Вселенная. Жизнь. Разум - Наука (И.С. Шкловский)

8. Кратные звездные системы

В гл. 2 мы рассматривали некоторые основные характеристики звезд: диаметр,

светимость, цвет и др. К этим характеристикам следует добавить еще одну —
к р а т н о с т ь . Значительное число звезд (от 30 до 50%) образует двойные, тройные

и другие к р а т н ы е системы. Явление кратности, очевидно, является фундамен-
тальным свойством огромного количества звезд.

Наблюдается большое разнообразие свойств кратных систем. В ряде случаев

звезды, образующие систему (или, как говорят астрономы, «компоненты системы»),
находятся на довольно большом расстоянии (рис. 35). Систематические наблюдения

позволяют установить орбитальное движение таких звезд друг относительно друга.

*) Очевидно, период изменения скоростей равен периоду обращения одной звезды отно-

сительно другой.

102

На рис. 36 приведены последовательные положения одной из компонент двойной
системы Большой Медведицы относительно другой. Периоды обращения в от-
дельных случаях меняются от нескольких лет до тысячелетий. Применение из-

вестных законов небесной механики
позволяет делать оценки масс звезд.

В большом числе случаев, одна-

ко, компоненты двойных систем рас-
положены настолько близко, что их

нельзя наблюдать раздельно; при та-
ком положении двойственность систе-

мы доказывается спектральными на-
блюдениями. Благодаря орбиталь-

ному движению звезд друг относи-
тельно друга их скорости по лучу зре-
ния неодинаковы. Например, одна
звезда может в данный момент к нам
приближаться, другая — удаляться.

Из-за эффекта Доплера это приве-
дет к небольшому сдвигу спектраль-
ных линий одной звезды относитель-
но соответствующих линий другой.
Так как из-за орбитального движения

скорости по лучу зрения периодически меняются *), то и смещение соответствующих
линий тоже будет периодически меняться. Систематически наблюдая такое смеще-
ние и установив его зависимость от времени, можно совершенно надежно вы-

числить основные характеристики орбиты и получить некоторое представление
о массах компонент тесной двойной системы. Такие тесные двойные системы назы-
ваются астрономами «спектрально-двойными».

В тех сравнительно редких случаях, когда плоскость орбиты тесной пары звезд

образует небольшой угол с лучом зрения, можно наблюдать как бы «затмение»
одной звезды другой. Так как обе компоненты такой системы раздельно не видны
ни в один даже самый мощный телескоп,

то во время такого «затмения» можно

наблюдать только уменьшение блеска

звезды. Когда затмение кончается
(обычно оно длится несколько часов),
звезда восстанавливает свой первона-

чальный блеск. Построив по возмож-

ности точную зависимость блеска звезды

от времени (так называемую «кривую
блеска» звезды), можно совершенно уве-
ренно определить не только основные
параметры орбиты, но и диаметры звезд
и даже установить, как спадает яркость

их дисков от центра к краю. Схема
орбиты затменной переменной звезды Алголь и соответствующая ей кривая
блеска приведены на рис. 37.

Компоненты спектрально-двойных и затменных переменных звезд бывают рас-

положены очень близко друг к другу — иногда они почти соприкасаются своими
поверхностями. В таких случаях наблюдаются интересные и сложные явления выте-

кания материи из звезд, вызванные мощными приливными силами. Часто такие
звезды погружены в общую
протяженную, сильно разрежен-
ную газовую оболочку. Схема
одной такой тесной пары при-
ведена на рис. 38. Следует на-
помнить, что вся картина явле-
ния получается только из анали-
за спектров и блеска звезд. Ра-
зумеется, в телескопы изобра-
жения, подобные приведенному

на рис. 38, никогда не наблю-

даются; для этого недостаточ-
на разрешающая способность
даже самых крупных инстру-

ментов.

Периоды обращения тесных

пар, как это следует из извест-
ного закона Кеплера и непо-
средственно подтверждается на-

блюдениями, очень малы. Самый короткий из известных периодов принадлежит
затменной переменной AM Гончих Псов. Он близок к 18 мин.

Как уже упоминалось в гл. 5, весьма вероятно, что все так называемые «новые»

звезды представляют собой очень тесные двойные системы. Несколько таких звезд,
согласно наблюдениям, являются затменными переменными. Оказывается, наличие

«звезды-соседки», расположенной слишком близко, «мешает» нормальной эволю-

ции звезды, в частности, переходу ее в стадию красного гиганта (см. ниже). При
этом может возникнуть некоторая неустойчивость, приводящая к регулярно повто-
ряющимся (через сотни и тысячи лет) вспышкам. Во время таких вспышек свети-
мость новых хотя и велика, но в тысячи раз меньше, чем у сверхновых. Масса газа,
выбрасываемого при каждой вспышке, составляет 10

- 3

— 10

-5

массы Солнца.

Массы компонент двойной системы (в тех случаях, когда их можно найти по-

рознь, а это возможно далеко не всегда) обычно меняются не в очень широких

пределах. Часто массы их почти одинаковы или, во всяком случае, близки. Бывает,
однако, и так, что масса одной компоненты в 10 раз меньше другой, а светимости
отличаются в тысячи раз и более. Среди компонент двойных систем наблюдаются
белые карлики. Примером может служить спутник Сириуса. Для интересующей нас
проблемы особое значение имеет тот факт, что некоторые компоненты кратных си-
стем обладают настолько малой массой, что их светимость совершенно ничтожна.
Их нельзя наблюдать ни в какие телескопы, хотя они иногда находятся на доволь-
но значительном расстоянии от «главной» массивной и яркой звезды. В таких слу-

чаях говорят о «невидимых спутниках» звезд. Классическим примером такой си-

стемы является одна из ближайших к нам звезд 61 Лебедя, особенно тщательно ис-
следовавшаяся пулковским астрономом А. Н. Дейчем. Факт двойственности у этих

звезд устанавливается путем изучения ничтожно малых периодических колебаний
в движении главной звезды. Излишне подчеркивать, что такие наблюдения требуют
большой точности и тщательности. В настоящее время известно уже несколько «не-

видимых» спутников. Их массы очень малы, приблизительно 0,01 солнечной массы,

что'всего лишь в 10 раз превышает массу планеты-гиганта Юпитера! И все же та-
кие небесные тела являются з в е з д а м и, т. е. самосветящимися газовыми шарами,
а не холодными планетами, светящими (в видимой части спектра) отраженными лу-
чами звезды.

