Текст книги "Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной"

4.4. Двойные и кратные звезды. Аккреция

Исключая самые легкие, около половины звезд входит в физически (гравитационно) связанные кратные системы, в некоторых случаях они наблюдаются даже невооруженным глазом или в небольшой любительский телескоп. Однако две звезды, видимые рядом на небе, необязательно образуют пару: это может быть случайной проекцией. Для установления физической связи лучше всего обнаружить вращение вокруг общего центра масс (непосредственно по смещению звезд или по их скоростям, определяемым по спектру). Иногда (в первую очередь в очень широких парах с большими орбитальными периодами) это невозможно сделать (например, вплоть до 2016 г. продолжались споры о том, образует ли Проксима Центавра гравитационно-связанную тройную систему с двумя звездами альфы Центавра). Тогда факт связи можно установить или по одинаковому расстоянию, или по одинаковому собственному движению звезд (смещению на небе из-за их движения относительно Солнца).

Существуют не только двойные, но и тройные, а также системы из четырех, пяти и даже шести звезд, гравитационно связанные друг с другом. Более 10 % звезд (опять же, исключая самые легкие) входит в состав тройных или систем более высокой кратности. Однако в таких системах всегда реализуется иерархический принцип. Например, тройная система устойчива только в том случае, если две из трех звезд образуют тесную пару с расстоянием между ними существенно меньшим, чем расстояние до третьей звезды (например, как Проксима Центавра в системе альфы Центавра). Иными словами, звезда в каждый момент времени может иметь только одного близкого соседа, если система устойчива.

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.

Слияния двух нейтронных звезд приводят к появлению короткого гамма-всплеска. При этом также происходит выделение энергии и на более длинных волнах – вспыхивают так называемые килоновые. Кроме того, такие события важны с точки зрения синтеза ряда тяжелых элементов (например, золота), рождающихся в быстром (r-) процессе (см. раздел 5.2 «Химическая эволюция Вселенной. Звезды»). Наконец, слияния нейтронных звезд являются источниками гравитационных волн.

Слияния двойных нейтронных звезд и черных дыр сопровождаются мощным гравитационно-волновым всплеском.

Первый гравитационно-волновой всплеск был зарегистрирован установками LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, Лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория, см. раздел 13.9 «Детекторы гравитационных волн») осенью 2015 г., причиной события стало слияние двух черных дыр. Благодаря большой массе сливающихся объектов всплески можно обнаруживать на космологических расстояниях, превышающих миллиард световых лет. Для расчета темпа таких событий важно хорошо понимать эволюцию двойных звезд. Слияния нейтронных звезд происходят чаще слияний с участием черных дыр, зато бóльшая масса последних позволяет видеть такие события с бóльших расстояний. Сейчас данные с гравитационно-волновых детекторов позволяют уточнить картину эволюции двойных звезд.

4.5. Образование звезд. Три населения

Звезды образуются из облаков газа и пыли в процессе их сжатия. Соответственно, процесс звездообразования зависит от свойств газа: плотности, температуры, химического состава, турбулентности, магнитных полей и других параметров.

Процесс формирования первых звезд начался спустя десятки миллионов лет после начала расширения Вселенной, когда газ содержал очень малое количество элементов тяжелее гелия. Возникшие из этой среды звезды относят к населению III (иногда вместо термина «население» используют «популяция» или «поколение»). В настоящее время такие звезды с нулевым содержанием элементов тяжелее гелия не обнаружены ни в наших окрестностях, ни при наблюдениях далеких объектов в молодой Вселенной.

Первые звезды, возникшие из газа первичного состава, относят к населению III.

Следующий важный этап связан с началом формирования нашей Галактики, когда вещество уже было немного обогащено тяжелыми элементами благодаря взрывам первых массивных звезд. Первые пару миллиардов лет темп образования звезд в Галактике был очень велик. На ранних этапах формирования Галактики и возникла большая звездная популяция – население II, в основном звезды этой популяции находятся в гало и шаровых скоплениях, а также в балдже (см. раздел 8.1 «Структура Галактики»).

В Галактике выделяют два звездных населения: I и II. Звезды населения II бедны элементами тяжелее гелия, а звезды населения I имеют примерно солнечный состав. Кроме того, у них разные кинематические свойства.

Наконец, процесс звездообразования продолжился в диске Галактики, где идет и сейчас. Химический состав Галактики (газа и звезд в ней) меняется, но уже не слишком существенно, он примерно соответствует солнечному, и все звезды Галактики с таким составом относят к населению I. Населения I и II впервые были выделены в 1944 г. Вальтером Бааде (Walter Baade) по результатам сравнения звезд нашей Галактики со звездами туманности Андромеды (М31).

