VIVOS VOCO: Сурдин В.Г., "Происхождение двойных звезд"

Происхождение двойных звезд

В.Г.Сурдин

Владимир Георгиевич Сурдин, кандидат физико-математических наук,
старший научный сотрудник Государственного астрономического института им.П.К.Штернберга.

В мире звезд царствует гравитация. И если внутри нормальной звезды силе тяжести способно противостоять давление обычного газа, а в недрах белого карлика или нейтронной звезды - давление вырожденного вещества, то вне поверхности небесного тела у гравитации - соперников нет. Устоять перед взаимным притяжением своих частей космическая система может лишь в том случае, если ее компоненты непрерывно движутся вокруг центра масс. Поэтому неудивительно, что космические тела вальсируют на орбитах: спутники вокруг планет, планеты вокруг звезд, звезды вокруг центра Галактики, а сами галактики вокруг центра скопления галактик.

Обращение двух тел вокруг центра масс происходит абсолютно устойчиво, если не принимать во внимание их медленное сближение из-за излучения гравитационных волн. Но движение трех и более тел в общем случае неустойчиво: такие кратные системы обычно распадаются. Правда, у природы есть возможность стабилизировать кратные системы на длительное время, например, если одно из тел значительно массивнее остальных (Солнце + планеты) или если их взаимные расстояния существенно различаются (Солнце + [Земля + Луна]).

Учитывая всеобщий характер вращения, стоит ли удивляться, что большинство звезд образуют пары и даже кратные системы, хотя последних не так много. Поговорим о двойных звездах - наиболее простых и устойчивых звездных системах, эволюция которых представляет для астрофизики большой интерес, а происхождение не понято до сих пор.

Двойняшки в небесах

Наблюдая небо в телескоп, легко заметить группы взаимно близких звезд. Однако не все их члены располагаются в пространстве рядом. Двойной звездой астрономы называют любые две звезды, видимые близко друг от друга, но отдельно от других. Если исследование покажет, что эти светила видны рядом лишь в результате случайной проекции, такую парочку назовут оптической двойной. Если же выяснится, что они действительно расположены по соседству и связаны между собой тяготением, то это уже физическая двойная звезда, или двойная система. Их подразделяют на типы: у визуальных двойных оба компонента видны по отдельности; спектральные двойные обнаруживают по периодическому доплеровскому смещению линий в их спектре. Если Земля лежит в плоскости орбиты двойной звезды, то ее компоненты периодически затмевают друг друга, такие системы называют затменными двойными.

С эволюционной точки зрения двойные звезды делят на тесные и широкие. Тесными двойными называют системы, в которых компоненты на некотором этапе жизни способны обмениваться веществом. А у широких двойных расстояние между компонентами так велико, что они не оказывают друг на друга иного влияния, кроме гравитационного. Диапазон взаимных расстояний у двойных звезд огромен: от 10¹⁰ м у самых тесных до 10¹⁶ м у самых широких. Ясно, что к формированию столь непохожих систем причастны разные физические механизмы. Понять их было бы любопытно.

Жизнь двойной звезды в сравнении с одиночной настолько богаче событиями, насколько семейная жизнь полнее одиночества. Только взаимодействие звезд раскрывает их истинные качества: изучая двойные системы, мы имеем уникальную возможность определять массы и размеры звезд, их эволюционный статус [1, 2] и даже физическую природу, например, обнаруживать среди них белые карлики и черные дыры [3, 4].

Жизнь двойных систем не ограничивается взаимным влиянием светил: в звездных скоплениях и ядрах галактик двойные звезды активно взаимодействуют с соседями и заметно влияют на их эволюцию [5]. От наличия или отсутствия двойных систем зависит судьба шаровых звездных скоплений [6, 7]. Понять, какие процессы приводят к рождению двойных звезд, означает высветить еще одну грань великой космической драмы.

