Глава 23. Двойные и кратные звезды. Звездные скопления.

Внутри огромной системы – Галактики – многие звезды объединены в системы меньшей численности.

Самые маленькие коллективные члены Галактики – это двойные и кратные звезды. Так называются группы звезд, состоящие из 2, 3, 4 и так далее до 10 звезд, в которых звезды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закону всемирного тяготения. Это физические системы тел, связанных между собой силами тяготения. Доля двойных и кратных звезд в Галактике значительна.

Расстояния, разделяющие компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. В зависимости от расстояния двойные звезды можно условно разделить на группы.

1.Широкие двойные. Это системы, в которых расстояния между компонентами пары составляют десятки тысяч астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тысячелетиями, и орбитальное движение при наблюдениях не удается обнаружить. Связанность компонентов в таких системах определяют по относительно близости их на небе и по общности собственного движения, то есть, по близости значений лучевых скоростей.

2.Визуальные двойные. Это системы, в которых расстояние между компонентами таково, что связанность пары можно обнаружить путем наблюдений за движением компонентов по их орбитам относительно друг друга.

Рис.23/1. Орбита компонентов двойной звезды ξ (кси) Большой Медведицы (Мицар – Алькор)

Если пройденные такими звездами за время их изучения дуги составляют значительную часть всей орбиты (эллипса), то можно достаточно надежно вычислить элементы всей орбиты –величину большой оси, эксцентриситет, период обращения и так далее. Можно также определить массы компонентов пары. В настоящее время элементы орбиты вычислены для более чем 500 визуальных двойных звезд, а общее число зарегистрированных визуальных двойных превзошло 60 тысяч.

Рис.23/2. Визуальная двойная звезда Мицар – Алькор в созвездии Большой Медведицы.

3.Спектральные двойные. Это системы, в которых расстояния между компонентами настолько малы, что блеск их сливается в общий блеск, и они неразличимы отдельно даже в сильные телескопы. Однако, при движении компонентов относительно друг друга их лучевые скорости то увеличиваются, то уменьшаются, что вызывает смещение линий спектра, по которому и можно установить элементы орбит таких пар.

Рис.23/3. Спектральная двойная звезда η (Бенетнаш) в созвездии Большой Медведицы

В настоящее время известны элементы орбит более чем у 750 спектроскопических двойных, а общее число обнаруженных спектроскопических двойных превзошло 2500.

4.Затменные двойные. Это системы, расстояния между компонентами которых настолько мало, что они периодически затмевают друг друга для наблюдателя. Блеск такой звезды все время меняется. Кривая блеска для таких систем обнаруживает два минимума – один, более глубокий, когда затмевается компонент, имеющий более высокую температуру поверхности, и второй, менее глубокий, когда затмевается менее горячий компонент.

Рис.23/4. Схема затменной двойной звезды.

По форме кривой блеска для такой двойной звезды можно определить элементы орбиты в двойной системе. В настоящее время открыто более 4000 затменных двойных звезд. Наиболее известной затменной двойной, или, как еще называют такие пары, затменно-переменных звезд, является звезда Алголь в созвездии Персея.

Рис.23/5. Алголь – затменно-переменная звезда в созвездии Персея.

Среди ближайших к Солнцу звезд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Проксима Центавра является тройной звездой, состоящей из желтого, оранжевого и красного компонентов с разными температурами поверхности.

Рис.23/6. Схематическое изображение компонентов тройной звезды α Центавра

Специальные наблюдения двойных и кратных звезд ведутся уже более 150 лет. Двойные и кратные звезды очень часто состоят из компонентов разных типов, например, звезда – белый гигант может комбинироваться с красным карликом, а желтая звезда средней светимости с красным гигантом.

Рис.23/7. Тройная звезда в созвездии Эридан. (Снимок телескопа «Хаббл»)

Более крупными коллективными членами Галактики являются рассеянные звездные скопления, содержащие от нескольких десятков до двух тысяч звезд. Наиболее известным рассеянным скоплением являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным глазом в средних широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом.