Впрочем, следует подчеркнуть, что разница между планетами-гигантами и не-

видимыми спутниками звезд не принципиальна. Во-первых, химический состав

у них должен быть сходен; как те, так и другие состоят в основном из водорода
и гелия. В последние годы на орбитальных станциях обнаружено много «рентгенов-
ских звезд», оказавшихся тесными двойными системами (см. ниже). Если бы масса
Юпитера была раз в 10 больше, температура в его центральных частях повысилась
бы настолько, что он стал бы излучать (хотя и слабо) в видимой части спектра.
Юпитер стал бы весьма слабой звездой — красным карликом с температурой по-
верхности 1—2 тыс. К.

Обращает на себя внимание большая распространенность невидимых спутни-

ков звезд. Так как условия их наблюдений очень трудны, они могут быть обнару-
жены только у очень близких к нам звезд. И вот оказывается, что в сфере радиусом
в 10 пк, окружающей Солнце, из 53 звезд 5 имеют невидимые спутники! Вполне

естественно возникает вопрос: не имеются ли у некоторых звезд еще меньших раз-

меров спутники, которые в силу своей относительно ничтожно малой массы не вы-
зывают заметных колебаний в движении этих звезд? Но такие «ультраневидимые»

спутники уже не отличаются практически от больших планет типа Юпитера и Са-
турна. Тем самым мы подходим к основному вопросу: имеются ли основания по-
лагать, что у многих звезд существуют планетные системы, в той или иной степени

напоминающие нашу?

К этой центральной проблеме мы вернемся в следующей главе. Здесь же мы

рассмотрим более узкий вопрос: можно ли в настоящее время средствами совре-
менной наблюдательной астрономии доказать наличие планет у ближайших к нам
звезд? Ограничим рассмотрение только большими планетами-гигантами. Ясно, что

если, например, в настоящее время не существует возможности наблюдать даже

около самых близких к нам звезд большие планеты, то не может быть и речи о
непосредственных наблюдениях, особенно интересных для нас планет типа Земли
или Марса.

Допустим, что на расстоянии 10 пк от нас (около 33 световых лет) находится

звезда, похожая на Солнце. Вокруг этой звезды на таком же расстоянии, что

и Юпитер от Солнца (в 5,2 большем, чем расстояние от Солнца до Земли), обра-

щается планета-гигант. Пусть эта планета будет «двойником» Юпитера, т. е. имеет

104

такие же размеры и массу. Предположим еще, что мы находимся почти точно
в плоскости орбиты этой планеты. В принципе обнаружить наличие такой планеты
около звезды можно тремя способами (рис. 39). Первый из них заключается в сле-

дующем. Очень медленное прямолинейное перемещение звезды по небу *), обуслов-

ленное ее движением относительно Солнца, должно дополняться «волновыми»
колебаниям. Период «волны» будет, очевидно, равен периоду движения планеты,

т. е. в нашем случае 11,9 года. Такое «волновое» движение объясняется тем, что звезда

из-за притяжения планетой движется по эллиптической орбите вокруг общего центра
тяжести звезды и планеты. Это орбитальное движение складывается с пространст-
венным движением. Так как масса звезды в 1000 раз больше, чем масса планеты,
центр масс системы находится близко от центра звезды. Поэтому амплитуда
«волны» в собственном движении звезды очень невелика.

Расчеты, выполненные в свое время известным американским астрономом

О. Л. Струве, показывают, что отклонение собственного движения от прямолиней-

ного не превышает 0,0005 сек. дуги в год, т. е. ничтожно мало и находится за пре-
делами точности современных астрономических наблюдений. Заметим, что, если бы
масса спутника звезды была в 10 — 20 раз больше, чем у Юпитера, такие колебания

в собственном движении уже можно было бы (правда, с трудом) обнаружить.
Именно этим способом были открыты и изучаются невидимые спутники некоторых
близких звезд, о которых шла речь.

Другой способ — спектроскопический. Движение звезды по орбите вокруг цен-

тра масс системы «звезда — планета» должно вызывать периодические колебания

составляющей скорости звезды по лучу зрения. В самом деле, легко убедиться, что

будут такие промежутки времени, когда орбитальная скорость направлена к н а м

и от н а с . Период колебаний лучевых скоростей должен быть равен периоду
обращения планеты. Однако этот эффект ничтожно мал. Расчет О. Л. Струве по-
казывает, что периодические изменения лучевой скорости звезды не превышают

10 м/с, что составляет примерно тысячную долю полной лучевой скорости звезды.

Скорости 10 м/с соответствует смещение длины волны спектральной линии при-
мерно на (напомним, ч т о с м , а длина волны видимого света ле-
жит в пределах 4 — 7 тыс. ). Такие ничтожно малые изменения длины волны из-
мерить невозможно, особенно если учесть, что спектральные линии не бесконечно

узки, а имеют конечную ширину порядка десятых долей ангстрема и больше.

Третий способ — фотометрический, т. е. сводится к систематическому, по воз-

можности точному, измерению блеска звезды. Так как по условию земной наблю-

*) Такое перемещение называется «собственным движением» звезды. Для близких звезд

оно достигает нескольких секунд дуги в год.

105

датель находится в плоскости орбиты планеты, то периодически каждые 11,9 года
планета будет проектироваться на диск звезды. Подобное явление наблюдается и
в Солнечной системе. Мы имеем в виду прохождение планет Венеры и Меркурия

по диску Солнца. Так как планета — темное, не самосветящееся тело, то в случае,
когда она проектируется на звезду, некоторая (малая) часть диска последней будет

закрыта. Поэтому блеск звезды будет несколько уменьшен. Это аналогично явле-
нию затменных переменных звезд (см. рис. 37).

