Разговор о тесных двойных системах (ТДС)

Прежде чем приступить к рассмотрению какой-либо проблемы сперва всегда следует договориться об используемых терминах и понять важность обсуждаемого вопроса. Так что же сегодня астрономы подразумевают под тесными двойными системами (ТДС) и почему они удостоились особого внимания?

Критерием "тесноты" двойной звезды является вовсе не расстояние между двумя ее компонентами. Главную роль здесь играет степень взаимо действия между ними. Например, два красных карлика с массами в 0.1 М_☉, обращающихся вокруг общего центра масс на расстоянии 1 а.е. друг от друга, не являются тесной двойной системой, в то время как находящиеся на той же орбите две очень массивные звезды таковую образуют. То есть, два карлика будут жить независимо друг от друга, как два Робинзона на разных островах, а сверхгиганты будут активно взаимодействовать друг с другом. Таким образом, вместо слова "тесные" в данном случае мы можем смело использовать слово "взаимодействующие". При этом жизнь взаимодействующих двойных звезд гораздо интереснее жизни одинокой звезды.

Кстати, а почему мы не говорим о тройных, четверных и системах большей кратности? Оказывается, чтобы создать подобную систему, в которой друг с другом взаимодействовали бы три и более звезд, очень нелегко. Она будет динамически неустойчивой и "лишние" звезды будут просто выкинуты из нее или же расстояние между компонентами станет настолько велико, что всякое взаимодействие прекратится.

Итак, мы можем начать разговор о тесных, то есть взаимодействующих двойных системах. Но сперва немного истории. Тесные двойные системы стали объектом пристального внимания астрономов, как наблюдателей, так и теоретиков, только во второй половине нашего века. До этого физики и астрономы разбирались со строением и эволюцией лишь одиночных звезд. И в первой половине XX века, благодаря работам М. Шварцшильда, А. Эддингтона, X. Бете и других ученых, эта задача была в общих чертах решена (за открытие в 1938-39 годах циклов термоядерных реакций X. Бете в 1967 году была присуждена Нобелевская премия физике).


Но вот в 50-е годы на относительно чистом небосклоне звездной эволюции возникло маленькое облачко... Его "породило" хорошо известная вам затменно-двойная звезда Алголь (β Персея).

"Но причем здесь Алголь?" — спросите вы. Для того чтобы ответить на этот вопрос, давайте обратимся к общей картине жизни одиночной звезды. Ее эволюция — это смена одних источников энергии другими. Попав на главную последовательность, где звезда проводит большую часть своей жизни (около 90%), она начинает сжигать водород. После исчерпания водорода звезда переходит в область красных гигантов или сверхгигантов, и источником ее энергии становится энергия горения гелия. В конце концов, в зависимости от массы, она превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. При этом ее звездная судьба зависит только от собственной массы. Чем массивнее звезда, тем ярче она светит, и тем быстрее она эволюционирует. Так, время жизни нашего Солнца — типичного желтого карлика — составит около 10 миллиардов лет, в то время как более массивные звезды могут "отсветить" всего лишь за несколько миллионов лет. То есть массивные звезды "стареют" быстрее.

"Ну, а Алголь то здесь причем?" — опять спросите вы. Так вот, возвращаясь к Алголю. Как установили П. П. Паренаго и А. Г. Масевич, более старой в этой системе является не массивная звезда, а ее легкая соседка. Из этого следовало, что эволюция у звезды с меньшей массой протекала быстрее, чем у ее более массивной партнерши, но подобная картина никак не вписывалась в теорию эволюции одиночных звезд. Так возник парадокс Алголя.

Объяснение возникшего парадокса было предложено Д. Кроуфордом. Все очень просто, если предположить, что масса звезды в процессе ее эволюции может изменяться. Для одиночной звезды это невозможно: 5 или 10 солнечных масс под ковер не спрячешь! А в тесных двойных системах — пожалуйста. Мусор можно не заметать под ковер, а свалить в другой комнате. "Лишнюю" массу звезда может позаимствовать у своей соседки, если они достаточно сильно взаимодействуют друг с другом.


Для того чтобы понять, как же происходит обмен веществом между компонентами в тесных двойных звездах, обратимся к следующему примеру.

Когда человека, далекого от астрономии, спрашивают: "Где заканчивается Солнечная система?" Он отвечает: "За орбитой Плутона". Хотя это далеко не так. Она заканчивается там, где притяжение Солнца сравнивается с притяжением других звезд. То есть вокруг Солнца существует некоторая область, где именно его вклад является доминирующим. Такая же "область влияния" есть и у каждой звезды в двойной системе. Чем больше масса звезды, тем она "влиятельнее", и тем больше размеры этой области, называемой полостью Роша.