Найти и изучить

Для доказательства физической связи двух звезд достаточно заметить их орбитальное движение. Но на гигантских межзвездных расстояниях сделать это нелегко. При наблюдении сквозь земную атмосферу увидеть звезды по отдельности удается лишь в том случае, если они разделены углом не менее 0.2ўў. То есть при расстоянии до визуально-двойной звезды в 10 парсек (1 пк = 3.0857·10¹⁶ м) ее компоненты должны отстоять друг от друга не менее чем на одну астрономическую единицу (1 а.е. = 1.5·10¹¹ м, расстояние от Земли до Солнца), а их орбитальный период будет измеряться годами. В действительности у большинства изученных визуально-двойных орбитальные периоды составляют десятки и сотни лет.

Честь открытия физических двойных звезд в конце XVIII в. принадлежит В.Гершелю (1738—1822). За прошедшие 200 лет обнаружено и частично изучено около 80 тыс. визуально-двойных звезд, причем вся эта кропотливая работа проделана усилиями всего нескольких астрономов, энтузиазм которых порой граничит с фанатизмом [8]. Значительный прогресс в изучении тесных двойных, обладающих высокими орбитальными скоростями, дало применение спектроскопа: в 1889 г. открыли первую спектрально-двойную звезду (система Мицар-А в Большой Медведице), к середине XX в. их было известно около 1500, а сейчас -более 3000.

Такой массив данных позволяет изучать статистические характеристики двойных звезд. Важнейшая из них - доля двойных и кратных звезд в Галактике. Обычно ее характеризуют степенью двойственности/кратности. Но следует иметь в виду, что существует несколько различных определений этой величины. Чаще всего используются следующие два:

1)отношение числа двойных/кратных систем к полному числу систем, считая и каждую одиночную звезду самостоятельной системой. Например, ансамбль из одиночной и двойной имеет степень двойственности 1/2, а из одиночной, двойной и тройной -степень кратности 2/3;
2)отношение числа компонентов всех сложных систем к полному числу звезд. В этом случае ансамбль из одиночной и двойной имеет степень двойственности 2/3, а из одиночной, двойной и тройной - степень кратности 5/6.

Ни одно из этих определений не дает полного представления о распределении звезд по системам различной кратности. Исчерпывающую информацию содержит степень i-кратности (P_i): если число звездных систем, включающих по i звезд, равно S_i, то P_i = iS_i / SiS_i

Так, система из одиночной, двойной и тройной имеет степень двойственности P₂ = 1/3 и степень тройственности P₃ = 1/2. Исследования показывают, что в диске Галактики при возрастании кратности на единицу число систем уменьшается примерно в 4 раза: S_i/S_i+1 ~4. При сохранении этой пропорции можно было бы ожидать весьма сложных систем, но пока не найдено ни одной устойчивой системы, содержащей более шести звезд (рис.1).

Рис.1. Строение 6-кратной звездной системы Кастор (Альфа Близнецов). Указано наблюдаемое угловое расстояние между компонентами.

Наши исследования показали, что причина этого может быть в различии фрактальных свойств иерархических кратных звезд и их родительских межзвездных облаков [9]. Число одиночных звезд в диске Галактики не превосходит числа систем. Значит, одиночных - не более 30%, а остальные -члены систем, в основном двойных.

Как они возникают?

До середины XX в. формирование двойных звезд астрономы объясняли с помощью теории деления быстро вращающихся жидких тел, созданной А.Пуанкаре (1854—1912) и Дж.Дарвином (1845—1912) и обобщенной для газообразных тел Дж.Джинсом (1877—1946). Форму сжимающейся протозвезды в рамках этой теории описывает последовательность фигур равновесия самогравитирующих тел (рис.2). У тела массы M, сжимающегося с сохранением момента импульса J, в результате роста плотности r увеличивается безразмерный угловой момент: j = (Jr^1/6) / (2M^5/3ЦpG).

