Тройная звездная система


звездные системы

Привет! Сегодня новый пост расскажет Вам что такое звездные системы, а также об их основных особенностях. Ну что же, не будем терять время зря…

Большая часть материи видимой Вселенной (подробнее о Вселенной читайте в этой статье) сосредоточена в звездах, которые располагаются не отдельно, а группами, образуя звездные системы.

Самые большие скопления, которые насчитывают миллиарды звезд, объединены в огромные спиральные или эллиптические галактики (подробнее о галактике смотрите тут) – звездные острова, которые разделенные космическим пространством.

Группы из сотен тысяч звезд, в пределах типичной галактики, иногда перемещаются в виде плотных шаровых скоплений. Менее плотные группы, которые включают сотни звезд, называются рассеянными скоплениями.


Наименьшие скопления – до шести звезд – образуют кратные звезды. Такая система, чаще всего состоит из двух звезд, и называется двойной звездой.

В среднем, около 30 звезд из каждых 100 являются одиночными, 47 – двойными, 23 – кратными.

Кратные звезды.

Мицар и Алькор

В отличие от созвездий, кратные звезды связаны взаимным тяготением и располагаются относительно близко друг к другу. В пространстве они вместе движутся и вращаются друг вокруг друга, то есть вокруг центра масс звездной системы, который называется барицентром.

Мицар – это средняя звезда на ручке ковша созвездия Большой Медведицы. Если к ней присмотреться, то можно рядом увидеть Алькор – более тусклую звезду. Эта пара Мицар-Алькор  – пример двойной звезды, которую можно увидеть невооруженным глазом.

Если посмотреть на Мицар в телескоп, то будет заметно, что она также состоит из двух звезд – Мицар А и В. Следовательно, эта звезда также двойная.

Визуально-двойные звезды.


Альфа Центавра

Двойные звезды, которые можно увидеть в телескоп или невооруженным взглядом, называются визуально-двойными звездами. На небе примеров таких звезд довольно много.

Если наблюдать в телескоп – ближайшая яркая звезда к нам – Альфа-Центавра – оказывается двойной и, следовательно, она также относится к визуально-двойным звездам.

Очень тусклая третья звезда этой системы. Ближайшая звезда к Земле —  Проксима Центавра. Это поразительно, но «половинки» многих визуально-двойных звезд отличаются по цвету.

Например, у Альбирео они голубого и оранжевого цвета; у Антареса – красного и зеленого; у Бете Лебедя – зеленого и желтого цвета.

Эти звезды можно увидеть в линзовый телескоп, который позволяет астрономам точно определить их координаты и, следовательно, направление и скорость движения.

Спектрально-двойные звезды.


спектрально-двойная звезда

Оба компонента в некоторых системах двойных звезд так близко расположены, что их невозможно разделить даже, если за ними наблюдать в очень мощные телескопы.

Но ученые обнаруживают их на основе анализа их излучения с помощью спектрометра. Свет звезды, при прохождении через этот прибор, разлагается на спектр, в котором видны темные линии.

В зависимости от того, приближается к нам звезда или удаляется она от нас, эти линии смещаются. На спектре двойной звезды имеются два вида линий, которые смещаются в зависимости удаления или приближения ее компонентов при обращении друг вокруг друга.

Спектрально-двойными звездами называются звезды, компоненты которых различаются таким способом.

Мицар А и Мицар В, Алькор – спектрально-двойные звезды,  которые объединены в систему Мицар—Алькор, составляют систему из шести звезд.

И оба компонента визуально-двойной звезды Кастор в созвездии Близнецов тоже спектрально-двойные.

Заметно-двойные звезды.

заметно-двойные звезды


Компоненты некоторых двойных звезд обращаются друг вокруг друга так, что плоскость их орбиты близка лучу зрения земного наблюдателя.

Это означает, что компоненты периодически заслоняют друг друга, то есть , происходят взаимные затмения.

Пока длится фаза затмения, мы видим только одну звезду, так что суммарный блеск системы уменьшается.

Если одна звезда значительно слабее или больше, уменьшение блеска может оказаться значительным.