Рис.23/8. Местоположение Плеяд на небе.

Это кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдателя. При отличном зрении можно насчитать 7 звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Плеяды содержат более сотни звезд, а также газовые туманности.

Рис.23/9. Фотография рассеянного звездного скопления Плеяды в созвездии Тельца.

Еще более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые звездные скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие иногда более миллиона звезд. Внешне эти скопления имеют правильную форму, создавая впечатление достигнутого системой покоя и равновесия.

Рис.23/10. Шаровое звездное скопление М13в созвездии Геркулеса.

В настоящее время открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав Галактики.

Академик В.А. Амбарцумян в 50-х годах XXвека обнаружил, что наиболее горячие звезды-гиганты расположены на небе как бы отдельными гнездами. Обычно в таком «гнезде» два-три десятка звезд – горячих гигантов спектральных классов О и В0, В1, В2. Он назвал такое явление ОВ-ассоциации.

Рис.23/11. Звездная ОВ-ассоциация в созвездии Лисички. Фото инфракрасного орбитального телескопа «Гершель», 2013 год.

Ассоциация, как правило, занимает большой объем, размером в несколько десятков парсек, в котором кроме гигантов есть в большом количестве и обычные звезды-карлики и звезды средней светимости.

Расчеты соотношения общей массы ассоциации и скоростей движения звезд-гигантов показали, что ассоциации такого рода являются очень молодыми формированиями, и сами гиганты в таких ассоциациях недавно сформировались как звезды, и не успели еще покинуть ассоциацию. Первый список О-ассоциаций был составлен еще в 1952 году, и содержал 25 обнаруженных ассоциаций. В 1958 году в списке значилось уже 82 О-ассоциации. Общее число таких ассоциаций в Галактике можно примерно оценить в 2700. Все они лежат около главной плоскости Галактики.

Именно открытие звездных ассоциаций привело Амбарцумяна к утверждению, которое стало впоследствии общепринятым, что наряду со старыми есть и молодые, и очень молодые звезды, что звездообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается до сих пор.

Рис.23/12. Звездная ассоциация «Колыбель» в созвездии Орла.

Глава 24. Эволюция звезд.

Изучая диаграмму Герцшпрунга – Рессела, можно видеть, что существует прямая зависимость между массой и возрастом звезды и местом нахождения ее на диаграмме. Иными словами, диаграмма отражает эволюцию, то есть, изменение состояния звезд с течением времени. Что же является определяющим фактором для эволюционных изменений звезды? Как выяснилось, направление эволюции звезд зависит от их массы.

Судьба звезды полностью зависит от ее исходной массы, — ядро звезды может закончить свою эволюцию как:

-белый карлик (маломассивные звезды);

-нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара;

-черная дыра, если масса звезды превышает предел Оппенгеймера — Волкова.

В двух последних ситуациях эволюция звезды завершается катастрофическим событием — вспышкой сверхновых.

Чем массивнее звезда, тем температура в ее недрах выше и быстрее «выгорает» водород, превращаясь в гелий. Голубые звезды, относящиеся к главной последовательности, «сжигают» водород за 10⁶—10⁷ лет, а такие, как Солнце, лишь за 10¹⁰ лет. Внутренней энергии Солнца хватит еще на миллиарды лет.

С выгоранием водорода в центре звезды ее эволюция ускоряется. Звезда как бы разбухает, превращаясь в красный гигант. В плотном и горячем ядре красных гигантов начинается реакция синтеза углерода из гелия. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекращается. Подавляющее большинство звезд, и Солнце в том числе, завершают свою эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится невидимым черным карликом.

Рис.24/1. Сравнительные размеры Земли и белого карлика Сириус В (малый спутник Сириуса).