Процесс формирования звезд вызывает еще много вопросов, однако в общих чертах картина представляется ясной, особенно применительно к современному звездообразованию. Развитие наблюдательных возможностей позволяет видеть различные этапы образования звезд: начиная от появления уплотнений в молекулярных облаках и заканчивая молодыми объектами, выходящими на Главную последовательность и еще окруженными протопланетными или остаточными дисками.

Звезды рождаются в результате коллапса внутренних частей молекулярных облаков.

Молекулярные облака содержат практически весь молекулярный водород в Галактике. Их средняя плотность обычно составляет несколько сотен атомов водорода в кубическом сантиметре, а массы – от сотен до миллионов масс Солнца. Внутренняя структура облака довольно сложная: выделяют сгустки, в которых могут образовываться звезды, и протозвездные ядра, где этот процесс уже идет. В сгустках плотность составляет от тысячи до сотни тысяч атомов в кубическом сантиметре, а в протозвездных ядрах – превосходит сто тысяч атомов в кубическом сантиметре. Средняя температура в облаках 10–30 K, в сгустках она чуть меньше, а в протозвездных ядрах часто даже ниже 10 K. Типичные размеры облаков – несколько парсек, сгустков – менее 2 парсек, а размеры протозвездных ядер исчисляются уже десятками тысяч астрономических единиц.

В облаках существуют мощные турбулентные потоки и магнитные поля, обеспечивающие устойчивость облака. В процессе сжатия и под действием турбулентности возникают уплотнения, масса которых превосходит критическую (так называемую джинсовскую массу), и тогда начинается коллапс, приводящий к образованию звезд. Протозвезда аккрецирует газ, пока он не закончится или пока излучение звезды не начнет ионизировать, нагревать и отбрасывать газ. Если сжатие началось, то протозвезда формируется относительно быстро – за миллион лет (а массивные звезды даже быстрее).

Детальное рассмотрение условий сжатия газа под действием гравитации выполнил в 1902 г. Джеймс Джинс (James Jeans), в честь которого и были названы соответствующие критические величины – джинсовские масса и длина. Он показал, что для сгустка газа, находящегося в равновесии (как правило, его внутреннее давление уравновешивается давлением внешней среды и силой гравитации), существуют критическая масса и размер, при превышении которых начинается сжатие.

Есть простое объяснение этих критических условий: сила гравитации уравновешена градиентом давления, при росте массы (а значит, и размера) сила гравитации возрастает, в итоге она побеждает, и начинается сжатие. Более детальное объяснение заключается в рассмотрении характеристик противоборствующих процессов. В ходе сжатия сгустка силы гравитации растут, сгусток продолжает сжиматься, и у этого процесса есть характерные время и скорость – время и скорость свободного падения. Равновесие может быть восстановлено ростом давления, характерная скорость этого процесса равна скорости звука. Если время пересечения сгустка звуковой волной меньше времени свободного падения, равновесие будет восстановлено. Если же, наоборот, время свободного падения меньше – сжатие продолжится.

Коллапс большого сгустка газа сопровождается фрагментацией. Поэтому звезды обычно рождаются группами.

В реальности условия начала сжатия выглядят гораздо сложнее, поскольку необходимо учитывать сложную структуру сгустков, а также наличие турбулентности и магнитных полей. Оценки показывают, что в реальной межзвездной среде могут коллапсировать молекулярные облака в целом или их внутренние части, условия сжатия зависят от температуры и плотности. При сжатии газ может нагреваться, что ведет к росту давления, поэтому необходимо, чтобы он мог достаточно быстро остывать. В межзвездной среде это осуществляется излучением молекул и пыли. Если остывание достаточно эффективно, а среда сильно турбулентна, то в процессе коллапса сгустки будут фрагментироваться, в результате чего возникает множество протозвезд. Они продолжают аккрецировать газ (конкурируя за него), и в итоге возникает группа или скопление звезд.

Условия в молодой Вселенной, когда газ еще не был обогащен элементами тяжелее гелия, существенно отличались от современных: тогда еще не существовало основных молекул (СО и др.) и пыли, отвечающих за остывание сжимающегося облака посредством излучения. Поэтому основным охлаждающим агентом являлся молекулярный водород H₂. Поскольку эта молекула симметрична, она не является эффективным излучателем, и это осложняет образование первого поколения звезд.

Условия рождения звезд в молодой Вселенной отличались от современных.

