Суперобъекты. Звезды размером с город

Попов Сергей Александрович

Представьте теперь, что вы взяли железное звездное ядро с массой 1,4 массы Солнца и целиком превратили его в нейтронную звезду без выброса вещества. Какова масса нейтронной звезды? Вовсе не 1,4 солнечной, если мы говорим о гравитационной массе, а меньше процентов на 10–15. А именно эта масса важна практически во всех астрофизических проявлениях объекта (поэтому именно ее наносят на диаграмму). Дело в том, что как масса ядра атома гелия меньше массы четырех протонов за счет энергии связи, так и масса сколлапсировавшего звездного ядра будет меньше исходной. Излишек энергии будет излучен (в основном с помощью нейтрино) в соответствии с E = mc2. То есть при образовании нейтронной звезды

барионная масса коллапсирующего ядра не изменилась (считаем, что ни один барион не пропал), а гравитационная резко уменьшилась (за время, необходимое нейтрино, чтобы покинуть горячую протонейтронную звезду).

Теперь о радиусе. Для нейтронной звезды их можно определить несколько, и связано это с эффектами Общей теории относительности. Во-первых, можно измерить расстояние от центра до поверхности. Во-вторых, можно обойти ее по экватору с рулеткой и разделить полученную длину на 2. В-третьих, можно посмотреть на нее издалека, увидеть диск и определить его радиус. Все эти три значения будут разными. На диаграмме обычно откладывают второе.

Схематическое изображения искривления световых лучей, приходящих к нам от нейтронной звезды. Свет, вышедший перпендикулярно поверхности, будет удаляться по прямой. А вот световые лучи, испущенные под углом – будут двигаться по искривленным траекториям. Из-за большой концентрации массы пространство искажено, поэтому лучи могут приходить к нам и с обратной стороны. Чем массивнее нейтронная звезда – тем сильнее эффект.

Нейтронная звезда – компактный массивный объект. Внутри него пространство – время устроено по законам Общей теории относительности. Двигаясь из центра наружу, мы попадаем в области с все меньшей и меньшей гравитацией. Меняется метрика пространства, это приводит к последствиям, которые необходимо учитывать при определении длин, в частности – радиуса от центра к поверхности. Он не будет равен тому, который дают измерения только на поверхности.

Свет, приходящий к нам с поверхности нейтронной звезды, тоже двигается по искривленному самой звездой пространству. В частности, из-за этого искривления мы можем видеть часть обратной стороны компактного объекта. Поэтому размеры, наблюдаемые удаленным наблюдателем, будут больше, чем те, что получены измерениями прямо на поверхности.

Астрономы пытаются выжать максимум из доступных на сегодняшний день данных по определению масс и радиусов, чтобы сделать какие-то выводы об уравнении состояния. Кое-что удается сделать, но этого пока явно недостаточно. Сейчас разработаны специальные наблюдательные программы, в том числе с помощью орбитальных обсерваторий, чтобы продвинуться в решении главного вопроса физики нейтронных звезд и поставить точку на диаграмме «Масса – радиус». Видимо, это удастся сделать, изучая двойные системы с нейтронными звездами.

V. Свойства двойных звезд

Главный параметр

В первом приближении звезда – очень простой объект. И у звезды есть один самый главный параметр – это ее масса. Массы самых легких и самых тяжелых звезд сейчас различаются более чем в тысячу раз. Другие важные параметры, такие как химический состав, вращение и т. д., различаются у звезд не столь радикально, поэтому их вариациями можно пренебречь.

От массы, в первую очередь зависит, сколько звезда будет жить, во что она превратится, какие метаморфозы будет претерпевать на жизненном пути, какой будет ее светимость на разных этапах эволюции и т. д. Самые легкие звезды (в 10–13 раз легче Солнца) живут очень-очень долго, и реакции в них не идут дальше превращения водорода

в гелий. Пока ни одна такая одиночная звезда во Вселенной не окончила свой жизненный путь, но когда-нибудь они станут гелиевыми белыми карликами. Самые тяжелые (раз в сто тяжелее нашей звезды) живут всего лишь пару миллионов лет и чаще всего превращаются в черные дыры.

В процессе эволюции звезда может увеличивать свой размер в сотни раз, а потом сбрасывать внешние слои и снова уменьшаться. Это сопровождается изменением мощности излучения и температуры. Меняется скорость вращения звезды, ее внутренняя структура и состав. Однако все эти превращения почти полностью предопределены начальной массой.

Если звезда одна, то массу в процессе своей жизни она может только терять. От звезды дует звездный ветер – иногда посильнее, иногда послабее, – и масса уменьшается. Но все эти потери уже предопределены тем, какой была масса в начале. Поэтому было бы здорово придумать способ менять (то уменьшать, то увеличивать) массу звезды в течение ее жизни.

Есть один хороший способ это сделать – разместить рядом вторую звезду, причем так близко, что на каких-нибудь этапах эволюции звездной пары вещество могло бы перетекать с одной звезды на другую (например, когда одна из звезд многократно увеличивает свой размер, превращаясь в красного гиганта). Именно это происходит в двойных системах, поэтому жизнь звезды в двойной системе сразу становится гораздо интереснее. Ее судьба может радикально изменится благодаря взаимодействию со своей соседкой.

Про тройняшек

Если в двойных системах все так непросто устроено – может меняться туда-сюда главный параметр в жизни звезды, то можно спросить: а что у нас с тройными системами, с системами четырех звезд, пяти и т. д.? Может быть, там эволюция звезд будет еще более причудливой? Оказывается, что нет. Если мы попробуем создать систему из трех и более звезд примерно с равными расстояниями между ними (чтобы они все могли обмениваться веществом), то такие группировки оказываются неустойчивыми.

Если вы достаточно близко друг от друга посадите три звезды, то взаимодействие приведет к тому, что или одна звезда будет выкинута, или две какие-то сольются, или образуется тесная пара из двух звезд, а третья будет крутиться далеко. Устойчивые орбиты могут существовать, только если исключено сильное взаимодействие между более чем двумя телами. В природе это все происходит естественным образом на стадии формирования звезд. Неустойчивые системы не возникают или очень быстро разрушаются.

То есть, так или иначе, единственным хорошим устойчивым элементом является двойная звезда. Взаимодействие одновременно трех и более звезд невозможно. Поэтому обсуждать тройные или системы более высокой кратности с точки зрения обмена массой не имеет смысла. Хотя есть системы, состоящие даже из шести звезд, но все это пары, вращающиеся друг вокруг друга на расстояниях, значительно больше расстояний между звездами в парах. Это, как говорят, иерархические системы.

Несколько тел в одной динамической системе могут слабо взаимодействовать друг с другом, медленно меняя орбиты. Это явление, получившее название механизма Козаи – Лидова, в 1961 году описал Михаил Лидов для спутников планет, а в 1962-м японский астроном Йошихиде Козаи отразил в расчетах изменения орбит астероидов. Суть его в том, что орбита легкого тела, вращающегося вокруг тяжелого, меняется под воздействием более далекого относительно легкого объекта. Квазипериодически орбита то вытягивается, то сильно наклоняется. Например, искусственный спутник Земли на изначально сильно наклоненной (пусть и круговой) орбите из-за влияния Луны может даже упасть на планету, потому что эксцентриситет со временем вырастает! Такая вековая эволюция орбит в кратной звездной системе происходит медленно, но в редких случаях может иметь далекоидущие последствия.