Рис.2. Последовательности фигур равновесия самогравитирующих вращающихся тел. Сплошные линии - несжимаемые (жидкие) тела. Пунктир - сжимаемые (газообразные) тела. Ось вращения везде расположена вертикально. На правой и левой панелях показаны соответствующие эволюционные этапы сжатия жидких и газовых тел (время увеличивается сверху вниз).

На начальном этапе сжатия при небольшом отличии формы тела от сферы это приводит к росту угловой скорости W и ее безразмерного аналога w = W / Ц4pGr.

На рис.2 это соответствует движению вдоль последовательности равновесных фигур. При этом жидкое тело принимает форму все более сжатой фигуры, называемой эллипсоидом (или сфероидом) К.Маклорена (1698—1746). С ростом степени сжатия фигуры ее безразмерная угловая скорость возрастает, но, достигнув предела (w² = 0.11), начинает уменьшаться, хотя фигура становится все более сжатой и похожей на тонкий диск *.

* О форме звезд см.: Сурдин В.Г. Самая сплюснутая звезда // Природа. 2004. №1. С.82.

Эту идеальную картину может нарушить небольшое возмущение формы эллипсоида. На линии равновесных фигур Маклорена есть несколько точек бифуркации. В каждой из них эволюция формы сжимающейся фигуры может пойти по одному из двух путей. В результате небольших радиальных колебаний диск может превратиться в кольцо. А если при сжатии тело потеряет осевую симметрию, например, под влиянием притяжения своего спутника, то оно может стать вытянутым (трехосным) эллипсоидом К.Якоби (1804—1851) и продолжать эволюцию вдоль новой последовательности фигур равновесия, приводящей к сигарообразной форме, в пределе -к тонкой вытянутой спице.

Как показал Пуанкаре, последовательность фигур Якоби тоже имеет точку бифуркации: сжимающаяся фигура может принять форму куриного яйца (по традиции такие фигуры называют грушевидными), а также форму гантели, переходящей в песочные часы. Возможны и более сложные фигуры. Заключительный шаг в их эволюции -разрыв на две или три части, т.е. формирование двойной или кратной звезды (рис.2).

Разумеется, реальная сжимающаяся протозвезда далека по своим свойствам от “твердотельно” вращающегося однородного жидкого тела. В ее недрах существуют гигантские перепады плотности и мощные потоки вещества, на нее действует давление газа и магнитного поля. Поэтому следующим шагом от жидких моделей к реальности стали сжимаемые модели Джинса, одна из которых показана пунктиром на рис.2. Достигнув верхней точки кривой, модель теряет устойчивость, с ее экватора под действием центробежной силы начинает истекать вещество, формируя вокруг звезды диск. Здесь не происходит деления тела на несколько частей, как у жидкой модели. Но в результате гравитационной неустойчивости в диске может сформироваться одно или несколько тел - спутников центрального светила, т.е. планет или компонентов сложной звезды.

Таков был взгляд на формирование двойных звезд в середине XX в. Затем были развиты новые подходы, основанные на теории гравитационной фрагментации. При этом принимались во внимание исходная турбулентность межзвездного вещества и взаимодействие образовавшихся в нем фрагментов-протозвезд друг с другом. Измерение вращения и движения звезд в двойных системах привело к предположению о вихревых потоках в протозвездной среде. Первым на это указал К.Вейцзеккер в конце 1940-х, подчеркнувший, что турбулентность играет основную роль при формировании протозвезд.

Астрофизики поняли, что большой момент импульса, присущий галактическому газу, мешает формированию одиночных и тесных двойных звезд [10]. При исходной плотности газа порядка 10–24 г/см³ звезда образуется из облака размером около 3 пк. Учитывая, что угловая скорость вращения Галактики близка к 0.02 км/(с·пк), а сжимаясь в звезду, облако уменьшает свой размер в ~10⁸ раз (3 пк/R_¤), видим: при сохранении момента скорость вращения поверхности звезды должна была бы возрасти до 6·10⁶ км/с. Но такой величины быть не может, поскольку она превышает скорость света.