Представьте себе два открытых сообщающихся сосуда, каждый из которых частично заполнен водой. Пусть объем воды будет пропорционален массе звезды, а объем сосуда — размеру полости Роша. Когда в ходе своей эволюции звезда начинает расширяться, то ее "сосуд" может стать ей тесен. Тогда звезда переполнит полость Роша и излишки перейдут к соседке. Теперь вы, наверное, поняли, почему в системе Алголя моложе выглядела более массивная звезда, а не ее "подружка".

Зa счет обмена веществом эволюция компонентов тесных двойных систем сильно отличается от эволюции одиночных звезд. И в зависимости от начальных параметров: массы звезд и расстояния между ними, могут возникать весьма различные двойные системы.

Как уже говорилось, жизнь в тесных двойных системах протекает довольно бурно и на разных стадиях в ней происходят интересные события. Например, когда более массивная звезда израсходует практически весь водород, она начнет разбухать и переполнит полость Роша. Газ будет частично захватываться второй звездой, а частично рассеется вокруг, образуя общую оболочку. Примером такой системы является известная многим любителям астрономии переменная звезда β Лиры. Кстати, как раз после окончания этой стадии, когда изначально более тяжелая звезда заметно похудеет, наступает стадия Алголя.

Но гораздо больший интерес астрономов вызывают такие тесные двойные системы, где одним из компонентов является, так называемый, компактный объект, то есть черная дыра, нейтронная звезда или, на худой конец, белый карлик. Образовываться они могут в результате завершения звездной эволюции одного из компонентов пары. Так, черные дыры и нейтронные звезды появляются после взрыва сверхновой, белые карлики же рождаются в более спокойной обстановке и по сути являются ядрами красных гигантов. В зависимости от того, какой компактный объект является одним из компонентов тесной двойной системы, мы можем наблюдать самые разные типы последних.


Начнем по порядку и вначале давайте познакомимся с системами, где один из компонентов — белый карлик. Обычно такие пары проявляют вспышечную активность, то есть в них происходят взрывы и различные катаклизмы. Поэтому их и назвали катаклизмическими. К ним относятся новые, повторные новые, карликовые новые и некоторые другие типы переменных звезд.

Вспышка новой — событие колоссальное. Блеск звезды в момент вспышки может возрасти на 13 звезд ных величин, то есть более чем в 150 тысяч раз (как, например, у DQ Геркулеса, вспыхнувшей в 1934 году). К повторным новым относят системы с периодом повторения вспышек в несколько десятков лет и возрастанием блеска примерно на 7 звездных величин (как у Т Северной Короны). И, наконец, к карликовым новым (или новым типа U Близнецов) относят системы с периодичностью вспышек около 100 дней и возрастанием блеска примерно на 5 звездных величин. Такие системы состоят из красного карлика и белого карлика. Расстояние между ними чрезвычайно мало, около 1 R_солнца, благодаря чему и становится возможным взаимодействие между маломассивными звездами.

Как же происходят вспышки? Скорее всего, события развиваются по следующему сценарию. Вещество красного карлика перетекает на белый карлик, тем самым создавая водородную оболочку. Некоторое время водород просто накапливается. Но в один прекрасный момент наступают условия, при которых возможно термоядерное горение водорода (достаточно высокие плотность и температура), и происходит гигантский взрыв! Этот взрыв космической водородной бомбы мы и наблюдаем как вспышку новой одного из трех, описанных ранее, типов.


Когда проводится какая-либо классификация, то всегда находятся объекты, с трудом ей поддающиеся. Тогда выделяют специальный класс, куда "сваливают" все то, что не поддается классификации. Среди галактик подобной "мусорной корзиной" является класс неправильных или иррегулярных звездных систем, а среди звезд в течение долгого времени такой корзиной был класс симбиотических звезд.

В их спектрах наблюдались и линии, свидетельствующие о высокой температуре, и молекулярные линии, которые могут образовываться лишь при достаточно низкой, по звездным меркам, температуре. При более внимательном изучении подобных звезд оказалось, что они — двойные, и за высокотемпературные линии несет ответственность белый карлик, а за низкотемпературные — красный гигант. Примером подобной системы является СН Лебедя, в которой происходят мощные вспышки, и удивительный объект MWC 560 — в нем наблюдается движение вещества со скоростью до 6000 км/сек. И хотя в этом классе тесных двойных систем в последнее время картина потихоньку проясняется, симбиотические звезды хранят в себе еще немало загадок.