При малой поверхности (и поэтому малом расходе энергии) белый карлик может светить очень долгое время. Белые карлики — звезды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик, берется обычно равным 1,44 солнечной массы), лишенные собственных источников термоядерной энергии, на поздних стадиях своей эволюции. Так происходит эволюция Солнца и звезд, масса которых не превышает его массу.

Рис.24/2. Белый карлик, окруженный диском из обломков в туманности Улитка.

После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных масс, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия растут температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжелые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.

То, что происходит далее, пока до конца не ясно, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной мощности. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвездное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «утилем» и, возможно, участвовать в образовании новых звезд, планет или спутников.

Рис.24/3. Красная звезда, считающаяся вспыхивающей.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Однако, существует сценарий взрыва сверхновой, обусловленный пределом Чандрасекара – взрыв белого карлика, являющегося одним из компонентов тесных двойных систем.

Рис.24/4. Тесная двойная система звезд.

В таких системах начинается аккреция – перетягивание вещества от более легкого на более массивный компонент, при этом масса белого карлика увеличивается, и, когда предел Чандрасекара оказывается превышен, происходит взрыв.

Рис.24/5. Аккреция вещества звезды-компаньона на белый карлик.

Такой механизм получил обозначение IA. Поиск подобных сверхновых звезд сегодня является одним из важнейших направлений астрономических наблюдений, так как все белые карлики имеют практически одинаковую максимальную яркость в пике взрыва, что может служить надежным источником для определения расстояний до очень отдаленных космических объектов.

Рис.24/6. Взрывы сверхновых в отдаленных галактиках. (Материалы NASA, снимки телескопа «Хаббл»)

Вопросом также является, что же на самом деле остается от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и черные дыры.

Рис.24/7. Остатки сверхновой Тихо (1572 год), слева в рентгеновских лучах, справа – в оптических.

Нейтронные звезды — это конечная стадия эволюции звезд с массой не намного большей, чем у Солнца.

Рис.24/8. Остатки сверхновой RCW 103 с нейтронной звездой в центре.

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах крупной звезды заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов. Такие звезды, называемые нейтронными звездами, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды. Некоторые нейтронные звезды совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звездами.

Пульсар — космический источник радио- (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма- (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).

Рис.24/9. Импульсы пульсара.

Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звезды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения, что вызывает модуляцию приходящего на Землю излучения.

Плотность вещества пульсара оценивается в 10¹⁶ кг/м³, что сопоставимо с плотностью атомных ядер, при диаметре около 10-20 километров.

Первый пульсар был открыт в августе 1967 года Джоселин Белл, аспиранткой Энтони Хьюиша.

Рис.24/10. Джоселин Белл и Энтони Хьюиш.

Сначала Белл приняла зафиксированные радиоимпульсы за сигналы какой-то внеземной цивилизации, так как их частота и интенсивность были совершенно одинаковыми на протяжении долгих промежутков времени.

Рис.4/11. Лента с записью сигналов пульсара, полученная Джоселин Белл.

Однако, научный руководитель Джоселин, уже известный к тому времени английский физикЭнтони Хьюиш, подробно изучив полученные аспиранткой результаты, смог уверенно отождествить приходящий радиосигнал с астрономическим объектом. Этот объект получил название «PSR 1919+21», он находится в созвездии Лисички. За этот выдающийся результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию.

Рис.24/12. Пульсар PSR 1919+21 в созвездии Лисички.

До конца 1968 года различные обсерватории мира обнаружили еще 58 объектов, получивших название пульсаров, на 2008 год уже известно около 1790 радиопульсаров, ближайшие из них расположены на расстоянии около 0,12 килопарсек (около 390 световых лет) от Солнца.

Примером такого пульсара служит слабая звездочка в центре расширяющейся Крабовидной радиотуманности – остаток взрыва сверхновой звезды 1054 года.

