Звездные пары
В обществах, счастливых по отношению к культуре, астрономия пользуется большим почетом.
С.В. Щербаков, председатель Нижегородского кружка любителей физики и астрономии.
Член этого кружка К. Д. Покровский в далеком 1897 году создал атлас звездного неба («Путеводитель по небу»), который переиздавался затем много раз. Описывая двойные звезды, он восхищался их красотой: одна голубая, а другая розовая, или одна оранжевая, а другая зеленоватая.
Двойные звезды удивляли и более поздних исследователей. В таких системах по вращению вокруг общего центра масс можно оценить массы каждого из компонентов. Последующее исследование их спектров показало, что многие двойные звезды не подчиняются твердо установленному закону: чем больше масса, тем быстрее эволюционирует звезда. У одиночных звезд чем больше масса, тем выше температура и давление в ее ядре, тем активнее протекают термоядерные реакции, тем быстрее изменяются ее физические особенности, характерные для следующих этапов зволюции. Но у двойных звезд бывает наоборот.
Прична оказалась в том, что между близко расположенными компонентами происходит обмен вешеством. Такие пары называются Тесными двойными звездами. Обе звезды образовались в одно время, но массы их были разными, и сначала каждая эволюционировала самостоятельно, но затем, когда начался обмен веществом, их пути развития сильно усложнились. На их эволюцию влияет соотношения масс компонентов, до какой степени каждый из них успел проэволюционировать, периоды их орбитального и осевого вращения, напряженность магнитных полей, изменение расстояния между ними и т.д.
Перетекание масс начинается тогда, когда у одной из звезд в ядре замирают реакции превращения водорода в гелий, и в результате возникающей неустойчивости атмосфера расширяется, стремясь отделиться от ядра. Расширяясь, атмосфера заполняет окружающую эту звезду полость Роша – эквипотенциальную поверхность, содержащую внутреннюю точку Лагранжа.
Это точка, в которой силы притяжения обоих компонентов равны. Поэтому перетекание газа из одной полости Роша в другую, окружающую вторую звезду, происходит легко, без затраты энергии, так как точка Лагража – точка касания обеих полостей Роша.
Звездные пары очень разнообразны, здесь приведем только примеры тесных двойных звезд и их сложной и неспокойной эволюции.
Новые Каждая из звезд сначала развивались самостоятельно. У звезды большей массы уже произошли все термоядерные реакции, отлетела атмосфера и она превратилась в белый карлик, которому «светило» только остывание.
Звезда меньшей массы дошла до такой стадии, когда в ядре водород превратился в гелий, а более холодная красная атмосфера с еще не выгоревшим водородом раздулась, заполнила полость Роша и стала перетекать на белый карлик.
У него появилась новая все увеличивающаяся атмосфера, яркость росла. Поверхность белого карлика – оголенного ядра большей звезды – очень горячая, а водород – прекрасное горючее. В слое, где атмосфера соприкасалась с ядром, поднялась температура и давление настолько, что включились термоядерные реакции. Атмосфера стала быстро разогреваться и расширяться. Светимость звезды увеличилась почти в миллионы раз!
Нижние, примыкающие к ядру слои атмосферы, расширяясь с большей скоростью, подгоняли внешние. Атмосфера превратилась в кольцевую туманность, затем распалась на отдельные сгустки и рассеялась в межзвездном пространстве.
Взорвалась не вся звезда, как это происходит у сверхновых, а только податмосферный слой. Сам белый карлик остался невредимым. Поэтому такой процесс повторяется снова и снова. У Новых между взрывами проходят тысячи лет. Чем чаще у Новых происходят взрывы, тем они слабее. Даже есть класс новоподобных звезд, у которых взрывы повторяются всего через десятки лет.
Обо всех этих событиях астрофизии узнают, изучая спектры. До наступления максимума блеска Новой ее спектр такой же, как спектр атмосферы обычных звезд – непрерывный с линиями поглощения, но отличается сильным смещением линий в коротковолновую сторону, что говорит о быстром расширении атмосферы.
Интересно, что появляется еше набор почти таких же линий, но с большим смещением. Это внутренние слои обгоняют наружные. В максимуме блеска видны линии излучения более тяжелых, чем водород, ионизированных элементов. Это означает, что через расширившуюся атмосферу просвечивает поверхность горячего ядра.
