Удивительная Солнечная система

Громов Александр

Если посмотреть в бинокль на звезду Эпсилон Лиры, то отчетливо видно, что эта звезда, кажущаяся одиночной невооруженному глазу, распадается на две звезды примерно равной яркости. Однако взгляд в телескоп с диаметром объектива от 100 мм при увеличении не менее 100–150 крат при ясном небе и отсутствии значительной турбуленции в атмосфере раскрывает истинную картину: каждая из двух звездочек также является двойной! То есть звезда Эпсилон Лиры – четверная, состоящая из двух пар, причем все четыре звезды имеют примерно одинаковый блеск. Расстояние между парами – значительное (почти 3,5 угловой минуты), тогда как расстояние между компонентами в парах значительно меньше – около 2 секунд дуги. Это означает, что сжимающееся облако, породившее четверную систему, имея некоторый начальный момент вращения, вращалось все быстрее (по закону сохранения момента

количества движения), пока не разделилось на два почти равных по массе облака. Впоследствии каждое из этих облаков после еще более сильного сжатия, сопровождавшегося ускорением вращения, также разделилось примерно пополам.

Другой вариант – тройная система Альфа Центавра. Компонент А этой системы весьма похож на Солнце и принадлежит к тому же спектральному классу, компонент В – оранжевая звездочка класса Ki, а слабый компонент С – знаменитая Проксима Центавра – красный карлик 11-й звездной величины класса М5. Из-за близости к нам Проксима Центавра заметно удалена на звездном небе от компонент А и В, которые, «как порядочные», обращаются вокруг общего центра масс сравнительно недалеко друг от друга. У астрономов возникал даже вопрос: а принадлежит ли вообще Проксима Центавра системе Альфа Центавра? Ответ: скорее да, чем нет. Ведь в пространстве все три звезды движутся в одном направлении с примерно равными скоростями. По всей видимости, период обращения Проксимы Центавра вокруг общего центра масс тройной системы превышает миллион лет.

Как можно интерпретировать рождение подобной системы? Вероятно, на периферии протозвездного облака с самого начала существовало локальное уплотнение, которое в конце концов обособилось и породило компоненту С, чье расстояние от А и В составляет примерно 0,2 светового года. Основное же прото-звездное облако (точнее, его плотная центральная часть) разделилось уже гораздо позднее.

Еще более удивительная система – Кастор (Альфа Близнецов). В телескоп она разрешается на две компоненты с небольшой разницей в блеске. Вокруг этих двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести, движется по удаленной орбите спутник – слабая красная звездочка. И каждая из этих трех звезд является спектрально-двойной, то есть настолько тесной звездной парой, что ее двойственность выявляется лишь спектроскопическими методами. Здесь примерно та же ситуация, что и с системой Альфа Центавра, только каждое из трех протозвездных облаков успело до рождения звезды разделиться надвое, чему, несомненно, «помог» избыток момента вращения.

У любознательного читателя может возникнуть вопрос: а что будет, если сжимающееся протозвездное облако, имеющее массу, скажем, 10 тыс. масс Солнца, окажется сферическим и практически не вращающимся? «Этого не может быть», – ответит астроном. «Ну а все-таки если?..»

Неужели родится звезда чудовищной массы и совершенно невообразимой светимости?

Нет, не родится. Теоретические расчеты показывают, что предел массы для звезды – около 100 солнечных масс. Светимость ее при этом составит порядка миллиона солнечных. Характерный пример: переменная-сверхгигант Р Лебедя. Звезда большей массы и, естественно, еще большей светимости будет просто-напросто разрушена собственным излучением. Теоретические выкладки подтверждаются наблюдениями: звезды с массами более 100 солнечных во Вселенной не обнаружены. Астрономов долго интриговал объект R136a в Большом Магеллановом Облаке. Выглядя звездой, он имеет массу порядка 2000 солнечных, что резко противоречит теории. Так что же, теория неверна? Отнюдь. Просто данный объект оказался не звездой, а тесным скоплением из минимум 70 молодых горячих звезд. Выяснилось это лишь с помощью космического телескопа им. Хаббла…

«Большие неприятности» гарантированы звезде и в том случае, если ее масса превышает 70 солнечных масс. К примеру, звезда Эта Киля находится на грани устойчивости и погружена в туманность, состоящую из вещества, выброшенного звездой при вспышке. Как видим, чрезмерно массивная звезда пытается как-то подстроить свою структуру под «общий стандарт», избавляясь от излишков вещества. Кстати, Эта Киля – вероятный кандидат в сверхновые. Не исключено, что она взорвется в течение ближайших одной-двух тысяч лет.