Несколько позже были открыты источники периодического рентгеновского излучения, названные рентгеновскими пульсарами. Как и радио-, рентгеновские пульсары являются сильно намагниченными нейтронными звездами. В отличие от радиопульсаров, расходующих собственную энергию вращения на излучение, рентгеновские пульсары излучают за счет оттягивания на себя вещества звезды-соседа, который под действием пульсара постепенно превращается в белого карлика. Вследствие этого масса пульсара медленно растет, увеличивается его частота вращения, в то время, как радиопульсары, со временем, наоборот, замедляются. Обычный пульсар совершает оборот за время от нескольких секунд до нескольких десятых долей секунды, а рентгеновские пульсары делают сотни оборотов в секунду.

Рис.24/13. Пульсар PSRb1509-58.

Далеко не все звезды, пройдя фазу взрыва сверхновой, становятся нейтронными звездами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс такой звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока ее радиус не станет меньше радиуса Шварцшильда. После этого звезда становится черной дырой.

Черная дыра — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть ее не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий, а ее характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной черной дыры он равен радиусу Шварцшильда.

Рис.24/14. Горизонт событий черной дыры.

Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году.

Существование черных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать черную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовые эффекты, вероятно, позволяют этого избежать, например, в виде излучения Хокинга. Остается ряд открытых вопросов. В частности, до недавнего времени оставался без ответа главный из них: «А есть ли черные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект — это черная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий.

Рис.24/15. Масштаб предполагаемых размеров черной дыры и других известных космических объектов.

Сделать это путем прямых оптических наблюдений невозможно, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить свойства пространства вблизи объекта по движению высокотемпературного газа, а также зафиксировать быструю, миллисекундную для черных дыр, переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать, что наблюдаемый объект есть черная дыра.

Рис.24/16. Галактика М87, в центре которой, по предположениям астрономов, находится черная дыра. Видна яркая струя сильно разогретого газа.

В настоящее время черные дыры доступны только для косвенных наблюдений.

Так, наблюдая светимость ядер активных галактик, можно оценить массу объекта, на который происходит аккреция, то есть, оттягивание вещества от окружающих космических объектов на себя Также массу объекта можно оценить по кривой вращения галактики или по частоте обращения близких к объекту звезд. Еще один вариант — это наблюдение профиля линий излучения газа из центральной области активных галактик, позволяющее определить скорости его вращения, которые достигают десятков тысяч километров в секунду.

Рис.24/17. Галактика NGC 4889, в центре которой, по предположениям астрономов, находится черная дыра.

Для многих галактик масса центра оказывается слишком большой для любого объекта, кроме сверхмассивной черной дыры. Есть объекты с явной аккрецией вещества на них, но при этом не наблюдается специфического излучения, вызванного ударной волной. Из этого можно сделать вывод, что аккреция не останавливается твердой поверхностью звезды, а просто уходит в области очень большого гравитационного красного смещения, где согласно современным представлениям и данным (2009 год) никакой стационарный объект, кроме черной дыры, невозможен.

Рис.24/18. Предполагаемая блуждающая черная дыра.

На этом композитном фото (фон — это фото «Хаббла» в видимом цвете) изображена линзовидная галактика GJ1417+52. Она находится на расстоянии 4,5 миллиардов световых лет от Млечного Пути. Во время наблюдений за галактикойGJ1417+52, космические обсерватории «Чандра» и XMM-«Ньютон» обнаружили сверх-яркий рентгеновский источник (он получил обозначение XJ1417+52), расположенный на окраине Галактики. Согласно оценкам, его масса составляет около 100 тысяч солнечных — то есть, он может являться черной дырой средней массы. Зафиксированное рентгеновское излучение испускается окружающим дыру веществом.

Рис.24/18. Предполагаемая структура черной дыры и окружающего пространства.

Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются конечными стадиями эволюции звезд различной массы. Из вещества, которое выброшено звездами, в последующем могут образовываться звезды нового поколения. В целом процесс формирования и развития звезд, как можно думать по имеющимся наблюдениям, идет во Вселенной практически постоянно.