В ранней Вселенной из-за существования и роста флуктуаций плотности возникают так называемые мини-гало, состоящие из темного вещества и водородно-гелиевого газа (см. главу 10 «Мир галактик», а также раздел 12.4 «Спектр первичных возмущений»). В достаточно массивных гало (около миллиона масс Солнца, большая часть массы определяется темным веществом) возникают условия для начала образования звезд. Детали этого процесса остаются пока неясными. Первые расчеты показывали, что в основном возникают очень массивные звезды (сотни масс Солнца) – часто одна на мини-гало. Они должны были довольно быстро завершать свою эволюцию, обогащая среду тяжелыми элементами и превращаясь в черные дыры с массами 100–200 солнечных. Однако последующее компьютерное моделирование показало, что в населении III могут возникать группы звезд, содержащие и достаточно легкие (с массой порядка солнечной) объекты. Некоторые из самых легких звезд популяции III могли дожить и до наших дней, хотя пока такие объекты не обнаружены.

Мы наблюдаем различные стадии формирования звезд, включая протозвездные ядра и сами протозвезды.

При примерно солнечном составе газа формирование звезды занимает от нескольких сотен тысяч (в случае массивных объектов) до нескольких десятков миллионов лет (для массы немного меньше солнечной). Пока вещество довольно прозрачно и поэтому может быстро остывать, выделившийся сгусток достаточно быстро сжимается от размеров порядка 0,1 парсека до сотни радиусов Солнца – возникает протозвезда. Она продолжает медленно сжиматься и аккрецировать газ (такие объекты наблюдаются как мощные инфракрасные источники). Наконец, температура в недрах вырастает до достаточно больших значений, чтобы начались термоядерные реакции превращения водорода в гелий. В этот момент звезда оказывается на Главной последовательности.

4.6. Смена термоядерных реакций

Эволюция звезды – это в первую очередь история термоядерных реакций в ее ядре. Жизнь звезды начинается со стадии ее формирования. Еще до попадания на Главную последовательность в ее недрах идут низкотемпературные термоядерные реакции – прежде всего горение дейтерия. Однако можно считать, что звезда окончательно сформировалась, когда начинается стабильный синтез гелия из водорода. У достаточно массивных звезд впоследствии могут начаться реакции синтеза других, более тяжелых элементов. Когда запасы какого-то элемента подходят к концу, реакции прекращаются, и звезда начинает сжиматься для сохранения гидростатического равновесия. Это приводит к повышению температуры и плотности в ее недрах, и, если они достигают необходимых критических значений, могут начаться реакции синтеза более тяжелых элементов.

В ходе эволюции звезды происходит смена термоядерных реакций в ее недрах.

Превращение водорода в гелий – это не одна реакция, а целая цепочка. Более того, существует два независимых канала синтеза гелия. Первый доминирует в маломассивных звездах (включая Солнце) и называется pp-цепочкой, поскольку все начинается взаимодействием двух протонов (этот канал синтеза был впервые рассмотрен Гансом Бете (Hans Bethe) в 1939 г.). Два протона, будучи положительно заряженными частицами, испытывают сильное кулоновское отталкивание. Поэтому для этой реакции (как и для многих других в термоядерном синтезе) необходимы не только высокая плотность и температура, но и такой квантовый эффект, как туннелирование, позволяющий частицам преодолеть кулоновский барьер (первым квантовое туннелирование рассмотрел Георгий Гамов в 1928 г. при разработке теории альфа-распада).

Два протона образуют изотоп ²₂He (дипротон), при этом выделяется энергия. Благодаря бета-распаду один из протонов превращается в нейтрон, испуская позитрон (который тут же аннигилирует) и электронное нейтрино. Получившийся дейтерий захватывает еще один протон, образуя гелий-3 (³₂He) с выделением энергии. Далее возможны три пути. Первый: гелий-3 взаимодействует с таким же ядром, образуя гелий-4 (⁴₂He) и два протона с выделением энергии. Два других пути идут через взаимодействие гелия-3 с гелием-4. Их итогом также становится синтез гелия-4, плюс по ходу реакций испускаются нейтрино и выделяется энергия.

Судьба звезды и запуск последующих реакций зависят от температуры в недрах, которая определяется массой звезды.

В более массивных звездах доминирует так называемый CNO-цикл (он имеет место и в Солнце, где отвечает менее чем за 2 % энерговыделения). В этом канале также есть несколько цепочек реакций. Особенностью этого цикла является то, что для протекания реакций необходимо присутствие ядер углерода, азота и кислорода, выступающих в роли катализатора (при этом азот и кислород создаются и исчезают в процессе цикла, см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»). Итогом реакций вновь является синтез гелия-4 из четырех протонов с выделением энергии и испусканием нейтрино. Впервые этот цикл был рассмотрен Карлом фон Вайцзеккером (Carl Friedrich von Weizsäcker) и Гансом Бете в 1938–1939 гг.