Расчеты показывают, что при прохождении планеты размером с Юпитер через

диск звезды, подобной Солнцу, ее блеск уменьшится на 0,01 звездной величины.

Интересно отметить, что такие малые изменения потока излучения от звезд совре-
менная электрофотометрия зарегистрировать уже может. Вспомним, однако, что
мы рассматривали очень маловероятный случай, когда направление «Солнце -
звезда» лежит в плоскости орбиты планеты. Достаточно отклониться этому направ-
лению всего лишь на 2 — 3 мин. дуги, как уже планета ни при каком положении

не будет проходить через диск. Таким образом, и этот возможный способ
наблюдения планет, обращающихся вокруг звезд, оказывается практически не-

реальным.

Напомним, что речь шла о возможности наблюдений очень большой планеты,

обращающейся по орбите вокруг достаточно близкой к нам звезды. Из сказанного
следует, что с о в р е м е н н а я а с т р о н о м и я п р я м ы м и н а б л ю д е н и я м и
п о к а не в с о с т о я н и и о б н а р у ж и т ь присутствия планет у звезд, удаленных
от нас на расстояние более 10 пк. Впрочем, необходимо заметить, что недалеко то
время, когда такие наблюдения смогут быть проведены. Если на космической науч-
ной станции, установленной на искусственном спутнике Земли, будет крупный теле-

скоп с объективом диаметром 2 м или больше, то появится возможность непосред-

ственных наблюдений планет-гигантов, обращающихся вокруг близких к нам звезд.
Дело в том, что возможности больших телескопов, расположенных на Земле, ис-
пользуются далеко не полностью. Из-за преломления света на мелких, беспорядоч-
но движущихся струях и неоднородностях атмосферы даже точечный источник све-
та (например, звезда) размазывается в диск размерами 0,5 — 2 сек. дуги. Между тем

если планета-гигант удалена от своей звезды на расстояние, равное расстоянию от

Земли до Солнца («астрономическая единица»), а сама звезда удалена от нас на

10 пк, то угловое расстояние между планетой и звездой никогда не будет превы-

шать 0,1 сек. дуги. Это означает, что телескоп любых размеров, если он установлен
на Земле, не разделит изображения планеты и звезды. Кроме того, ввиду рассеяния

света в земной атмосфере, вокруг сравнительно яркой звезды всегда будет светя-

щийся ореол, в котором полностью «утонет» ничтожно слабая по своей яркости
планета.

Другое дело, если такой телескоп помещен на космической станции. Атмос-

ферные помехи, о которых шла речь, уже не будут мешать наблюдениям. Это, ко-
нечно, не означает, что можно будет раздельно наблюдать (например, фотографи-
ровать) сколь угодно близкие друг к другу звезды. Существует и здесь предел,
обусловленный волновой природой света. Ввиду дифракции на оправе объектива
телескопа каждая звезда в фокальной плоскости последнего даст систему колец ко-
нечной толщины. По этой причине предельное угловое «разрешение» телескопа

пропорционально отношению длины волны света к диаметру объектива. Например,
для синих лучей при диаметре объектива 1 м предельное угловое расстояние между
звездами, при которых их еще можно наблюдать раздельно, будет меньше 0,1 сек.
дуги. Применение специальных приборов — интерферометров — позволяет измерять
углы даже в 0,01 сек. дуги.

Звездная величина большой планеты, сходной с Юпитером, находящейся на

расстоянии одной астрономической единицы от звезды, похожей на Солнце и уда-
ленной от нас на расстояние 10 пк, будет около 24.

106

<> На рис. 40 показана мощность излучения Солнца и Юпитера в разных диа-

пазонах спектра. В оптическом диапазоне различие в миллиард раз, в инфракрас-

ном около волны 30 мкм — всего в 10 тысяч раз. В США заканчивается подготовка
к запуску телескопа с зеркалом 2,4 м, с помощью которого, вероятно, удастся об-
наружить планеты около ближайших звезд. Космический инфракрасный телескоп
с раскрывающимся рефлектором

диаметром около 15 м способен

обнаружить юпитероподобные
планеты в пределах десятка свето-
вых лет

от нас

Приведенные выше соображе-

ния относятся к оценке возмож-
ности наблюдать планетные систе-

мы на расстояниях 10 пк и боль-
ше. Ну, а если планетная система
находится «совсем близко», на
расстоянии 1,5 — 2 пк? На таком
расстоянии от нас находится столь
малое число звезд, что их можно

буквально пересчитать по паль-
цам. Казалось бы, вероятность об-
наружения планетных систем у на-
ших ближайших соседей должна
быть весьма незначительной. Тем
большее значение имеет исключи-

тельно важное исследование из-
вестного американского астронома

ван де Кампа, касающееся одной из наиболее близких к нам звезд — знаме-
нитой «летящей звезды Барнарда».

Эта замечательная звезда находится в созвездии Змееносца и отличается

самым большим собственным движением среди всех известных звезд. По этой при-
чине она и получила свое необычное название. Хорошо известно, что звезды только
в первом приближении можно называть «неподвижными», т. е. не меняющими
своего положения друг относительно друга. В действительности из-за того, что они
движутся в пространстве с относительными скоростями порядка десятков киломе-
тров в секунду, их взаимное расположение очень медленно меняется. Однако по
причине огромной величины межзвездных расстояний угловое перемещение по не-
бесной сфере за год (а это и есть «собственное движение») даже для самых близких
звезд очень редко превышает 1 с. Для звезды Барнарда эта величина равна 10,3 с

в год. Это означает, что за 180 лет она переместится по небу на величину лунного
диаметра, который, как известно, близок к

градуса. Столь большое собственное

движение этой звезды объясняется, прежде всего, тем, что после тройной системы

а Центавра звезда Барнарда является нашей ближайшей соседкой. Расстояние до

нее всего лишь 1,8 пк. Это очень слабый красный карлик спектрального класса М5,
радиус которого в 6 раз меньше солнечного, а масса составляет 15% солнечной
массы.

