Суперобъекты. Звезды размером с город - Сергей Попов

Но все-таки самая быстрая на сегодняшний день звезда в Галактике – US 708 – разогналась не за счет взаимодействия со сверхмассивной черной дырой. Как показывает исследование, опубликованное в 2015 году, она входила в тесную двойную систему, которую разрушил взрыв сверхновой. Скорее всего, сверхновой типа Ia. Скорость звезды составляет 1200 км/с.

А можно ли разогнать звезду до еще больших скоростей? Может быть, близких к световой. По всей видимости – можно. Снова нужна двойная система, но на этот раз из двух сверхмассивных черных дыр. В результате слияния галактик часто возникает такая монстровидная пара. Недавние расчеты показали, что пара таких черных дыр может ускорять обычные звезды до скоростей в десятки тысяч километров в секунду.

Было бы здорово прицепиться к гиперскоростной звезде и полететь в другую галактику. Если у звезды уже есть обитаемые планеты, то можно вместе с их обитателями совершить такой межгалактический перелет. Путешествие заняло бы сотни тысяч или даже миллионы лет, но, находясь на обитаемой планете вблизи нормальной долгоживущей звезды типа Солнца, колония внегалактических странников могла бы добиться успеха.

В фантастических романах очень любят описывать планеты, имеющие два (или больше) солнца. Оказалось, что и в самом деле в системах двойных звезд могут существовать планеты. Их начали открывать совсем недавно. Основной вклад в обнаружение планет в двойных системах внес спутник «Кеплер».

Конфигурации устойчивых орбит планет в двойных системах. Планета может вращаться вокруг всей пары на расстоянии заметно большем, чем размер звездных орбит, или вокруг одной из звезд, находясь вблизи нее.

Говоря о планетах в двойных, мы можем вспомнить о тройных звездах. Устойчивыми оказываются только иерархические системы. Возможны две ситуации, когда планетная орбита оказывается устойчивой. Бывает, что планета вращается очень близко от одной из звезд и вторая звезда лишь несильно возмущает орбиту планеты. Это не так интересно, так как фактически у такой планеты одно солнце (второе будет намного слабее в небе такой планеты). А могут быть планеты, вращающиеся сразу вокруг всей двойной. Первая такая планета была открыта спутником «Кеплер». Ее, естественно, неофициально назвали Татуин, поскольку похожая планета существует в популярном фильме.

Сейчас известно уже несколько десятков планет в двойных звездных системах. Как вокруг какой-нибудь из звезд двойной, так и вокруг всей системы. Но есть и планеты в тройных системах. Одна из них (в системе GJ 667) даже находится в зоне обитаемости и имеет не слишком большую массу. То есть она может относиться к планетам земного типа и иметь на своей поверхности жидкую воду.

В некоторых планетных системах мы можем наблюдать процессы, аналогичные происходящим в тесных двойных системах. Например, если планета подобралась слишком близко к звезде, то та может ее нагревать своим излучением, возмущать своим приливным воздействием. Так же, как в тройных системах, может запускаться механизм Козаи – Лидова, приводящий к квазипериодическим изменениям наклона орбиты и ее вытянутости. Наконец, может даже начаться аккреция, а в конце концов планета может слиться со звездой, что будет сопровождаться яркой вспышкой. Их надеются обнаружить, когда войдет в строй большой обзорный телескоп LSST.

Сам процесс образования планет происходит в диске, окружающем звезду (сейчас мы даже видим диски вокруг молодых двойных звезд). Изучение дисков в астрофизике десятилетиями было в основном связано с исследованием тесных двойных. Поэтому многие методы и решения, разработанные для двойных, – например, решение Шакуры-Сюняева, – интенсивно используется для моделирования формирования планетных систем.

В течение последних лет планеты вокруг двойных звезд перестали быть фантастикой, и теперь мы знаем различные системы такого типа. Поговорим теперь, возможно, о самых фантастических двойных звездах.

Итак, образовалась двойная звезда. Почему же сформировалась пара, а не один объект? Сжимающееся облако газа и пыли вращается. Такое облако всегда вращается – в космосе вообще все вращается. Чем сильнее оно сжимается, тем быстрее вращается. И, наконец, центробежная сила способна остановить сжатие. Читатель может справедливо возразить, что никакой центробежной силы нет. Строго говоря, это верно (ведь, скажем, на Землю, вращающуюся вокруг Солнца, действует только сила солнечного притяжения, никакой другой реальной силы нет). Но зато есть закон сохранения момента импульса. Например, именно из-за необходимости преодолевать инерцию вращения нам труднее запустить аппарат к Меркурию, чем к Юпитеру, хотя Меркурий гораздо ближе. Сжимающемуся веществу очень трудно избавиться от вращения, а это необходимо сделать, для того чтобы стать еще компактнее.

По мере сжатия скорость вращения возрастет настолько, что станет невозможным образовать единый более компактный объект. Чтобы этого избежать, можно сжимающийся сгусток вещества разделить на две части. Тогда обе части будут вращаться друг вокруг друга, но каждая из них сможет коллапсировать, схлопываться дальше и в конце концов породит звезду. То есть «излишек» вращения сжимающегося облака мы конвертировали в орбитальное вращение пары объектов. Если деления на две части не хватит, то какой-то из кусочков опять может разделиться надвое, и образуется иерархическая система, состоящая, например, из двойной и одиночной звезды или из двух пар. А в некоторых случаях – даже из трех пар звезд.

Так вот, представим, что у нас образовалась двойная система, и пусть для определенности у нас обе звезды достаточно массивные. Тогда с течением времени одна из них (напомним, что более массивная эволюционирует быстрее своей соседки) закончит свою эволюцию, взорвется и породит нейтронную звезду. Затем вторая тоже закончит свою эволюцию и тоже произведет на свет нейтронную звезду. Таким образом, будет система из двух нейтронных звезд, а до этого – на какой-то стадии эволюции – пара из нейтронной звезды и обычной звезды, которая еще не превратилась в релятивистский объект. Это очень интересные системы, и именно в них мы можем измерять массы компактных объектов: массы черных дыр и нейтронных звезд. Это очень важно, в частности, если мы хотим понять, как наши суперобъекты устроены внутри.