Характерной чертой астрономии второй половины XX века является ее всеволновый характер. Наблю-шЧк дения в разных диапазонах электромагнитного спектра позволили открыть множество уникальных объектов: радиогалактики, квазары, пульсары, струи у молодых звезд и многое другое. Изучение тесных двойных звезд также получило мощную наблюдательную поддержку, особенно после начала наблюдений в рентгеновском диапазоне. В 1970 году был запущен американский спутник UHURU. Спомощью простейших детекторов рентгеновского излучения, установленных у него на борту, было открыто немало источников рентгеновского излучения. Среди них оказались и двойные системы.

Давайте разберемся, благодаря чему возникает феномен рентгеновских двойных. Мы уже говорили о некоторых тесных двойных системах, но все они к рентгеновским не относятся. Что же надо в них заменить, чтобы основная часть энергии излучения уносилась именно жесткими квантами света? Отает довольно прост — надо заменить компактный объект!

Камень, падающий в яму глубиной 10 м, и камень, падающий в шахту глубиной 1000 м, имеют в момент удара весьма различные кинетические энергии. Нейтронные звезды и черные дыры как раз и являются такими глубокими гравитационными "шахтами", куда, падая, вещество разгоняется до гигантских скоростей, а затем, при торможении, высвечивает накопленную при падении энергию.

Один грамм вещества, падающего на нейтронную звезду или черную дыру, излучает энергии на три порядка больше, чем при падении на белый карлик. Ясно, что системы с нейтронными звездами или черными дырами будут достаточно мощными источниками излучения. Но почему рентгеновскими?

Когда вы идете за небольшими покупками, то удобнее иметь при себе мелкие купюры. Когда же нужно иметь при себе большую сумму, то лучше воспользоваться крупными дензнаками, чтобы не носить чемодан вместо кошелька. Точно так же, когда есть много энергии, удобнее излучать ее именно более "весомыми" квантами света. Каждый рентгеновский квант содержит энергии в тысячи раз больше, чем квант видимого света, и в миллиарды раз больше, чем радиоквант. Поэтому, при аккреции вещества на нейтронную звезду или черную дыру мы в первую очередь регистрируем рентгеновское излучение. А вот для появления существенного гамма-излучения энергии еще недостаточно.

В зависимости от параметров тесной двойной системы возникают источники самых разных типов: рентгеновские пульсары, барстеры, "шумовики". Но особое внимание хочется уделить тем двойным системам, где один из компонентов — черная дыра.

Обнаружить одиночную черную дыру практически невозможно. Нужен какой-то тестер. И вот в 60-е годы Я. Б. Зельдовичем и Е. Солпитером была высказана идея, что подобные объекты могут обнаруживать себя при падении на них вещества, то есть аккреции. Тесная двойная система — идеальное место для подобного процесса.

Подобные системы также уникальны тем, что в них мы можем определять массы звезд. Известно, что белые карлики и нейтронные звезды не могут иметь массу, большую примерно 3 М_солнца. И поэтому, если в двойной системе мы обнаружим объект с М > 3 М_солнца, и он не будет излучать, как обычная звезда, то, значит, мы открыли черную дыру. Сейчас обнаружено несколько таких систем. Но определение массы — очень трудная задача, и поэтому до сих пор большинство астрономов называют такие системы кандидатами в черные дыры. Кроме известного Лебедь Х-1 к ним относится целый класс рентгеновских новых — объектов, испытывающих мощные рентгеновские вспышки и состоящих из черной дыры и маломассивного компаньона.

Черные дыры должны встречаться не только в тесных двойных системах, но и в активных ядрах галактик. Причем, и там они могут образовывать двойные системы. Вы только представьте себе, какая чудовищная система может образоваться при слиянии двух галактик с черными дырами в центрах, на которые еще идет и аккреция вещества!

Кроме тесных двойных систем из двух черных дыр, существуют двойные системы, состоящие из двух нейтронных звезд. Это чрезвычайно важные системы и за открытие и исследование первой из них в 1993 году Дж. Тейлору и Р. Халсу была вручена Нобелевская премия. В таких системах можно проверить множество тонких эффектов общей теории относительности. И надо сказать, что последняя с блеском выдержала все испытания. Кроме того, системы из двух нейтронных звезд могут иметь отношение к объектам более загадочным, чем сами черные дыры. Вданном случае речь идет об источниках гамма-всплесков.

Входе своей эволюции нейтронные звезды в тесных двойных системах будут постепенно сближаться, при этом излучая гравитационные волны (что и наблюдается у исследованной Дж. Тейлором и Р. Халсу системы). Ясно, что когда-то они должны слиться. Этот процесс должен идти с выделением огромной энергии. За короткий срок ее "не унести" даже рентгеновским квантам. Вот тогда-то и произойдет мощный гамма-всплеск. Так это или нет покажут будущие исследования. Но тесные двойные системы еще очень долго в самых разных своих проявлениях будут находиться на переднем крае астрофизики.