Многолетние наблюдения ван де Кампа привели к открытию у этой звездочки

невидимого спутника рекордно малой массы. На протяжении 25 лет американский
астроном получил около 2000 фотографий этой звезды. Годичному собственному
движению исследуемого объекта соответствовало смещение положения изображе-
ния на фотографии на 0,546 мм. Тщательные измерения «траектории» звезды Бар-

нарда по отношению к соседним звездам позволили обнаружить волнообразный
характер движения.

107

На рис. 41 приведены осредненные результаты этих измерений по двум не-

бесным координатам — прямому восхождению и склонению. Из этого рисунка от-
четливо видны периодические колебания собственного движения звезды Барнарда,
причем период близок к 24 годам. Для того чтобы почувствовать малость измеряе-
мого эффекта, на рис. 41 в верхнем правом углу приведен масштаб, равный 0,01".
Такие периодические изменения собственного движения могут быть объяснены на-
личием «легкого» невидимого спутника. Зная массу звезды и период обращения,

можно определить из третьего закона Кеплера большую полуось орбиты спутника,
которая оказывается равной 4,4 астрономической единицы. На таком расстоянии
полуось орбиты была бы видна под углом 2,4". Сама звезда движется с тем же пе-
риодом вокруг центра масс системы, причем максимум ее углового смещения дол-

жен быть во столько раз меньше 2,4", во сколько раз ее масса больше. Отсюда

следует, что масса невидимого спутника должна быть почти в 100 раз меньше, чем

масса самой звезды Барнарда. Это значит, что его масса составляет 0,0015 солнеч-
ной массы и всего лишь в 1,5 раза больше массы Юпитера! Увы! Этот увлека-
тельный результат сейчас оспаривается. Не исключено, что он обусловлен какой-
нибудь периодической ошибкой винтов измерительного инструмента. Во всяком
случае другие исследователи пока не подтвердили открытие ван де Кампа.

Если это открытие подтвердится, то, скорее всего, невидимый спутник звезды

Барнарда — это большая планета, очень похожая на Юпитер. Она не может быть

самосветящимся объектом, а светит только отраженным светом своего маленького
красного «солнца». При таких условиях его видимая звездная величина составляет

около 30, в то время как видимая величина самой звезды Барнарда равна 9,5. Нет
никакой надежды при помощи современных методов астрономии непосредственно
наблюдать спутник звезды Барнарда. На рис. 42 приведена орбита спутника этой
звезды. Окружность (штриховая линия) соответствует величине изображения
звезды Барнарда при средних условиях наблюдений.

Если бы открытие ван де Кампа подтвердилось, оно доказывало бы огромную

распространенность планетных систем во Вселенной, ибо даже у самой близкой
к нам звезды имеется планетная система. Правда, налицо одно существенное раз-
личие между нашей планетной системой и системой звезды Барнарда: спутник по-
следней движется по резко эллиптической орбите, между тем как большие планеты
Солнечной системы движутся по почти круговым орбитам. Пока неясно, является
ли это различие принципиальным. Еще раз, однако, подчеркнем, что открытие ван
де Кампа пока не подтверждено.

Вполне естественно считать, что кратность звезд и наличие планетных систем

суть одно и то же явление. В этой связи отметим, что согласно исследованиям аме-

108

риканского астронома Койпера среднее расстояние между компонентами двойных
звезд около 20 астрономических единиц, что близко к размерам Солнечной
системы.

В пользу вывода о том, что кратные звездные системы и планетные системы

это, по существу, одно и то же явление, говорит статистический анализ проблемы.
В начале этой главы мы писали, что по разным оценкам от 30 до 50 % всех звезд
входят в состав кратных систем. Эти оценки, однако, страдают одним суще-
ственным дефектом: они не полны и отягощены наблюдательной селекцией. Глав-
ная ошибка при таких подсчетах — трудность наблюдения пары, у которой масса

одной компоненты значительно больше, чем второй. Об этом уже шла речь выше,

при анализе проблемы невидимых спутников звезд. Недавно американские астро-

номы Абт и Леви выполнили тщательное исследование кратности у 123 ближайших

к нам звезд солнечного типа.

Все эти звезды, видимые невооруженным глазом, находятся в северном полу-

шарии неба и удалены от Солнца на расстояния, не превышающие 85 световых лет,

так что речь идет о наших ближайших соседях. Так как выбранные звезды доста-

точно ярки, их можно было самым тщательным образом исследовать с помощью

спектрографа с высокой дисперсией на 2,1-метровом рефлекторе Национальной об-

серватории Китт Пик (Аризона). В результате этих исследований оказалось, что из

123 выбранных звезд 57 оказались двойными, 11 — тройными и 3 — четверными.

Таким образом, около 60% всех
звезд солнечного типа оказались
кратными. Но в действительности
этот процент должен быть выше,
ибо, как это уже подчеркивалось,
по причинам чисто наблюдатель-
ным, мало массивные компоненты

непосредственно наблюдать было

невозможно. Чтобы учесть системы
с мало массивными компонен-
тами, Абт и Леви на основе полу-
ченного ими наблюдательного ма-
териала построили зависимость
числа пар от отношения масс
компонент. Эта зависимость строи-
лась для разных периодов обраще-
ния звезд — см. рис. 43. Из этого
рисунка видно, прежде всего, что
для длинных (> 100 лет) и корот-
ких периодов эта зависимость по-

лучается разной. В то время как
для коротких периодов число пар

по мере уменьшения отношения масс главной звезды и ее спутника медленно убы-

вает, для длинных периодов получается обратная картина. Таким образом, имеют-
ся как бы два типа кратных звездных систем. Не вдаваясь в обсуждение этого явле-
ния (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 экстра-
полировать кривые до значения этого отношения М

/М

= 1/100, го можно ожи-

дать еще 20 пар, а если экстраполировать до М

/М

= 0, то добавится еще 25. Сле-

довательно, полное количество двойных систем будет почти точно равно 123! Дру-
гими словами, если учитывать достаточно малые значения отношения М

/М

то

получится, что практически в с е звезды солнечного типа либо кратные, либо окру-

109

жены семьей планет. Если условно положить, что наибольшая масса планеты равна

(Юпитер!), то получится, что всех звезд типа Солнца имеют пла-

нетные системы. По нашему мнению, несмотря на сравнительную бедность исполь-

зовавшегося статистического материала, исследования Абта и Леви являются луч-
шим 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 идеа-
лизированных условиях быстро вращающееся тело приобретает характерную гру-

шевидную форму, а при еще более быстром вращении оно

может потерять устойчивость и распасться на две части.

