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 газо-пылевых 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 газо-пылевых 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 полагают, 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 газо-пылевых 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 наблюдаются.
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 количество 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.