Как заставить протозвезду потерять исходный момент импульса? Расчеты показали, что вязкость разреженного межзвездного газа не в состоянии затормозить вращение облака. Из всех механизмов лишь магнитное торможение, предложенное в 1942 г. Х.Альвеном (1908—1995), может играть заметную роль: силовые магнитные линии связывают уплотняющееся и поэтому раскручивающееся ядро облака с его медленно вращающейся периферией и отводят наружу угловой момент. Сначала в отношении этого механизма были сомнения: считалось, что в холодном облаке электрическая проводимость низка и магнитное поле быстро затухает. Но позже выяснилось: под действием высокоэнергичных частиц космических лучей проводимость холодного газа сохраняется достаточно высокой и магнитное торможение действительно играет важную роль при сжатии протозвезд.

Рождение из облака

Наблюдения показали, что доля двойных среди новорожденных светил почти такая же, как и среди старых. Следовательно, большинство двойных звезд образуется еще на протозвездной стадии, при сжатии межзвездных облаков. Изучить детали этого процесса в природе пока не удается, поскольку протекает он очень медленно. Получив возможность численного моделирования, астрофизики занялись расчетом сценариев формирования двойных звезд.

Одномерное моделирование коллапса протозвезды позволило изучить сжатие сферически симметричного облака. Двумерные модели дали возможность учесть вращение, но лишь при осевой симметрии, а если требуется исследовать деление вращающегося облака на части (рождение двойной звезды), то не избежать трехмерного газодинамического расчета, для которого нужны очень мощные компьютеры, появившиеся лишь в последние годы.

Трехмерные модели показали совсем иную картину фрагментации протозвезды, чем предполагалось в ранних аналитических теориях, развитых в 1950—1960-е годы Ф.Хойлом (1915—2001) и другими исследователями. Их взгляды были навеяны изучением неустойчивости вращающихся жидких тел, процесс фрагментации которых носит пороговый характер (точки бифуркации на рис.2). Считалось, что при достижении некоторых критических значений плотности, температуры или скорости вращения облако с некоторой вероятностью делится пополам, а затем его фрагменты делятся еще раз пополам, затем -еще раз…

Но компьютерные модели показали: фрагментация сначала затрагивает лишь небольшую центральную часть облака, там образуются ядра, и только после этого происходит аккреция на них внешних слоев. В качестве примера рассмотрим модель американского астрофизика А.Босса. На рис.3 показано развитие модели с начальной массой в одну массу Солнца (1 M_¤ = = 2·10³⁰ кг), температурой T = 10 K и радиусом R = 0.016 пк. На сферическое облако (рис.3,а) наложено слабое азимутальное возмущение плотности, которое деформирует облако и в дальнейшем приводит к первой фрагментации (рис.3,в).

Рис.3. Трехмерная модель коллапса и фрагментации вращающегося межзвездного облака. Показаны эквиденситы (линии равной плотности) в сечении экваториальной плоскостью. Моменты времени для рис.а, б, в, г соответственно равны 0.35, 1.38, 1.42 и 1.44 t_ff, где начальное время свободного падения t_ff = 1.6·10⁴ лет. Радиусы изображенныхобластей (50, 7, 2 и 2)·10¹⁵ см. Центральная плотность от рис.а к рис.г возрастает в 100 тыс. раз.

Самое интересное в этой модели -вторичная фрагментация (рис.3,г), создающая иерархическую систему из четырех протозвездных зародышей с массой каждого около 0.01 M_¤. Расстояние между зародышами в каждой паре почти в 6 раз меньше, чем между самими парами. Этого достаточно для длительного существования иерархической звездной системы. Но в этой модели осталось неизвестным, как изменится геометрия системы к моменту окончания аккреции протяженной оболочки на маломассивные протозвездные зародыши. Во всяком случае, модель Босса подтвердила интуитивное представление о том, что азимутальная неустойчивость приводит к фрагментации облака и способна породить двойную и даже кратную иерархическую звездную систему.