Однако гипотеза деления оказалась неспособной объяс-

нить результаты наблюдения и должна была быть поэтому
оставлена. Некоторые ученые (например, О. Ю. Шмидт)
выдвигали гипотезу «захвата», согласно которой при опреде-
ленных условиях две звезды, до этого двигавшиеся -в про-
странстве независимо, сближаясь, могут образовать двой-

ную систему. Хотя математически такой процесс возможен

(например, при случайном сближении трех звезд одновре-

менно), вероятность его ничтожно мала. Кроме того, он

противоречит наблюдениям. Никак нельзя объяснить, напри-
мер, почему четверные системы всегда бывают такие, как

это схематически изображено на рис. 44. Вся совокупность
фактов, накопленных астрономией за последние два десяти-

летия, говорит о том, что кратные системы о б р а з о в а л и с ь с о в м е с т н о

из некоторой первоначальной газопылевой межзвездной среды.

В процессе звездообразования возникают, как правило, целые группы звезд -

ассоциации, скопления и кратные системы. Отсюда следует важный-вывод: компо-
ненты кратной системы должны иметь одинаковый возраст. Современные пред-

ставления об эволюции звезд, о которых было рассказано в гл. 4, позволяют

понять некоторые характерные особенности кратных систем. Эти особенности бы-
ли 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 О или ранних
подклассов В. 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 обраще-

ния меньше недели и с расстоянием между компонентами меньше 0,1 астрономиче-

ской 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», пере-
ходя в стадию красного гиганта; она достигнет такого критического радиуса, при
котором дальнейшее его увеличение становится невозможным, ибо вещество в по-
верхностных слоях эволюционирующей звезды начнет перетекать на вторую ком-
поненту. За «каких-нибудь» несколько десятков тысяч лет, существенная часть
массы эволюционирующей звезды перетечет на вторую компоненту, которая ста-

ПО

нет более массивной, между тем как светимость эволюционирующей, но уже менее
массивной компоненты, будет более высокой, хотя и не такой высокой, как у гиган-
тов. 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 ком-

понент двойных систем, присоединился новый, не менее интересный. Как известно,

массивные горячие молодые звезды имеют сравнительно малые хаотические скоро-
сти пространственных движений, как правило, меньше 10 км/с. Именно поэтому

они очень сильно концентрируют-
ся к галактической плоскости (см.
гл. 1). Но из этого правила имеют-

ся уже давно известные исключе-
ния. Небольшое количество горя-
чих массивных звезд движется с не-

обыкновенно большими прост-

ранственными скоростями, дости-
гающими 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. Пунк-
тирные прямые — направления их
движений по небу. Три прямые
почти пересекаются в области со-

звездия Ориона, где находится

большая ассоциация горячих звезд.
Так как расстояние до ассоциации
Ориона известно, то по найден-
ным скоростям звезд можно
установить, что «беглецы» поки-
нули ассоциацию совсем «недав-
но» — от 2 до 5 млн лет назад.

По какой же причине выбра-

сываются такие звезды из ассо-

циации? Голландский астроном
Блаау обратил внимание на то, что звезды-«беглецы» в с е г д а являют-
ся о д и н о ч к а м и . Между тем кратность среди массивных, горячих звезд
особенно распространена — почти половина их образует кратные системы. Чтобы
объяснить этот удивительный факт, голландский астроном выдвинул предположе-
ние о том, что раньше звезды-беглецы были компонентами двойных систем. Вто-
рая компонента — более массивная горячая звезда того же спектрального класса
О — взорвалась как сверхновая II типа (см. гл. 5).

Что произойдет, если более массивная звезда в двойной системе вдруг как бы

исчезнет, пропадет? Сила притяжения не будет больше удерживать оставшуюся
звезду на ее эллиптической орбите. Она уйдет по касательной к своей орбите, со-

хранив п р и э т о м о р б и т а л ь н у ю скорость. В действительности, конечно,

111

масса взорвавшейся звезды не может бесследно исчезнуть. Если расширяющаяся
туманность — остаток взрыва сверхновой — находится внутри орбиты оставшейся
звезды, сила притяжения почти не изменится и звезда никогда «не убежит». Если
же звезда окажется в н у т р и туманности, последняя почти не будет ее притяги-
вать. Чтобы описанный «эффект пращи» (иначе его трудно назвать) имел место,
необходимо, чтобы газы — продукты взрыва сверхновой — ушли за орбиту остав-

шейся звезды за время, значительно меньшее, чем период обращения. Это условие

будет выполняться для двойной системы, компоненты которой удалены одна от
другой достаточно далеко, например на 10 — 20 астрономических единиц. При этом

периоды обращения должны быть порядка нескольких лет, а орбитальные скорости
(при достаточно массивных звездах) — около 100 км/с.

Наличие среди компонент кратных систем белых карликов (например, в систе-

ме Сириуса) легко объясняется тем, что более массивная компонента закончила
свой эволюционный путь, став маленькой, очень плотной звездой (см. гл. 4). На-
против, нельзя представить двойную систему, у которой одна компонента — горя-
чая, массивная звезда спектрального класса О, а вторая — обыкновенный красный

гигант с массой в 1,5 — 2 раза больше солнечной. Ведь для того, чтобы звезда такой
массы сошла с главной последовательности и стала красным гигантом, нужно со-
ответственно 4 и 2 млрд лет (см. табл. 2), в то время как горячая звезда класса

О не может существовать свыше 10 млн лет. И действительно, подобные двойные
системы неизвестны.

