Широкие двойные звезды рождаются в гибели звездных яслей

 фото: NASA, JPL-Caltech, P. S. Teixeira (CfA)

Астрономы выяснили, откуда берутся широкие звездные пары, в которых расстояние между звездами измеряется световыми неделями. Изучение именно этих звезд позволило узнать несколько фактов о темной материи в нашей Галактике.

 

 

В течение XX века астрономам стало понятно, что одиночные звезды вроде Солнца – редкость во Вселенной. Большинство из них входят в состав двойных, а также тройных и более кратных систем. Они движутся сквозь Галактику вместе, кружась друг вокруг друга под действием ньютонова тяготения – словно пара танцоров, вальсирующих по огромному дворцовому залу.

Объясняется все очень просто – светила не рождаются поодиночке. Они возникают при сжатии крупных газопылевых облаков, в которых достаточно строительного материала для «изготовления» десятков, сотен, а то и тысяч звезд. В процессе сжатия самые плотные сгустки этих облаков фрагментируют из-за турбулентных течений газа, и к моменту рождения звезд – начала ядерных реакций в их центрах — на месте каждого из сгустков появляются не одно, а несколько светил.

Протяженный вопрос

Особый интерес для астрономов представляют так называемые широкие двойные. Типичные расстояния между компонентами обычных двойных – десятки и сотни астрономических единиц (а. е.), то есть средних расстояний от Земли до Солнца. К широким же двойным, как правило, относят пары, размер которых превышает 1000 а. е. Это, между прочим, целая световая неделя или около того – вполне заметная доля типичных межзвездных расстояний, которые измеряются в световых годах.

Широкие двойные интересны, в первую очередь, «секретом выживания» среди других звезд. Сила гравитационного притяжения падает пропорционально квадрату расстояния между массами, так что влияние звезды на соседку, расположенную в 1000 а. е. от нее, примерно в миллион раз слабее, чем воздействие Солнца на Землю. Случайный пролет мимо какого-то массивного тела – и пара распалась, потому что одну из компонент оно притянуло сильнее, чем другую.

Так что, глядя на количество широких двойных, астрономы могут оценить, сколько невидимых массивных тел летает в глубоком космосе. Пять лет назад американские астрономы Хулио Чанаме и Эндрю Гулд именно таким способом доказали, что массивные черные дыры не могут составлять сколько-нибудь заметной доли непонятного пока темного вещества, которое доминирует во внешних областях нашей Галактики. До Чанаме и Гулда черные дыры в тысячи раз тяжелее Солнца оставались вполне вероятным – хотя и не самым популярным – кандидатом в темную материю.

Невероятные двойные 

Однако главной загадкой остается возникновение широких двойных. Такие пары не могут появиться при фрагментации газопылевых сгустков: последние для этого слишком малы. Более того, даже если один из сгустков будет настолько крупным, чтобы создать две звезды в световых неделях друг от друга, в нем должны народиться еще десяток-другой светил, которые напрочь запутают движение и не дадут двойной сохраниться.

Альтернативные гипотезы тоже не проходят. Вероятность того, что звезды независимо родятся одновременно и рядом друг с другом – почти нулевая. Случайное сближение двух уже сформировавшихся звезд на просторах Галактики – событие возможное, однако после такой встречи они не смогут продолжить движение вместе, а вновь разлетятся в разные стороны (см. врез). Чтобы они сформировали гравитационно связанную систему, какое-то третье тело должно отобрать у пары энергию. А вот вероятность тройной встречи, да еще в удобной для такого отбора конфигурации, уже слишком мала.

Не разошлись по жизни 

Тейс Каувенховен из Института астрономии и астрофизики имени Кавли при Пекинском университете и его коллеги уверены, что знают, как возникают такие двойные. По мнению астрономов, широкие пары – все-таки не случайные попутчики, траектории которых когда-то пересеклись в окрестностях третьей звезды, но и не кровные братья и сестры, сформировавшиеся неподалеку. Как полагает голландский астроном из Китая, широкие пары – «выпускники» одних и тех же звездных яслей, жизненные пути которых в прямом смысле продолжились в одном и том же направлении.

Работает схема так. После нескольких миллионов лет интенсивного звездообразования на месте крупных газопылевых облаков остаются так называемые «рассеянные» (в отличие от шаровых) звездные скопления из молодых светил. Большая часть газа в исходном облаке так и не превращается в звезды, потому что свет новорожденных в буквальном смысле выметает остатки газа и пыли за пределы скопления. Потеряв массу, оно оказывается гравитационно не связанным, и довольно быстро расплывается вдоль своей галактической траектории.

По мнению Каувенховена, широкие двойные – это те звезды, что случайно выплыли примерно в одном направлении. Их относительная скорость должна быть небольшой – сквозь Галактику звезды скопления изначально двигались в одном и том же направлении, а потому избыток энергии над гравитационно связанной конфигурацией невелик. Более того, избавиться от этого избытка тоже несложно – в качестве «третьего тела» выступает не расплывшаяся еще окончательно центральная часть скопления.

Эти соображения ученые подтвердили численным моделированием поведения сотен и тысяч звезд рассеивающихся звездных скоплений. Как оказалось, от 1% до 30% (в зависимости от начальных условий) выпускников этих звездных яслей оказываются в составе широких двойных систем. Этого вполне достаточно, чтобы населить Галактику тем количеством широких пар, что в ней наблюдается.

Работа ученых была представлена на конференции по двойным звездам, которая прошла в чешском Брно; ее сокращенное изложение можно найти в Архиве электронных препринтов Корнельского университета.

Удвоение двойных 

У гипотезы Каувенховена и его коллег есть несколько следствий, которые можно будет проверить в наблюдениях. Например, они предсказывают довольно характерный вид распределения двойных по параметрам – размеру и вытянутости их орбит, направлению вращения звезд в парах и так далее. Проверка этих предсказаний уже ведется, но для этого требуется приличный рост количества данных о таких системах.

Поэтому, наверное, самое интересное следствие в том, что большинство широких двойных – на самом деле еще более кратные системы. Ведь большая часть звезд в скоплении родились не поодиночке, и сами по себе – пары. С точки зрения теории Каувенховена такие близкие пары должны так же легко объединяться в широкие двойные, как и одиночные светила. Возможно, вскоре практики подтвердят это предсказание.

InFOX