Численные модели показали пути формирования двойных и кратных звезд. Оказалось, что вариация начальных условий приводит облако к одному из четырех типов коллапса:

1) распад на двойную систему, окруженную общим диском;
2) сжатие в диск и его распад на многокомпонентную систему;
3) сжатие в бар (сильно вытянутый эллипсоид) и его распад на кратную, вполне симметричную систему;
4) сжатие в бар и его распад на массивную часть и отходящий от нее спиральный рукав, который затем распадается на множество мелких объектов.

При этом взаимодействие фрагментов с окружающим их диском может сильно затормозить орбитальное движение фрагментов и вызвать их слияние в одиночную звезду. Если же они не сливаются и образуют кратные системы, орбиты компонентов часто получаются некомпланарными, что действительно наблюдается у кратных звезд.

Жизнь в коллективе

Большинство звезд формируется в плотных межзвездных облаках. В 1990-х годах инфракрасные телескопы позволили обнаружить скопления формирующихся звезд чрезвычайно высокой плотности -до миллиона звезд в кубическом парсеке. Ясно, что в таких системах даже за короткое время их эволюции (~10⁷ лет) звезды имеют шанс сблизиться и повлиять друг на друга. В частности, это может быть одним из путей формирования двойных систем. Поэтому началось изучение процессов при сближении звезд и связанных с этим механизмов их взаимного захвата.

Чтобы из двух отдельных звезд сформировалась связанная двойная система, необходим механизм удаления энергии. Он может быть связан с третьей звездой, способной унести энергию в кинетической форме. В результате сближения три звезды либо разлетятся, либо две из них образуют двойную, а одиночная звезда стремительно покинет ее окрестности, унося избыток энергии (рис.4). Энергия также может рассеяться при взаимодействии звезд с околозвездным веществом и в результате неупругих колебаний самих звезд, возбужденных приливным взаимодействием.

Рис.4. Тройное сближение с образованием двойной системы.

После тесного сближения в районе начала координат, совпадающего с центром масс, звезды 1 и 2 образуют связанную пару, а звезда 3 быстро удаляется от них.

Тройные сближения чаще приводят к формированию широких двойных систем, чем тесных двойных, поскольку вероятность тесного сближения мала. При последующих встречах широкой пары с одиночными звездами двойная система, как правило, распадается. Лишь незначительная часть широких пар при случайных встречах с третьей звездой уплотняется, после чего ее шанс выжить значительно возрастает. По результатам множества численных экспериментов была найдена вероятность формирования устойчивых двойных звезд в ходе тройных сближений. Оказалось, что этот механизм не очень эффективен: он может играть роль лишь в самых плотных звездных скоплениях (рис.5) и в ядре Галактики.

Рис.5. Плотное звездное скопление Мессье 55.

В момент тесного сближения звёзды из-за приливного эффекта деформируют друг друга, затрачивая на это часть энергии движения. После пролета энергия деформации рассеивается в виде колебаний звезд, превращается в тепло и уносится излучением. Поэтому приливное взаимодействие двух звезд может приводить к их объединению (рис.6).

Рис.6. Приливный захват и образование двойной системы.

Для простоты одну из звезд считаем неподвижной и недеформируемой. Если вторая звезда также не изменяет свою сферическую форму, то ее пролет мимо первой звезды (случай a) с сохранением энергии движения заканчивается удалением по симметричной гиперболической орбите. Если же форма звезды в результате приливного эффекта искажается (случай б), то взаимодействие звезд заканчивается захватом.

Поскольку приливный захват происходит только при крайне тесном сближении звезд, образующиеся двойные оказываются очень компактными, в дальнейшем они практически не разрушаются при сближениях с другими звездами. Частота формирования двойных звезд вследствие приливного захвата значительна в областях звездообразования. Причина не только в высокой плотности вещества и, как следствие, - в частых парных сближениях звезд, но и в их большом размере, который сохраняется на протозвездной стадии сжатия.