Звезда Алголь в созвездии Персея – наиболее известная заметно-двойная звезда. Каждые двое суток и 21 час ее яркость ослабевает от второй до третьей величины, но за следующие 7 часов усиливается до прежнего уровня.

Часто эту звезду называют «Подмигивающим дьяволом». В 1782 году ее открыл английский астроном Джон Гудрайк.

С Земли (более подробную информацию о планете Земля смотрите тут) ми видим заметно-двойную звезду как переменную, яркость которой колеблется с точностью часового механизма в соответствии с периодом вращения обоих компонентов. Ее относят к классу затменно-переменных звезд.

У физически переменных звезд, таких как цефеиды, изменение блеска зависит от внутренних процессов.

Эволюция двойных звезд.


двойная звезда

Один из компонентов двойной системы обычно больше другого, и свой жизненный цикл он проходит быстрее. Он успевает превратиться в красного гиганта, потом в белого карлика, а его спутник все еще остается обычной звездой. Об эволюции звезд можно прочесть тут.

Но когда, в свою очередь, спутник превращается в красного гиганта, вот тут-то все и начинается. Белый карлик притягивает к себе газы расширяющегося гиганта, которые накапливались, все время сжимаются и разогреваются.

Давление и температура приблизительно через 100 000 лет достигают уровня, который необходим для начала реакции слияния ядер.

С огромной силой взрывается газовая оболочка, и в результате этого блеск звезды-карлика усиливается почти в миллион раз. Наблюдая это явление с Земли, мы говорим о рождении новой звезды.

Иногда астрономы обнаруживают, что один компонент двойной звезды является обычной звездой, другой – невидимой, но очень массивной и, к тому же вероятным источником сильного рентгеновского излучения.


И поэтому, предполагают, что это черная дыра, то есть остатки массивной звезды. В этом случае, по мнению астрономов, происходит следующее: черная дыра, благодаря мощной гравитации, притягивает к себе газы обычной звезды; с невероятной скоростью втягиваясь по спирали, они сильно разогреваются и, прежде чем исчезнуть в дыре, выделяют энергию в виде рентгеновского излучения.

Ученые пришли к выводу, что наличие мощного источника рентгеновского излучения в двойной звезде являются веским доказательством того, что черные дыры существуют.

Таким образом, мы выяснили что звездные системы не все одинаковы, а все они разные, уникальные и по своему очень интересны. И ученные все больше и больше открывают новые звезды каждый день, и может быть, возле одной из них они смогут найти планету с разумной жизнью…

Источник: o-planete.ru

Сравнительно недалеко от нас расположена звездная система, которая приютила около 7 планет, включая три «супер-земли», планеты, которые могут быть похожи на нашу планету и могут иметь жизнь, говорят исследователи.

Эти планеты вращаются вокруг звезды Gliese 667C, одной из трех звезд, которые расположены рядом в тройной звездной системе на расстоянии всего 22 световых года от Солнечной системы в созвездии Скорпиона.


Какая экзопланета может оказаться самой обитаемой?

Астрономы считают, что три планеты из этой системы расположены в обитаемой зоне, где температура вполне позволяет воде на поверхности оставаться в жидком состоянии. Эти планеты принято называть «супер-землями», так как их масса составляет от 1 до 10 масс Земли. Если эти планеты имеют твердую поверхность и атмосферу, а также моря и океаны, на них, скорее всего, есть жизнь.

Интересно, что звезда-хозяйка Gliese 667C включена в состав тройной звездной системы, поэтому если вы, к примеру, окажетесь на поверхности одной из планет, вы сможете увидеть сразу три солнца на небе: одно яркое и крупное и два поменьше. Если ночью две звезды-компаньона не будут заходить, то они будут давать столько же света, сколько дает полная Луна.

Звезда Gliese 667C холоднее, она не такая яркая, как Солнце, и ее масса составляет всего одну треть от массы нашей звезды. В результате ее обитаемая зона, где условия похожи на условия Земли, расположена гораздо ближе к звезде. Это позволяет астрономам быстрее и легче находить такие планеты с помощью современных технологий, чем планеты на более дальних орбитах.

Астрономы уверены, что всего три планеты попали в обитаемую зону, других планет там быть не может. Земля, как известно, вращается вокруг Солнца по эллиптической орбите, поэтому, если бы ее орбита была ровным кругом с одинаковым расстоянием до Солнца, условия на планете были бы слишком горячими для поддержания жизни.


