Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

Выше были обрисованы основные тенденции эволюции звезд в тесных двойных системах. Впрочем, следует оговориться, что понятие «тесный» вовсе не означает «геометрическую» близость компонент. «Тесной» мы называем такую систему, у которой эволюционирующая компонента на какой-нибудь фазе заполнит свою полость Роша. Но мы уже видели, что на стадии C (см. рис. 14.1) это может произойти, когда расстояния между компонентами порядка астрономической единицы, а периоды обращения по орбитам исчисляются годами. Поэтому, с точки зрения звездной эволюции, большинство двойных систем являются «тесными». Существенно подчеркнуть, что рассматривавшаяся выше эволюция таких систем носит медленный, спокойный, отнюдь не катастрофический характер.

Между тем астрономам уже давно известны классы резко нестационарных звезд, которые всегда входят в состав двойных систем и не наблюдаются как «одиночники». Это новые и новоподобные звезды, а также вспыхивающие звезды типа U Близнецов. Двойные системы, куда входят эти странные объекты, отличаются рядом любопытных особенностей. Прежде всего они, как правило, обладают очень короткими периодами — обычно порядка нескольких часов. Обе компоненты — карликовые звезды, расположенные очень близко друг от друга. Часто спектр таких объектов довольно «поздний», класса К или М, на который накладываются широкие линии излучения, а также непрерывный спектр очень горячей компоненты. Все говорит о том, что «красная» компонента такой системы (карлик!) заполняет свою полость Роша и через «внутреннюю лагранжеву точку» теряет массу, которая перетекает на горячую компоненту двойной системы. Как и в случае «спокойной» эволюции в двойной системе, вокруг этой компоненты образуется быстро вращающийся, достаточно массивный газовый диск, который излучает эмиссионные линии. «Активной» компонентой в такой системе является компактная горячая звезда, окруженная указанным диском, на которую из последнего падает поток вещества. Похоже на то, что эта компонента уже прошла свою эволюцию и когда-то передала значительную часть своего вещества соседней звезде. А теперь «соседка» в порядке «взаимной любезности» «возвращает обратно» проэволюционировавшей звезде взятое у нее много миллионов лет назад вещество.

Отличительным свойством вспышек новых и новоподобных звезд является их повторяемость («рекуррентность»). Интервалы между вспышками у новоподобных звезд около 100 лет. Можно полагать, что у более интенсивно вспыхивавших новых эти интервалы исчисляются сроками порядка нескольких тысяч лет. Повторяемость вспышек новых следует хотя бы из того простого факта, что ежегодное их количество в Галактике порядка нескольких десятков. Следовательно, если бы не было повторяемости, за пару миллиардов лет в Галактике вспыхнули бы как новые все звезды — вывод явно абсурдный. Значит, существует некоторый класс звезд, которые многократно вспыхивают.

Вряд ли следует сомневаться в том, что проэволюционировавшая, горячая компактная звезда представляет собой объект, сходный с белым карликом и весьма бедный водородом (см. § 12). Между тем от заполняющей свою полость Роша красной компоненты на проэволюционировавшую звезду все время падает богатый водородом газ[ 34 ]. Газ этот, после того как он накопится в поверхностном слое горячей звезды в течение сотен и тысяч лет, может стать причиной теплового взрыва, носящего как бы «локальный» характер, т. е. не охватывающего всю структуру звезды как целого. При таком взрыве выбрасывается довольно значительное количество массы, порядка 10-4—10-5 массы Солнца, как это следует из спектральных наблюдений новых звезд. Заметим, что примерно такая же масса «перетечет» на горячую компактную звезду от соседней компоненты за время между двумя вспышками.

В этой чисто качественной картине вспышек новых звезд еще многое не ясно. Прежде всего — что это за ядерные реакции, «питаемые» накапливающимся в поверхностных слоях проэволюционировавшей звезды водородом? На сколько вспышек хватит «ресурсов» двойной системы? На что будет похожа такая система, когда фаза вспышки окончится? Все эти интересные вопросы пока еще только ждут ответа.

Звезды типа U Близнецов характеризуются значительно большей частотой повторяемости вспышек и их меньшей амплитудой (рис. 14.4). Так же как и новые звезды в периодах между вспышками, звезды этого типа — очень компактные горячие объекты низкой светимости.

