Всё ещё ждёте остросюжетных снимков столкновения пары гигантских звёзд? Оставьте надежду: новое исследование говорит, что это вряд ли возможно.
Долгое время астрономы думали, что масса звезды во Вселенной просто не может быть больше 150 солнечных. Но не очень давно в Магеллановых Облаках (спутниках нашей Галактики) были замечены звёзды с массой в 200–300 Солнц. Тогда же возникла надежда, что эти массивные объекты при столкновении с себе подобными (в случае двойной системы) могут вызвать гравитационные волны такой силы, что их удастся наконец-то зарегистрировать на Земле и тем самым подтвердить существование этого интереснейшего явления.
Более того, моделирование показало, что, даже завершая свой жизненный цикл, такие звёзды породят чёрные дыры звёздных масс — только значительно более массивные, чем обычные ЧД такого рода. Взаимно вращающаяся пара тяжёлых ЧД при слиянии вызвала бы, понятно, не менее заметные гравитационные волны. Так что и в этом случае были надежды поймать сигналы о подобных событиях.
Туманность Тарантул в Большом Магеллановом облаке, где обнаружены гигантские звёзды массой до 200–300 солнечных (здесь и ниже иллюстрации NASA, ESA, F. Paresce (INAF-IASF, Bologna, Italy), R. O'Connell (University of Virginia), Wide Field Camera 3 Science Oversight Committee, Mark A. Garlick).
Но наблюдательная практика отказывалась предъявлять астрономам следы таких столкновений, и тогда группа учёных во главе с Кшиштофом Бельчиньским (Krzysztof Belczyński) из Варшавского университета (Польша) взялась проверить, насколько это событие вообще вероятно.
Вычисления показали следующее: чтобы массивные звёзды могли родиться парой, им нужно находиться на значительном расстоянии друг от друга — порядка нескольких сот или даже тысяч радиусов Солнца. Если же протозвёзды в такой системе начнут формироваться ближе, то плотность вещества там будет чересчур велика, и всё закончится схлопыванием пары протозвёздных ядер в одно светило. А если они рождаются на таком большом расстоянии, то обычный механизм, приводящий пару звёзд к падению друг на друга, просто не будет работать.
Поясним: обычно, чтобы сблизиться и столкнуться, пара светил должна сначала потерять энергию вращения обоих компонентов. Наиболее важным случаем такой потери является образование общей газовой оболочки: у близко расположенных звёзд атмосферы начнут сливаться, резко повышая трение светил и постепенно замедляя их движение. После того как пара потеряет достаточно энергии, её части наконец-то могут столкнуться.
Если же расстояние достигает сотен и тысяч радиусов, то общей оболочке будет очень сложно образоваться. Кроме того, даже на поздних стадиях своего развития сверхмассивные звёзды не могут эффективно расширяться: они столь тяжелы, что их поверхность и без того еле стабильна. «Это означает, что нет никакого физического механизма, который смог бы заставить их орбиты стать более тесными», — утверждает г-н Бельчиньский.
Правда, остаётся последний вариант потери звёздами кинетической энергии — это генерация гравитационных волн. Увы, тяготение ослабевает примерно пропорционально квадрату расстояния, так что столь далёкие друг от друга звёзды просто не смогут за короткое время создать мощные гравитационные волны, оттого потеря энергии этим путём будет очень медленной.
В конкретных цифрах сближение такого рода должно занять многие десятки миллиардов лет — а то и сотни! Это не только много дольше существования нашей Вселенной, но и много превышает то время, которое, если верить современной физике, создание, подобное человеческому, может надеяться просуществовать, прежде чем условия перестанут быть приемлемыми для него. В общем, ни нам, ни потомкам таких гравитационных волн не увидеть.
Образование общей газовой оболочки вроде показанной на иллюстрации затруднено для звёзд, удалённых друг от друга на тысячи солнечных радиусов.
Но это если текущие модели эволюции и формирования звёзд и их пар действительно учитывают все факторы. Скажем, с максимально возможной массой звёзд мы уже ошибались...
Отчёт об исследовании представлен на 10-й Конференции по гравитационным волнам имени Эдоардо Амальди.
Подготовлено по материалам Варшавского университета.
Источник: compulenta.computerra.ru.
Рейтинг публикации:
|
