Результаты анализа 123 близких звезд солнечного типа. Числа у линий указывают интервалы периодов обращения

Из этого рисунка видно, прежде всего, что для длинных (100 лет) и коротких периодов эта зависимость получается разной. В то время как для коротких периодов число пар по мере уменьшения отношения масс главной звезды и ее спутника медленно убывает, для длинных периодов получается обратная картина. Таким образом, имеются как бы два типа кратных звездных систем. Не вдаваясь в обсуждение этого явления (что будет сделано в гл. 9); обратим здесь внимание только на то, что кривые для малых периодов допускают экстраполяцию вплоть до самых малых, пока еще не наблюдаемых, отношений масс компонент. И вот оказывается, что если экстраполировать кривые до значения этого отношения M2 / M1 = 1/100, то можно ожидать еще 20 пар, а если экстраполировать до M2 / M1 = 0, то добавится еще 25. Следовательно, полное количество двойных систем будет почти точно равно 123! Другими словами, если учитывать достаточно малые значения отношения M2 / M1, то получится, что практически все звезды солнечного типа либо кратные, либо окружены семьей планет.

Если условно положить, что наибольшая масса планеты равна 10-3 mΘ (Юпитер!), то получится, что ~ 10 % всех звезд типа Солнца имеют планетные системы. По нашему мнению, несмотря на сравнительную бедность использовавшегося статистического материала, исследования Абта и Леви являются лучшим из всех существующих обоснованием множественности планетных систем для звезд солнечного типа.

Рассмотрим теперь вопрос о происхождении кратных звездных систем. В свое время большое распространение имела гипотеза деления одной первоначальной звезды на две компоненты. Причиной деления могло быть очень быстрое вращение звезды. Под действием центробежной силы поверхность быстро вращающейся звезды перестает быть сферической. Расчеты показывают, что при некоторых идеализированных условиях быстро вращающееся тело приобретает характерную грушевидную форму, а при еще более быстром вращении оно может потерять устойчивость и распасться на две части.

Однако гипотеза деления оказалась неспособной объяснить результаты наблюдения и должна была быть поэтому оставлена. Некоторые ученые (например, О. Ю. Шмидт) выдвигали гипотезу «захвата», согласно которой при определенных условиях две звезды, до этого двигавшиеся в пространстве независимо, сближаясь, могут образовать двойную систему. Хотя математически такой процесс возможен (например, при случайном сближении трех звезд одновременно), вероятность его ничтожно мала. Кроме того, он противоречит наблюдениям. Никак нельзя объяснить, например, почему четверные системы всегда бывают такие, как это схематически изображено на рис. 44.

Рис. 44

Четверная система звезд (схема)

Вся совокупность фактов, накопленных астрономией за последние два десятилетия, говорит о том, что кратные системы образовались совместно, из некоторой первоначальной газопылевой межзвездной среды.

В процессе звездообразования возникают, как правило, целые группы звезд – ассоциации, скопления и кратные системы. Отсюда следует важный вывод: компоненты кратной системы должны иметь одинаковый возраст. Современные представления об эволюции звезд, о которых было рассказано в гл. 4, позволяют понять некоторые характерные особенности кратных систем. Эти особенности были установлены чисто эмпирически уже давно и представлялись совершенно непонятными.

Например, очень часто встречается такая комбинация, когда обе компоненты кратной системы являются горячими звездами спектральных классов O или ранних подклассов B. Современные представления об эволюции звезд вполне объясняют этот факт: из первичной туманности образовались одновременно две звезды с очень близкими массами, которые, естественно, находятся на одинаковых стадиях эволюции.

В случае, когда эволюционирует тесная двойная система, с периодом обращения меньше недели и с расстоянием между компонентами меньше 0,1 астрономической единицы, факт двойственности существенно определяет характер эволюции. Вначале, пока обе звезды находились на главной последовательности, их эволюция протекала так же, как и в случае, когда они были бы изолированы. Но затем более массивная звезда после «выгорания» водорода в ее ядре начнет «разбухать», переходя в стадию красного гиганта; она достигнет такого критического радиуса, при котором дальнейшее его увеличение становится невозможным, ибо вещество в поверхностных слоях эволюционирующей звезды начнет перетекать на вторую компоненту. За «каких-нибудь» несколько десятков тысяч лет, существенная часть массы эволюционирующей звезды перетечет на вторую компоненту, которая станет более, массивной, между тем как светимость эволюционирующей, но уже менее массивной компоненты, будет более высокой, хотя и не такой высокий, как у гигантов. Такие звезды называются «субгигантами» и их можно видеть на диаграмме Герцшпрунга – Рессела (см. рис. 9). Все это время от эволюционирующей звезды на вторую компоненту будут течь струи газа, а сама двойная система будет как бы погружена в газовое облако (см. рис. 38). Ввиду огромной распространенности явления кратности среди звезд нашей Галактики особый характер эволюции звезд в таких системах имеет принципиальное значение.

Лет двадцать назад к этой коллекции фактов, касающихся характеристик компонент двойных систем, присоединился новый, не менее интересный. Как известно, массивные горячие молодые звезды имеют сравнительно малые хаотические скорости пространственных движений, как правило, меньше 10 км/с. Именно поэтому они очень сильно концентрируются к галактической плоскости (см. гл. 1). Но из этого правила имеются уже давно известные исключения. Небольшое количество горячих массивных звезд движется с необыкновенно большими пространственными скоростями, достигающими 100 км/с. Оказывается, что такие звезды некоторое время назад «вылетели» из тех или иных звездных ассоциаций – групп молодых горячих звезд (см. гл. 4). Это хорошо видно на рис. 45, где звездочками изображены три такие «быстрые» горячие звезды. Пунктирные прямые – направления их движений по небу. Три прямые почти пересекаются в области созвездия Ориона, где находится большая ассоциация горячих звезд. Так как расстояние до ассоциации Ориона известно, то по найденным скоростям звезд можно установить, что «беглецы» покинули ассоциацию совсем «недавно» – от 2 до 5 млн. лет назад.

По какой же причине выбрасываются такие звезды из ассоциации? Голландский астроном Блаау обратил внимание на то, что звезды-«беглецы» всегда являются одиночками. Между тем кратность среди массивных, горячих звезд особенно распространена – почти половина их образует кратные системы. Чтобы объяснить этот удивительный факт, голландский астроном выдвинул предположение о том, что раньше звезды-беглецы были компонентами двойных систем. Вторая компонента – более массивная горячая звезда того же спектрального класса O – взорвалась как сверхновая II типа (см. гл. 5).

Рис. 45