние двух достаточно массивных белых карликов приводит к вспышке сверхновой типа Ia.

При падении на компактный объект и при образовании аккреционного диска происходит сильный разогрев вещества, поэтому мы наблюдаем аккрецирующие объекты как яркие источники. Если аккреция идет на нейтронную звезду или черную дыру звездной массы, то основная часть энергии уносится рентгеновским излучением. Эффективность энерговыделения может достигать десятков процентов от предельно возможного значения (mc2). Такие источники были впервые открыты с помощью космических аппаратов в 1960-е гг., а начиная с 1970-х гг. стали одним из основных источников информации о нейтронных звездах и черных дырах.

Особое место занимают системы, состоящие сразу из двух компактных объектов. Их слияния приводят к появлению мощных источников разных классов. Сейчас известно несколько двойных, состоящих из двух белых карликов или двух нейтронных звезд, а также системы из белого карлика и нейтронной звезды.

Слияния двух белых карликов приводят к вспышке сверхновой типа Ia. Для этого необходимо, чтобы суммарная масса сливающихся объектов превосходила критическую. Сверхновые этого типа являются одним из основных поставщиков тяжелых элементов (в первую очередь группы железа), поскольку обычно происходит полное разрушение взрывающегося объекта.