Затем линии поглощения атмосферы ослабевают, а появляются линии излучения, характерные для туманностей, но ослабевают и они: туманность рассеивается.
Так называемые, Поздние тесные двойные в конце сложной эволюции превращаются в сверхплотные тела (белые карлики, нейтронные звезды или черные дары). Изучение таких звезд представляет особый интерес для современных ученых, не только астрофизиков.
Рассмотрим один из осуществляющихся сценариев. Пара состоит из звезды большей массы (Б) и звезды меньшей массы (М). Обе – обычные звезды, в ядрах которых происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Звезда Б эволюционирует быстрее, поэтому ее ядро превращается в гелиевое, а атмосфера расширяется и заполняет полость Роша звезды Б.
На звезду М перетекает примерно 70 процентов массы звезды Б, поэтому М превращается в горячего сверхгиганта.
Потеряв столько массы, Б становится звездой типа Вольфа-Райе. Спектр таких звезд выглядит очень странным. Широкие полосы излучения высоких потенциалов возбуждения - результат того, что с поверхности горячего ядра с огромной скоростью вырываются потоки ионизированных газов: кислорода, азота, углерода. И в то же время в спектре есть признаки холодного газа поверхностных слоев раздувшейся атмосферы.
Если Б достаточно большой массы, то в ее гелиевом ядре продолжаются термоядерные реакции с образованием всех более тяжелых химических элементов вплоть до железа. Дальше – Б взрывается как сверхновая довольно малой светимости, ведь она – звезда без атмосферы, но все же, как и у всех сверхновых, остается нейтронная звезда или черная дыра.
Звезда М тем временем расширилась и заполнила свою полость Роша, ее атмосфера стала перетекать на маленький быстро вращающийся компактый объект, оставшийся после взрыва сверхновой.
Падая, как в воронку, и образуя аккреционный диск, вещество звезды от трения разогревается до такой степени, что объект Б превращается в яркий рентгеноский источник, рентгеновский пульсар, радиопульсар или черную дыру. Из пульсаров, в которых напряженность магнитных полей достигает (10^12) Гс, вырываются джеты со скоростями, близкими к скорости света. Рентгеновские источники наблюдаются только из космоса, а радиопульсары можно наблюдать и с Земли.
Теряя массу, объкт М может тоже превратиться в звезду типа Вольфа-Райе и повторить судьбу звезды Б. Одновременно двойная система теряет большую долю массы в виде газа – туманности, окутывающей обе звезды, а сами звезды, теряя массу и энергию, сближаются, стремясь упасть на центр масс. Периоды орбитального обращения измеряются всего часми и минутами. Падению препятствует увеличивающаяся орбитальная скорость.
Туманность постепенно рассеивается. Такая система, сочетающая нейтронные звезды и/или черные дыры представляет огромный интерес, в том числе как источник мощных гравитационных волн.
Гравитационные волны возникают при движении с изменяющимся ускорением тел любых масс (один из механизмов). Но в земных условиях возникающие гравитационные волны так слабы, что недоступны наблюдениям, поэтому исследователи обратились к космическим телам.
Достижение исключительной важности произошло, когда впервые на Земле были зафиксированы гравитационные волны. Источником оказалась двойная звезда, состоявшая из двух черных дыр. Их массы были 29 и 36 масс Солнца. Они быстро вращались вокруг общего центра масс. Теряя энергию на гравитационное излачение, они вращались все быстрее, приближаясь друг к другу.
Период обращения вокруг центра масс становился все короче, взаимодействие сильнее, амплитуда гравитационных волн все больше.
Резко поток гравитационных волн прекратился, так как оба тела слились в одно. Его масса составила всего 62 массы Солнца, а 3 массы Солнца превратились в энергию гравитационных волн.
Мощность потока гравитационных волн можно представить, зная, что волны распространяются во все стороны, а до нас дошел всего один «лучик». Со скоростью света он достиг Земли только через 1 300 000 000 лет. Правда, сигнал был уже очень слаб, и принять его стоило очень больших усилий.
И все же 14 сентября 2015 года два детектора американского комплекса LIGO независимо друг от друга зафиксировали этот сигнал.
Еще более слабый сигнал от другой пары объединившихся сверхплотых звезд был принят 26 декабря 2015 года.
Система LIGO совершенствуется, строятся новые приемники гравитационных волн в Китае, Европе и Японии - все только начинается.