В гл. 5 мы уже говорили, что «звездные» рентгеновские источники никак не

могут быть «молодыми», еще не успевшими остыть нейтронными звездами, так
как последние слишком быстро остывают. И все же совершенно неожиданно выяс-
нилось, что эти космические рентгеновские источники являются нейтронными звез-

дами. Наблюдения, выполненные на специализированном американском рентгенов-

ском спутнике «Ухуру» привели к удивительному открытию: поток излучения от
довольно большого количества источников меняется со временем с т р о г о п е -
р и о д и ч е с к и , причем периоды составляют несколько дней. У двух источников
были обнаружены, кроме того, короткопериодические изменения потока с периода-
ми 1,25 и 4,88 секунды. Эти короткие периоды в свою очередь плавно менялись
с указанным выше длинным периодом, причем амплитуды изменений малых пе-
риодов хотя и малы, но вполне измеримы *).

Объяснение этим удивительным фактам весьма простое и даже очевидное. Рент-

геновский источник — это маленькая, компактная звезда, вращающаяся вокруг
второй, «нормальной», звезды, причем луч зрения почти «скользит» вдоль плоско-

сти орбиты. Минимум потока рентгеновского излучения наблюдается тогда, когда
рентгеновская компонента заходит за оптическую. Другими словами, мы наблю-

даем затменную двойную систему.

Наличие секундных периодов означает, что наблюдаемые источники представ-

ляют собой «рентгеновские пульсары», т. е. очень быстро вращающиеся маленькие

звезды. Так как минимальный период такого осевого вращения лишь немногим
больше секунды, то это не могут быть белые карлики. Только нейтронные звезды
могут иметь такие короткие периоды вращения. Изменение величины периода ко-

ротких рентгеновских импульсов, обусловленных осевым вращением, в течение ор-
битального периода очевидным образом объясняется эффектом Доплера. Из ам-
плитуды этих изменений непосредственно определяется орбитальная скорость
рентгеновской звезды.

В ряде случаев по изменениям положения линий поглощения в спектре оптиче-

ской компоненты такой двойной системы был определен орбитальный период, ко-

*) В настоящее время уже известно около 20 рентгеновских источников с аналогичными

периодическими изменениями потока излучения.

112

торый оказался в точности равным периоду, полученному из рентгеновских
наблюдений.

Во всех случаях нейтронные звезды, излучающие рентгеновские кванты, входят

в состав тесных двойных систем. В таких системах при достаточно большом радиу-
се оптической компоненты с части ее поверхности, обращенной ко второй компо-
ненте, непрерывно будет истекать струя газа. По этой причине вокруг нейтронной

звезды образуется быстро вращающийся газовый диск, вещество которого будет
падать на поверхность нейтронной звезды. Так как скорость подобного падения

газа довольно близка к скорости света, при таком процессе (называемом «аккре-

цией») будет выделяться огромное количество энергии, которая нагреет газ в диске

до температуры в несколько десятков миллионов Кельвинов, сделав его мощным

источником рентгеновского излучения. Сходные процессы будут иметь место и тог-

да, когда компонентой «оптической» звезды будет черная дыра. Отличить черную
дыру от нейтронной звезды можно тогда, когда известна масса рентгеновской ком-
поненты из наблюдений двойной системы, в которой она находится. Напомним,
что если масса «компактной», «проэволюционировавшей» рентгеновской компо-

ненты больше 2,5 солнечных масс, она должна быть черной дырой (см. гл. 5). По-

хоже на то, что одна черная дыра уже наблюдается — это знаменитый рентгенов-
ский источник Лебедь Х-1.

Таким образом, нейтронные звезды «сами по себе» не являются рентгеновски-

ми источниками. Только тогда, когда они окажутся в тесной двойной системе, при

определенных условиях начнет действовать «машина», весьма эффективно выра-
батывающая рентгеновское излучение с помощью глубокой «потенциальной ямы»
в окрестностях нейтронной звезды, куда падает газовая струя, поставляемая опти-
ческой компонентой. То же самое относится, конечно, и к черным дырам.

Все изложенные факты доказывают, что компоненты кратных систем образо-

вались совместно. Коль скоро имеются основания предполагать, что планетные си-

стемы в принципе не отличаются от кратных звездных систем, планеты, скорее
всего, должны образоваться параллельно с формированием соответствующих
звезд.

9. О происхождении Солнечной системы

Вот уже два века проблема происхождения Солнечной системы волнует вы-

дающихся мыслителей нашей планеты. Этой проблемой занималась, начиная от
философа Канта и математика Лапласа, плеяда астрономов и физиков XIX и XX
столетий. Ей отдал дань наш замечательный соотечественник, человек разносто-
ронне талантливый, Отто Юльевич Шмидт. И в с е же мы е щ е о ч е н ь д а -
л е к и от ее р е ш е н и я . Какие только тайны не были вырваны у природы за

эти два столетия! За последние три десятилетия существенно прояснился вопрос
о путях эволюции звезд. И хотя детали удивительного процесса рождения звезды

из газопылевой туманности еще далеко не ясны, мы теперь четко представляем,
что с ней происходит на протяжении миллиардов лет дальнейшей эволюции. Об
этом довольно подробно шла речь в гл. 4. Увы, вопрос о происхождении и эволю-
ции планетной системы, окружающей наше Солнце, далеко не так ясен.

На первый взгляд кажется странным и даже парадоксальным, что астрономы

смогли узнать о космических объектах, весьма удаленных и наблюдаемых с боль-

шими трудностями, гораздо больше, чем о планетах и Солнце, которые (по астро-
номическим масштабам, разумеется) находятся у нас «под боком». Однако в этом
нет ничего удивительного. Дело в том, что астрономы наблюдают огромное коли-
чество звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Изучая звезды в скопле-
ниях, они могут чисто эмпирически установить, как зависит темп эволюции звезд
от начальных условий, например массы. Если бы не было этого обширного эмпи-
рического материала (прежде всего рассматривавшейся нами выше диаграммы
«цвет — светимость» для большого числа скоплений), вопрос об эволюции звезд
был бы предметом более или менее бесплодных спекуляций, как это и было при-
мерно до 1950 г.