В последнее время выяснилось, что формирующиеся и молодые звезды умеренной массы чаще всего окружены околозвездными дисками - остатками протозвездного вещества, в дальнейшем частично идущего на формирование планет. В плотных скоплениях молодые звезды могут взаимодействовать с дисками соседних звезд, теряя при этом свою энергию и объединяясь в пары.

Разумеется, далеко не всегда пролет близ звезды с диском (или даже сквозь диск) заканчивается образованием двойной звезды. Но память об этом событии остается: например, происходящий при сближении звезд приливный удар может заметно наклонить ось вращения диска к оси вращения его центральной звезды. Возможно, есть такой пример в Солнечной системе: экваториальная плоскость Солнца наклонена на 7° к плоскости эклиптики, в которой лежат орбиты планет.

А дальше…

Подходы к проблеме формирования двойных звезд уже видны, хотя стройной картины этого важного космогонического процесса пока нет. Новые численные модели дают нам интересные и часто неожиданные результаты. Разнообразие теоретических прогнозов столь велико, что без надежных наблюдательных данных двигаться дальше невозможно.

К счастью, для изучения новорожденных звезд появились новые мощные приборы, обладающие высоким угловым и частотным разрешением в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах, т.е. там, где формирующиеся звезды полупрозрачны. Приемниками близкого и среднего ИК-диапазона, способными работать в режиме интерферометра, оснащаются сейчас крупнейшие многоапертурные телескопы мира: система из четырех 8.2-метровых телескопов VLT Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, двойной 10-метровый телескоп Кека на Гавайях и др. Уже сейчас в диапазоне излучения 10 мкм они дают угловое разрешение 0.01ўў, что позволяет изучать в ближайших областях звездообразования структуру протозвезд в масштабе одной астрономической единицы.

Фантастические перспективы откроются с введением в строй крупнейшего в мире радиотелескопа миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов ALMA (Atacama Large Millimeter Array - Атакамская большая составная антенна миллиметрового диапазона). Это совместный проект ESO и Национального научного фонда США. Новый радиотелескоп сооружается на высокогорном плато Чахнантор (Chajnantor) в северной чилийской пустыне Атакама на рекордной для астрономов высоте 5000 м. Его гигантская антенна будет состоять из 64 параболических концентраторов диаметром 12 м каждый, объединенных в единую систему с помощью оптоволоконной связи и суперкомпьютера. Эффективный диаметр этой составной антенны приблизится к 100 м, тогда как нынешние крупнейшие антенны миллиметрового диапазона имеют диаметры не более нескольких десятков метров. ALMA сможет получать изображения космических объектов в диапазоне 0.35—10 мм (т.е. в линиях излучения молекул и диапазоне излучения теплой пыли) с угловым разрешением до 0.00001ўў. Все это вселяет уверенность в быстром прогрессе наших представлений о формировании звезд. Вероятно, в ближайшие годы мы просто увидим, что именно происходит.

Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект 03-02-16288),
ФЦНТП “Астрономия”
и фонда Президента поддержки ведущих научных школ (проект НШ.389.2003.2).

Литература

1. Бэттен А. Двойные и кратные звезды. М., 1976.

2. Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд. М., 1988.

3. Блинников С.И. Белые карлики. М., 1977.

4. Липунов В.М. В мире двойных звезд. М., 1986.

5. Сурдин В.Г. Где сталкиваются звезды? // В мире науки. 2003. №3.

6. Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990.

7. Сурдин В.Г. Динамика звездных систем. М., 2001.

8. Куто П. Наблюдения визуально-двойных звезд. М., 1981.

9. Сурдин В.Г. Фрактальные свойства идеальных иерархических звездных систем // Astronomical School’s Report. 2000. V.1. №2. P.106—110.

10. Сурдин В.Г. Рождение звезд. М., 1999.