5 потенциально обитаемых экзопланет

Планеты, вращающиеся вокруг более холодной и тусклой звезды Gliese 667C, должны иметь более мягкие условия.

В нашей галактике Млечный путь 80 процентов звезд имеют сравнительно небольшую массу, то есть это достаточно большое количество. Астрономы надеются, что смогут найти другие звезды с планетами в обитаемой зоне, которые были бы расположены еще ближе от нашей системы, чем планеты системы Gliese 667C.

Хотя эти экзопланеты все еще невозможно разглядеть в телескопы, их месторасположение определяется с помощью наблюдения за их гравитацией, которая влияет на звезду. Из-за этой гравитации звезда как будто дрожит, а ее свет колеблется. Эти крошечные изменения позволяют сделать вывод об орбите планеты и ее массе.

Как исследуют атмосферу экзопланет?

Эта карта позволит вам отыскать звездную систему Gliese 667 на ночной небе. В Северном полушарии вам необходимо вначале найти созвездие Скорпиона и звезду Антарес. Звезды Gliese 667 можно разглядеть с помощью бинокля.

На данном изображении представлены 7 планет, которые вращаются вокруг звезды Gliese 667C. Три из них (c, f и e) расположены в обитаемой зоне.


Сравнение планет из обитаемой зоны звездной системы Gliese 667C с Землей:

Орбитальная система планет красного карлика Gliese 667C. Синим цветом отмечена обитаемая зона:

В 2012 году астрономы открывали множество двойных систем звезд, но, пожалуй, самой потрясающей системой, которую удалось обнаружить, была система с четырьмя звездами. Газовый гигант PH1 вращается вокруг пары звезд, которые, в свою очередь, являются частью четрыхзвездной системы.

Близкие двойные звезды с массами 1,5 и 0,41 масс Солнца — звезды близнецы в центре системы, которые оборачиваются вокруг друг друга примерно за 20 дней. Еще две звезды вращаются вокруг этой парочки на расстоянии в тысячу раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца.

Газовый гигант PH1 вращается вокруг центральной парочки за 138 дней. Температура его поверхности составляет от 251 до 340 градусов Цельсия. Эта планета чуть больше Нептуна и потенциально имеет спутники с твердой поверхностью. Впрочем, температура спутников слишком высокая, чтобы на них имелась жидкая вода.

Космические открытия 2012 года, которые мы пропустили

Экзопланеты, которые вращаются вокруг далеких звезд, порой немало удивляют. Например, планета Каппа Андромеды b – массивная планета, которую некоторые исследователи считают звездой.

Этот газовый гигант в 13 раз массивнее Юпитера. Такой вес не позволяет приравнивать этот объект к категории коричневых карликов, так как этой массы не достаточно, чтобы поддерживать термоядерные реакции в его ядре. С другой стороны, подобная масса также слишком большая для планеты.


Астрономы сумели сделать фотографию этой планеты с помощь японского телескопа «Subaru» на Гавайях. Она вращается вокруг Каппа Андромеды, звезды в 2,5 раза массивнее Солнца, которая расположена от нас на расстоянии 170 световых лет.

Ее орбита расположена примерно на том же расстоянии от звезды-хозяйки, что и планета Нептун от Солнца. Температура на ее поверхности составляет около 1400 градусов Цельсия, что делает ее раскалено красной.

Источник: www.infoniac.ru

С помощью космического телескопа Spitzer астрономы обнаружили молодую звездную систему YLW 16A, которая “мигает” каждый 93 дня. Она состоит, вероятнее всего, из трех развивающихся звезд, две из которых окружены диском, состоящим из остатков вещества эпохи звездообразования.

Две внутренние звезды в этой системе вращаются вокруг друг друга, описывая таким образом фигуру, похожую на обруч. Геометрические параметры этой фигуры нерегулярны и не симметричны относительно звездной пары. Скорее всего это связано с гравитационным присутствием третьей звезды, которая движется по периферии системы. Из-за этого звездная система проходит определенные циклы сильных и слабых световых фаз, вследствие гравитационного смещения газо-пылевого диска. Предполагается, что в этом диске до сих пор могут возникнуть планеты и другие тела, составляющие систему, похожую на Солнечную.