В совершенно другом положении находятся исследователи происхождения

и эволюции нашей планетной системы. Ведь мы пока не мо^кем непосредственно
наблюдать такие системы даже около самых близких звезд (см. гл. 8). Если бы это
удалось .и мы имели р е а л ь н о е представление, как выглядят планетные системы
на разных этапах своей эволюции или хотя бы как сильно отличаются одни пла-

нетные системы от других, эта волнующая проблема была бы, несомненно, решена
в сравнительно короткие сроки. Но пока мы наблюдаем планетную систему, так
сказать, «в единственном экземпляре». Более того, необходимо еще доказать, что
около других звезд имеются планетные системы. Ниже мы попытаемся это сде-
лать, пользуясь наблюдаемыми характеристиками звезд.

Значит ли это, что мы еще решительно ничего не можем сказать о происхожде-

нии Солнечной системы, кроме тривиального утверждения, что она как-то образо-
валась не позже чем 5 млрд лет назад, потому что таков приблизительно возраст
Солнца? Такая «пессимистическая» точка зрения так же мало обоснована, как и из-
лишний оптимизм адептов той или иной космогонической гипотезы. Можно ска-
зать, что кое-что о происхождении семьи планет, обращающихся вокруг Солнца,
мы уже знаем. Во всяком случае, круг возможных гипотез о происхождении Сол-

нечной системы сейчас значительно сузился.

Переходя к изложению (по необходимости весьма краткому) различных космо-

гонических гипотез, сменявших одна другую на протяжении последних двух столе-
тий, мы начнем с гипотезы, впервые высказанной великим немецким философом

Кантом и спустя несколько десятилетий независимо предложенной замечательным j

французским математиком Лапласом. Из дальнейшего будет видно, что сущест-1

венные предпосылки этой классической гипотезы выдержали испытание временем,!

и сейчас в самых «модернистских» космогонических гипотезах мы легко можем най-

ти основные идеи гипотезы Канта — Лапласа.

114

Точки зрения Канта и Лапласа в ряде важных вопросов резко отличались.

Кант, например, исходил из эволюционного развития х о л о д н о й п ы л е в о й ту-
манности, в ходе которого сперва возникло центральное массивное тело — будущее
Солнце, а потом уже планеты, в то время как Лаплас считал первоначальную ту-

манность г а з о в о й и о ч е н ь г о р я ч е й , находящейся в состоянии быстрого
вращения. Сжимаясь под действием силы всемирного тяготения, туманность,
вследствие закона сохранения момента количества движения, вращалась все бы-

стрее и быстрее (об этом подробнее речь будет идти ниже). Из-за больших центро-
бежных сил, возникающих при быстром вращении в экваториальном поясе, от него
последовательно отделялись кольца. В дальнейшем эти кольца конденсировались,

образуя планеты (схема, иллюстрирующая эту гипотезу, приведена па рис. 46).

Таким образом, согласно гипотезе Лапласа, планеты образовались р а н ь ш е

Солнца. Однако, несмотря на такое резкое различие между двумя гипотезами, об-
щей их важнейшей особенностью является представление, что Солнечная система

возникла в результате закономерного развития туманности. Поэтому и принято на-
зывать эту концепцию «гипотезой Канта — Лапласа».

Уже в середине XIX столетия стало ясно, что эта гипотеза сталкивается с фун-

даментальной трудностью. Дело в том, что наша планетная система, состоящая из
девяти планет весьма разных размеров и массы, обладает одной замечательной
особенностью. Речь идет о необычном распределении момента количества движе-
ния Солнечной системы между центральным телом — Солнцем и планетами.

Момент количества движения есть одна из важнейших характеристик всякой

изолированной от внешнего мира механической системы. Именно как такую систе-
му мы можем рассматривать Солнце и окружающую его семью планет. Момент
количества движения может быть определен как «запас вращения» системы. Это
вращение складывается из орбитального движения планет и вращения вокруг своих
осей Солнца и планет.

Математически «орбитальный» момент количества движения планеты относи-

тельно центра масс системы (весьма близкого к центру Солнца) определяется как
произведение массы планеты на ее скорость и на расстояние до центра вращения,
т. е. Солнца. В случае вращающегося сферического тела, которое мы будем счи-
тать твердым, момент количества движения относительно оси, проходящей через

его центр, равен 0,4 MvR, где М — масса тела, v — его экваториальная скорость,

R - радиус. Хотя суммарная масса всех планет составляет всего лишь 1/700 сол-

нечной, учитывая, с одной стороны, большие расстояния от Солнца до планет и

115

с другой — малую скорость вращения Солнца *), мы получим путем простых вы-
числений, что 98 % всего момента Солнечной системы связано с орбитальным дви-
жением планет и только 2% — с вращением Солнца вокруг оси. Момент количества
движения, связанный с вращением планет вокруг своих осей, оказывается пренебре-
жимо малым из-за сравнительно малых масс планет и их радиусов.

На рис. 47 схематически представлено распределение момента количества дви-

жения между Солнцем и планетами. Значения моментов даны в системе единиц
CGS. Найдем, например, момент количества движения Юпитера /. Масса Юпитера
равна М = 2•10

г (т. е. 10

-3

массы Солнца), расстояние от Юпитера до Солнца

г = 7,8•10

см (или 5,2 астрономической единицы), а орбитальная скорость

v = 1,3 • 10

см/с (около 13 км/с).

Отсюда

/ =Mvr = 190 •10

В этих единицах Момент ко-

личества движения вращающегося

Солнца равен всего лишь 6 • 10

. Из

рисунка видно, что все планеты

земной группы - Меркурий, Вене-

ра, Земля и Марс — имеют суммар-
ный момент в 380 раз меньший,
чем Юпитер. Львиная доля момен-
та количества движения Солнечной
системы сосредоточена в орби-
тальном движении планет-гигантов
Юпитера и Сатурна.

