Вокруг Света - Журнал "Вокруг Света" № 7 за 2006 год

Экзопланета в двойной системе

Планеты обнаружены около самых разных звезд. Есть среди них и такая, которая вращается вокруг звезды, чьим компаньоном по двойной системе является белый карлик. Несколько лет назад было доказано, что звезда Gl86 имеет планету. Кроме того, на небольшом расстоянии был обнаружен еще один объект, однако было неясно, связан ли он с Gl86 или нет. Астрономы смогли показать, что связан. Причем это не обычная звезда, а именно белый карлик. Таким образом, теперь известно о существовании экзопланет в двойных системах с белыми карликами. Такая планета – настоящий герой: она смогла образоваться и выжить в двойной системе, в которой одна из звезд сбросила свою оболочку.

Белый карлик устойчив, поскольку гравитация, стремящаяся его сжать, уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Однако если увеличивать массу карлика, то в конце концов он потеряет устойчивость и, вспыхнув на краткое время, станет нейтронной звездой. Как же можно увеличить массу белого карлика? Путем аккреции – если у карлика есть звезда-компаньон, то вещество с нее может начать перетекать на компактный объект. Другой вариант возможен при слиянии двойной системы, состоящей из двух белых карликов. Такие сверхновые типа Ia очень важны, так как они очень похожи друг на друга. Это позволяет использовать их в качестве так называемой «стандартной свечи». Наблюдая сверхновую этого типа в далекой галактике, можно с достаточной точностью определить расстояние до нее. Именно такие наблюдения позволили в 1998 году открыть ускорение расширения Вселенной. Таким образом, оказывается, что белые карлики сыграли важную роль в современной космологии. Планируется запуск специальных космических телескопов для поиска далеких сверхновых типа Ia.

После взрыва сверхновой не всегда образуется нейтронная звезда, бывают случаи и более специфические, приводящие к образованию черных дыр. Вещество, попавшее в черную дыру, уже никогда не сможет стать частью новой звезды. Ядра особо массивных звезд получают «билет в один конец». Если черная дыра не входит в тесную двойную систему, где возможно перетекание вещества с нормальной звезды на компактный объект, то увидеть ее непросто.

Хоукинговское излучение для дыры звездной массы, приводящее к ее очень медленному испарению, невелико, поэтому на него надежды мало: единственным источником свечения в этом случае может быть аккреция межзвездной среды. Однако далеко не каждый камень, провалившийся в черную дыру, проявит себя видимым образом. Он, конечно, излучит гравитационные волны, но пока физики не могут зарегистрировать даже волну от падения одной черной дыры в другую (такое происходит при слиянии дыр, образующих двойную систему), какие уж там камни... При падении на нейтронную звезду камень рано или поздно столкнется с ее поверхностью, и энергия будет высвечена. А у черной дыры поверхности нет, поэтому для получения света надо сталкивать камни друг с другом на подлете. Из-за этой особенности газ, сферически симметрично летящий в черную дыру, дает очень маленький выход энергии. Необходимо, чтобы возник вращающийся вокруг дыры аккреционный диск (имеющий центром саму дыру). Частицы межзвездного мусора, двигаясь по сходящимся к дыре спиралям в плоскости диска, сталкиваются и разогревают друг друга. Именно такие «горячие» диски и «выдают» черные дыры.

В тесных двойных системах диск возникает из-за орбитального вращения двух компонент и перетекания вещества. В случае одиночной черной дыры диск может возникнуть благодаря аккреции пыли и газа из турбулентной и неоднородной межзвездной среды. Гигантские космические вихри, вероятно, заставят вещество падать на дыру несимметрично. Если диск возник, то каждый грамм падающего вещества может выделить до 1013 джоулей (это несколько процентов от энергии, равной mc2). Проблема в том, что в межзвездной среде очень мало этих самых граммов. Поэтому одиночные черные дыры вряд ли будут яркими источниками. Собственно, поэтому они еще и не открыты.

Чтобы увеличить шанс обнаружения одиночной черной дыры, нужно, во-первых, искать близкие черные дыры, во-вторых, хотя бы примерно знать, куда смотреть. Пожалуй, одна из немногих возможностей выполнить сразу два условия – засечь «бегунов». В окрестностях Солнца есть быстродвижущиеся звезды, что, в общем-то, нетипично: появление «бегунов» объясняется их рождением в двойных системах.