Наблюдения за звездной системой проводились с помощью космического телескопа Spitzer. С земли ее наблюдали в рамках проекта 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) – обзор всего неба на длине волны 2 микрон, а так же с помощью инструмента NACO (Nasmyth Adaptive Optics System (NAOS) – Near-Infrared Imager and Spectrograph (CONICA)) с адаптивной оптикой, который может получать инфракрасные изображения такой четкости, как если бы телескоп находился в космосе.

Система YLW 16A является всего лишь четвертой известной мигающей звездной системой, и второй в регионе Ро Змееносца (Rho Ophiuchus). Но наличие даже такого малого количества подобных звездных систем говорит ученым о том, что, на самом деле, они не так уж и редки. Такие сложны системы дают астрономам уникальную возможность поломать голову над процессами формирования в них планет и других объектов. Например, планета здесь может вращаться как вокруг одной, так и сразу вокруг двух звезд. Подобные планеты называют планетами с кратной орбитой. По характеру прохождения звездного света через атмосферу планеты ученые уже научились довольно точно определять, как состав планеты, так и характеристики звезды.

По информации NASA/Jet Propulsion Laboratory.

Источник: www.theuniversetimes.ru

Звезды могут тесно сближаться, менять партнеров, а иногда образуются парадоксальные пары очень разных возрастов. Отрывок из книги «Суперобъекты: Звезды размером с город» похож на светскую хронику — у звезд все как у людей. «Теории и практики» продолжают совместный проект с премией «Просветитель». В новом выпуске астрофизик Сергей Попов объясняет, зачем нейтронным звездам пара и почему новые звезды обычно не такие уж новые.

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 здор́ово 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 измениться благодаря взаимодействию со своей соседкой.

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.

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-неоновомагниевый (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.

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.

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.

* Существует также теоретическая возможность коллапса сверхкритического белого карлика в нейтронную звезду, но прямых наблюдательных подтверждений этой гипотезы нет.

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*.

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»?

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.

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. […]

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».

Говоря о планетах в двойных, мы можем вспомнить о тройных звездах. Устойчивыми оказываются только иерархические системы. Возможны две ситуации, когда планетная орбита оказывается устойчивой. Бывает, что планета вращается очень близко от одной из звезд и вторая звезда лишь несильно возмущает орбиту планеты. Это не так интересно, так как фактически у такой планеты одно солнце (второе будет намного слабее в небе такой планеты). А могут быть планеты, вращающиеся сразу вокруг всей двойной. Первая такая планета была открыта спутником «Кеплер». Ее, естественно, неофициально назвали Татуин, поскольку похожая планета существует в популярном фильме.

Сейчас известно уже несколько десятков планет в двойных звездных системах. Как вокруг какой-нибудь из звезд двойной, так и вокруг всей системы. Но есть и планеты в тройных системах. Одна из них (в системе GJ 667) даже находится в зоне обитаемости и имеет не слишком большую массу. То есть она может относиться к планетам земного типа и иметь на своей поверхности жидкую воду.

В некоторых планетных системах мы можем наблюдать процессы, аналогичные происходящим в тесных двойных системах. Например, если планета подобралась слишком близко к звезде, то та может ее нагревать своим излучением, возмущать своим приливным воздействием. Так же, как в тройных системах, может запускаться механизм Козаи–Лидова, приводящий к квазипериодическим изменениям наклона орбиты и ее вытянутости. Наконец, может даже начаться аккреция, а в конце концов планета может слиться со звездой, что будет сопровождаться яркой вспышкой. Их надеются обнаружить, когда войдет в строй большой обзорный телескоп LSST.

Сам процесс образования планет происходит в диске, окружающем звезду (сейчас мы даже видим диски вокруг молодых двойных звезд). Изучение дисков в астрофизике десятилетиями было в основном связано с исследованием тесных двойных. Поэтому многие методы и решения, разработанные для двойных, — например, решение Шакуры-Сюняева, — интенсивно используется для моделирования формирования планетных систем.

Источник: theoryandpractice.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.