С точки зрения гипотезы Лап-

ласа, это совершенно непонятно.
В самом деле, в эпоху, когда от
первоначальной, быстро враща-
ющейся туманности отделялось

кольцо, слои туманности, из которых впоследствии сконденсировалось Солнце,

имели (на единицу массы) примерно такой же момент, как вещество отделившегося

кольца**). Так как масса последнего была значительно меньше массы основной час-

ти туманности («протосолнца»), то полный момент количества движения у кольца
должен быть много меньше, чем у «протосолнца». В гипотезе Лапласа отсутствует

какой бы то ни было механизм передачи момента от «протосолнца» к кольцу. По-
этому в течение всей дальнейшей эволюции момент количества движения «прото-
солнца», а затем и Солнца должен быть значительно больше, чем у колец и обра-
зовавшихся из них планет. Но этот вывод находится в разительном противоречии
с фактическим распределением момента количества движения между Солнцем
и планетами!

Для гипотезы Лапласа эта трудность оказалась непреодолимой. На смену ей

стали выдвигаться другие гипотезы. Мы не будем их здесь даже перечислять — сей-

час они представляют только исторический интерес. Остановимся лишь на гипо-
тезе Джинса, получившей-повсеместное распространение в первой трети текущего
столетия. Эта гипотеза во всех отношениях представляет собой полную противопо-

ложность гипотезе Канта — Лапласа. Если последняя рисует образование пла-

нетных систем (в том числе и нашей Солнечной) как единый закономерный процесс

эволюции от простого к сложному, то в гипотезе Джинса образование таких си-
стем есть дело случая и представляет редчайшее, исключительное явление.

'*) Скорость вращения Солнца на его экваторе составляет всего лишь 2 км/с, что в 15

раз меньше скорости Земли на орбите.

**) Так как угловые скорости кольца и оставшихся частей были почти одинаковы.

116

Согласно гипотезе Джинса, исходная материя, из которой в дальнейшем обра-

зовались планеты, была выброшена из Солнца (которое к тому времени было уже
Достаточно «старым» и похожим на нынешнее) при случайном прохождении вблизи
него некоторой звезды. Это прохождение было настолько близким, что практиче-
ски его можно рассматривать как с т о л к н о в е н и е . При таком очень близком
прохождении благодаря приливным силам, действовавшим со стороны налетевшей

на Солнце звезды, из поверхностных слоев Солнца была выброшена струя газа.
Эта струя останется в сфере притяжения Солнца и после того, как звезда уйдет от
Солнца. В дальнейшем струя сконденсируется и даст начало планетам.

Что можно сказать сейчас по поводу этой гипотезы, владевшей умами астро-

номов в течение трех десятилетий? Прежде всего, она предполагает, что образова-
ние планетных систем, подобных нашей Солнечной, есть процесс исключительно

маловероятный. В самом деле, как уже подчеркивалось в гл. 1, столкновения звезд,
а также их близкие взаимные прохождения в нашей Галактике могут происходить
чрезвычайно редко. Поясним это конкретным расчетом.

Известно, что наше Солнце по отношению к ближайшим звездам движется со

скоростью около 20 км/с. Даже самая близкая к нам звезда — Проксима Центавра
находится от нас на расстоянии 4,2 светового года. Чтобь) преодолеть это расстоя-

ние, Солнце, двигаясь с указанной скоростью, должно потратить приблизительно

100 тыс. лет. Будем считать (что в данном случае правильно) движение Солнца

прямолинейным. Тогда вероятность близкого прохождения (скажем, на расстоянии
трех радиусов звезды) будет, очевидно, равна отношению телесного угла, под ко-
торым виден с Земли увеличенный в 3 раза диск звезды, к 4я. Можно убедиться,
что данное отношение составляет около 10

-15

. Это означает, что за 5 млрд лет

своей жизни Солнце имело один шанс из десятков миллиардов столкнуться или
очень сблизиться с какой-либо звездой. Так как в Галактике насчитывается всего
около 150 млрд звезд, то полное количество таких близких прохождений во всей

нашей звездной системе должно быть порядка 10 за последние 5 млрд лет, о чем
уже речь шла в гл. 2.

Отсюда следует, что, если бы гипотеза Джинса была правильной, число пла-

нетных систем, образовавшихся в Галактике за 10 млрд лет ее эволюции, можно
было пересчитать буквально по пальцам. Так как это, по-видимому, не соответ-
ствует действительности и число планетных систем в Галактике достаточно велико

(см. ниже, а также гл. 8), гипотеза Джинса оказывается несостоятельной.

Несостоятельность этой гипотезы следует также и из других соображений.

Прежде всего, она страдает тем же фатальным недостатком, что и гипотеза Кан-

та-Лапласа: гипотеза Джинса не в состоянии объяснить, почему подавляющая
часть момента количества движения Солнечной системы сосредоточена в орбиталь-

ном движении планет. Математические расчеты, выполненные в свое время
Н. Н. Парийским, показали, что при всех случаях в рамках гипотезы Джинса обра-
зуются планеты с очень маленькими орбитами. Еще раньше на эту классическую
космогоническую трудность применительно к гипотезе Джинса указал американец

Рессел.

Наконец, ниоткуда не следует, что выброшенная из Солнца струя горячего газа

может сконденсироваться в планеты. Наоборот, расчеты ряда известных астрофи-
зиков, в частности, Лаймана Спитцера, показали, что вещество струи рассеется
в окружающем пространстве и конденсации не будет. Таким образом, космогони-
ческая гипотеза Джинса оказалась полностью несостоятельной. Это стало оче-

видным уже «в конце тридцатых годов текущего столетия.

Тем более удивительным представляется возрождение идеи Джинса на новой

основе, которое произошло в последние годы. Если в первоначальном варианте ги-
потезы Джинса планеты образовались из газового сгустка, выброшенного из Солн-
ца приливными силами при близком прохождении мимо него звезды, то новейший

117

Вселенная. Жизнь. Разум - Наука (И.С. Шкловский) - часть 7