При взрыве сверхновой значительная часть массы взрывающейся звезды быстро сбрасывается. Это может привести к распаду двойной системы, поскольку две звезды удерживаются вместе именно благодаря гравитационному воздействию их масс друг на друга. При симметричном взрыве звезды сброс половины массы системы приводит к ее распаду (это возможно, разумеется, только в том случае, если взрывается более массивная звезда). В этом случае за время взрыва (то есть практически мгновенно) из-за уменьшения более чем вдвое силы взаимного притяжения «первая космическая» скорость для звезд превращается во вторую и звезды покидают друг друга. После распада системы они сохраняют свои бывшие орбитальные скорости, которые могут быть велики по сравнению с типичными скоростями движения звезд в Галактике. Так появляются «бегуны». Причем, если они массивны, значит, взорвавшиеся звезды были еще тяжелее. Черные дыры порождаются взрывами самых массивных звезд. Значит, если масса «бегуна» выше критической массы, то масса взорвавшейся звезды заведомо была выше критической и с высокой степенью вероятности можно говорить, что образовалась черная дыра. Есть и близкие к Земле массивные «бегуны», родившиеся, по-видимому, из-за распада двойных звезд: их четыре. Известно и то, куда они движутся. Это дает возможность определить (по крайней мере, приблизительно), где сейчас могут находиться черные дыры.

Если рассчитать, как двигалась звезда-беглянка в прошлом, то можно найти место ее рождения и время, прошедшее с момента взрыва и распада системы. Обычно массивные звезды возникают не поодиночке, а в скоплениях. Поэтому нужно продолжить траекторию назад, пока она не пересечет подходящее место их вероятного появления на свет. Если задать начальную скорость черной дыры, то можно указать ее местоположение в настоящий момент. Беда в том, что как раз скорость (особенно ее направление) неизвестна. Именно с этим связана неопределенность в рассчитываемом ее положении. Тем не менее это лучше, чем ничего. Для двух из четырех звезд возможное угловое положение черной дыры на небе удается рассчитать с точностью в десять градусов. Пока одиночные черные дыры не открыты, но когда-нибудь это обязательно произойдет.

Судьба звезды определяется ее массой, от которой зависит также и то, станет ли сконденсировавшийся из межзвездной материи комок вещества звездой. Для этого необходимо, чтобы в его недрах начались термоядерные реакции. Чем выше начальная масса газового шара, тем больше будет плотность и температура в его центре. Соответственно, есть некоторая критическая масса, при достижении которой происходит синтез элементов. Водород начинает превращаться в гелий. Если масса меньше критической, то придется, увы, забыть о звездной карьере. Объекты с массой ниже критической и являются бурыми карликами.

Термин brown dwarfs – коричневый карлик – ввела в 1975 году в своей диссертации Джилл Тартер (Jill Tarter). Сейчас Джилл работает в известном институте по поиску внеземных цивилизаций (SETI Institute). Поначалу такой термин вызывал возражения, но потом прижился. На русский язык его обычно переводят не дословно, а как «бурые карлики».

Интересно, что у бурых и белых карликов, несмотря на разные судьбы, есть важная общая черта. Вещество и в тех и в других находится в виде так называемого газа вырожденных электронов. В таком состоянии электроны находятся настолько близко друг к другу, что становятся важны квантовые законы. По той же причине, из-за которой электроны в атоме вынуждены занимать разные орбитали, в бурых и белых карликах возникает давление вырожденного газа, которое и ограничивает дальнейшее сжатие протозвезды и рост ее температуры. Впервые это предположил американский астрофизик Кумар в 1963 году, поэтому предельная масса, отличающая «активные» звезды от потухших и неродившихся звезд, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07-0,08 солнечной массы (точное значение зависит от химического состава).

Существование бурых карликов было предсказано более 40 лет назад. Однако в 60-е, 70-е и 80-е годы эти объекты «жили» только на бумаге. Первый был открыт только в 1995 году. Сейчас во многом благодаря наблюдениям на космическом телескопе «Хаббл» известно уже множество источников этого типа. Известны двойные бурые карлики, бурые карлики с планетами и другие. Бурых карликов достаточно много, поэтому они должны быть и в самой ближайшей солнечной окрестности. Однако, поскольку это слабые объекты, увидеть их нелегко – особенно если они одиноки.