Стоит подчеркнуть, что нарисованная выше картина рождения кратных звезд является предельно упрощенной, не учитывающей ни влияния магнитных полей, ни вихревых движений в сжимающемся облаке. Впрочем, главное для нашей задачи – понять в общих чертах, как возникла Солнечная система, поэтому

такое упрощение, пожалуй, не является чрезмерным.

Важно следующее: звезды, как правило, рождаются не поодиночке, а кратными системами, чаще всего в составе молодого рассеянного скопления, которое, в свою очередь, входит в состав звездной ассоциации, содержащей сотни тысяч, если не миллионы звезд, а та, в свою очередь, нередко является частью звездного комплекса с характерным поперечником 600 пк. Почему мы говорим о рассеянных скоплениях вроде показанного на рис. 12 (см. цветную вклейку)? Потому что в наше время в Галактике уже давно не образуются шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд. Все шаровые скопления Галактики (рис. 13), а их известно более 130, – старые объекты, содержащие старые звезды. Шаровые скопления рождались на самых ранних этапах жизни Галактики, когда диффузная материя для их создания имелась в избытке. Теперь же в Галактике содержится слишком мало газа (не более 10 % от массы Галактики [11] ). Сравнительно молодые шаровые скопления попадаются лишь в небольших неправильных галактиках, где скорость звездообразования вообще замедлена, но не у нас. В нашей Галактике в современную эпоху рождаются лишь рассеянные скопления, содержащие обычно несколько десятков или сотен звезд.

11

Имеется в виду только масса обычной материи, а не «темной». – Примеч. авт.

Рис. 13. Шаровое скопление М3

Сказанное не означает, что в Галактике невозможно рождение одиночных звезд. Астрономам давно известны глобулы – маленькие темные туманности с массами, не сильно отличающимися от массы Солнца, и значительными (для туманностей) плотностями. Согласно расчетам, некоторые из глобул в перспективе должны начать сжиматься (если уже не сжимаются). На практике же глобулы с «пограничным» значением радиуса, массы и температуры могут весьма долго пребывать в «подвешенном» состоянии, не сжимаясь и не рассеиваясь. Облаку могут помочь начать сжатие следующие факторы.

1. Втекание газово-пылевой материи в спиральный рукав. При этом втекающие облака газа сталкиваются с «застрявшим» в рукаве газом, благодаря чему происходит уплотнение среды.

2. Взрыв сверхновой звезды. Выброшенная взрывом газовая оболочка сверхновой расширяется в пространстве со скоростью от 1000 до 10 000 км/с (в зависимости от типа сверхновой). Ударная волна стимулирует звездообразование.

3. Излучение молодых, очень горячих О-звезд высокой светимости. Давление света «обжимает» уже имеющиеся конденсации газа в окрестностях звезды, повышая их плотность и запуская процесс звездообразования. Если учесть огромную светимость 0-звезд, то понятие «окрестности» надо распространить на целые парсеки.

Эти факторы универсальны – они действуют не только на глобулы, но и на огромные молекулярные облака. В таких облаках часто наблюдается волна звездообразования, а нередко и несколько волн, инспирированных, например, несколькими вспыхнувшими сверхновыми. За прошедшей волной наблюдается градиент возрастов молодых звезд.

Подавляющее большинство звезд рождается группами, а не порознь. Не менее 50 % звезд нашей Галактики входит в состав кратных систем; если же взять только горячие звезды, то этот процент доходит до 70. Кроме того, обычно рождается целое рассеянное скопление, а не одиночная звезда.

Таким образом, наше Солнце хоть в чем-то звезда не совсем типичная, поскольку одиночная и не входящая в скопление. Хотя и таких звезд в Галактике хватает. Впрочем, рассеянные скопления – образования относительно (по космологическим меркам) недолговечные. Слабость взаимного притяжения звезд в рассеянном скоплении мало-помалу приводит к разрушению скопления за счет гравитационного влияния окружающих звезд. Является ли рассеянное скопление богатым, содержащим более тысячи звезд, или представляет собой убогую систему всего-навсего из полудюжины звезд, финал один – разрушение. Просто-напросто на гравитационное «растаскивание» богатого и компактного рассеянного скопления уйдет больше времени.