Примечательно, однако, что при вспышках звезд типа U Близнецов не наблюдается никаких следов выброшенного газа. С другой стороны, в спектрах этих звезд, полученных в «спокойное» время между вспышками, так же как и у новых, наблюдаются линии излучения, указывающие на существование газового диска. Похоже, что механизм быстро чередующихся взрывов у звезд типа U Близнецов совсем не такой, как у новых. Эти звезды еще ждут своих исследователей — наблюдателей и теоретиков.

Таким образом, эволюция в тесных двойных системах может привести к рождению «сиамских близнецов», неких патологических «уродов», которые мы наблюдаем как новые звезды, звезды типа U Близнецов (сиамских?) и пр. В четвертой части этой книги будут обсуждаться еще более удивительные двойные системы. Сказанного достаточно, чтобы заключить, что двойственность звезды есть решающий фактор, определяющий ее эволюцию.

Вопрос о происхождении тесных двойных систем уже давно, еще в конце прошлого века, был предметом многочисленных дискуссий. Конкурировали две гипотезы: а) совместное образование обеих компонент системы из первичного газово-пылевого облака; б) деление одной, первоначально очень быстро вращающейся звезды на две части. Вторая теория, которой некогда придерживались многие выдающиеся математики и механики (например, Пуанкаре), носила довольно формальный характер и сталкивалась со значительными теоретическими трудностями. Поэтому в последние десятилетия практически все астрономы придерживались, казалось бы, вполне естественной гипотезы об одновременном образовании обеих компонент системы. Правда, при этом возникала классическая трудность — как избавиться от слишком быстрого осевого вращения образующихся из диффузной среды звезд? Ведь звезды с массой, меньшей чем у Солнца, согласно наблюдениям, вращаются очень медленно. Предлагалось несколько довольно остроумных гипотез объясняющих это обстоятельство, но ощущение некоторой неопределенности оставалось.

Однако в самое последнее время, точнее, осенью 1982 г. на этом, казалось бы, совершенно «спокойном участке фронта» произошли бурные события. Группа голландских астрономов с помощью скромного телескопа с диаметром зеркала 0,9 м на Европейской обсерватории в Чили провела тщательное фотометрическое исследование звезд, входящих в состав известного скопления Плеяд. Из нескольких сотен звезд, находящихся в этом скоплении, изучались сравнительно яркие объекты поздних спектральных классов G и ранних К. Массы таких звезд лишь немного меньше солнечной (1—0,8 M), в то время как температуры их поверхностей близки к 5000 К. Совершенно неожиданно было обнаружено, что все эти звезды показывают строго периодические изменения блеска с амплитудой около 0,01 звездной величины и с периодами в пределах от четверти до одних суток. Одновременные спектральные наблюдения некоторых из этих звезд, выполненные на большом 3-метровом рефлекторе Ликской обсерватории, позволили прийти к однозначному выводу, что причиной строго периодических вариаций блеска звезд в Плеядах является их осевое вращение. Одно полушарие звезды, как оказывается, немного более ярко, чем другое, что и объясняет периодические изменения блеска при вращении звезд.

Что же является причиной такого неравномерного распределения яркости по дискам звезд? Первое, что приходит в голову,— искать причину в больших пятнах (вроде солнечных, но побольше), покрывающих поверхности звезд. Однако, как это видно на примере Солнца, пятна возникают более или менее случайно, поэтому строго периодической картины вариаций блеска звезд они не дадут. Между тем кривые блеска звезд в Плеядах остаются неизменными за 1500 звездных оборотов! Кроме того, амплитуда вариаций блеска не связана с величиной звездного магнитного поля, что можно было ожидать, если бы причиной наблюдаемой переменности были бы солнечные пятна. И наконец, было обнаружено, что температура поверхности звезды меняется примерно на 100 К за цикл, между тем как наличие темных пятен привело бы только к эффективному уменьшению излучающей поверхности без изменения ее температуры. Эти звезды вращаются приблизительно в 100 раз быстрее «нормальных» звезд того же самого спектрального класса. Всего удивительнее, что в тех же Плеядах слегка более массивные звезды вращаются «нормально», т. е. значительно более медленно.