Когда водород в ядре звезды исчерпан, реакции прекращаются. Энерговыделение падает, и ядро начинает сжиматься, чтобы сохранить гидростатическое равновесие, и при этом нагревается. У звезд с массой менее половины солнечной нагрев ядра оказывается недостаточным для запуска следующей реакции – синтеза углерода. В этом случае плотность в ядре растет, пока газ не перейдет в вырожденное состояние – образуется гелиевый белый карлик. Однако, поскольку время эволюции столь маломассивных светил превышает современный возраст Вселенной, ни одна звезда еще не прошла этот путь до конца.

В звездах с массой менее половины солнечной реакции останавливаются после синтеза гелия.

У звезд тяжелее примерно половины массы Солнца иная судьба. При сжатии ядра температура в его внешних слоях может повыситься настолько, что начнет гореть сохранившийся снаружи ядра водород – возникает так называемый слоевой источник. Энерговыделение достаточно велико, поэтому внешняя оболочка расширяется. Температура поверхности падает, но полная светимость звезды возрастает: появляется красный гигант.

В звездах с массой от 0,5 до 8 масс Солнца реакции не идут дальше синтеза углерода и кислорода.

Рост температуры в ядре приведет к началу термоядерного горения гелия. Причем у звезд с массой менее 1,8 солнечной вещество в ядре успевает достичь вырожденного состояния, поэтому зажигание гелия носит характер вспышки[3]3
  Быстро возрастает темп горения гелия, однако резкого всплеска светимости звезды при этом не происходит.


[Закрыть]. Гелий превращается в углерод в так называемой 3-альфа реакции: две альфа-частицы (ядра гелия-4) образуют нестабильный 84Be, и, прежде чем он распадается, третья альфа-частица вступает в реакцию, формируя ядро углерода-12. Первая реакция идет с небольшой затратой энергии, зато вторая – с большим энерговыделением. Светимость звезды на этой стадии больше, чем на Главной последовательности, но сама стадия при этом короче.

Если температура в ядре достаточно высока (что зависит от массы звезды), то углерод может взаимодействовать с альфа-частицей, образуя кислород. По окончании горения гелия возникает углеродно-кислородное ядро. Оно также со временем начинает сжиматься, и при этом возможно появление слоевых источников двух типов: водородного (расположен выше) и гелиевого (ниже). На этой стадии звезда может стать красным сверхгигантом с радиусом до миллиарда километров. В конце концов, если масса звезды менее 8–10 солнечных, составляющая бóльшую часть массы звезды оболочка будет сброшена, и образуется углеродно-кислородный (CO-) белый карлик.

В звездах с массой более 8–10 солнечных температура в ядре может повыситься до значений, открывающих возможности для дальнейшего термоядерного синтеза – вплоть до элементов группы железа. Каждая последующая стадия горения короче предыдущей и требует более высокой температуры в недрах.

В ядрах тяжелых звезд синтез идет вплоть до образования элементов группы железа.

Все начинается со стадии горения углерода, когда два ядра этого элемента взаимодействуют, синтезируя неон, натрий и магний. Натрий в основном захватывает протон, превращаясь в неон и альфа-частицу. Поэтому основным продуктом горения углерода является неон (плюс небольшое количество магния). Существуют каналы образования белых карликов с кислородно-неоново-магниевым (O-Ne-Mg) составом. Для этого надо предотвратить дальнейшие реакции, что может быть достигнуто, например, сбросом внешних слоев при взрывном начале горения углерода в вырожденном веществе.

Отметим, что у звезды с массой в десятки солнечных нет стадии, аналогичной классическим красным гигантам, так как их оболочки быстро истекают из-за сильного звездного ветра. Поэтому их движения по диаграмме Герцшпрунга – Рассела носят в основном горизонтальный характер.

В ходе эволюции звезда перемещается по диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Ключевые точки связаны с выключением или включением различных термоядерных реакций.

Следующей является реакция горения неона, который превращается в магний, захватывая альфа-частицу. При температуре выше 2 млрд K начинается термоядерное горение кислорода. Самый важный канал такой реакции – превращение двух ядер этого элемента в кремний.

Наконец, при 5 млрд градусов идут реакции с участием кремния. Присоединяя к себе альфа-частицы (рождающиеся в процессе распада части кремния на магний и гелий-4 под воздействием фотонов высокой энергии), он последовательно дает серу, аргон, кальций и т. д. Эта цепочка заканчивается формированием железного ядра. После этого звезда, вероятнее всего, превращается в сверхновую.