Но есть и планеты в тройных системах. Одна из них (в системе GJ 667) даже находится в зоне обитаемости и имеет не слишком большую массу. То есть она может относиться к планетам земного типа и иметь на своей поверхности жидкую воду.
В некоторых планетных системах мы можем наблюдать процессы, аналогичные происходящим в тесных двойных системах. Например, если планета подобралась слишком близко к звезде, то та может ее нагревать своим излучением, возмущать своим приливным воздействием. Так же, как в тройных системах, может запускаться механизм Козаи – Лидова, приводящий к квазипериодическим изменениям наклона орбиты и ее вытянутости. Наконец, может даже начаться аккреция, а в конце концов планета может слиться со звездой, что будет сопровождаться яркой вспышкой. Их надеются обнаружить, когда войдет в строй большой обзорный телескоп LSST.
Сам процесс образования планет происходит в диске, окружающем звезду (сейчас мы даже видим диски вокруг молодых двойных звезд). Изучение дисков в астрофизике десятилетиями было в основном связано с исследованием тесных двойных. Поэтому многие методы и решения, разработанные для двойных, – например, решение Шакуры-Сюняева, – интенсивно используется для моделирования формирования планетных систем.
В течение последних лет планеты вокруг двойных звезд перестали быть фантастикой, и теперь мы знаем различные системы такого типа. Поговорим теперь, возможно, о самых фантастических двойных звездах.
Двойные системы занимают важное место и в астрофизике обычных звезд. Самое главное, для чего звездные двойные системы понадобились астрономам, – это измерение масс. Поскольку если мы наблюдаем одиночную звезду, то точно измерить ее массу практически невозможно. Значит, нам нужно, чтобы что-то вокруг нее крутилось (и сама она также обращалась вокруг другого тела, точнее, они обе обращались вокруг центра масс). К счастью, есть двойные системы, и там мы можем измерять массы звезд. А потом, когда мы видим одиночную звезду, мы можем сказать: «Она похожа на одну из тех звезд в двойных, для которых мы измеряли массу, поэтому мы думаем, что масса этой одиночной звезды такая-то». Примерно так все это работает, хотя реальность, как обычно, немножечко богаче и сложнее.
Массивные двойные
По мере сжатия скорость вращения возрастет настолько, что станет невозможным образовать единый более компактный объект. Чтобы этого избежать, можно сжимающийся сгусток вещества разделить на две части. Тогда обе части будут вращаться друг вокруг друга, но каждая из них сможет коллапсировать, схлопываться дальше и в конце концов породит звезду. То есть «излишек» вращения сжимающегося облака мы конвертировали в орбитальное вращение пары объектов. Если деления на две части не хватит, то какой-то из кусочков опять может разделиться надвое, и образуется иерархическая система, состоящая, например, из двойной и одиночной звезды или из двух пар. А в некоторых случаях – даже из трех пар звезд.
Так вот, представим, что у нас образовалась двойная система, и пусть для определенности у нас обе звезды достаточно массивные. Тогда с течением времени одна из них (напомним, что более массивная эволюционирует быстрее своей соседки) закончит свою эволюцию, взорвется и породит нейтронную звезду. Затем вторая тоже закончит свою эволюцию и тоже произведет на свет нейтронную звезду. Таким образом, будет система из двух нейтронных звезд, а до этого – на какой-то стадии эволюции – пара из нейтронной звезды и обычной звезды, которая еще не превратилась в релятивистский объект.
Таким образом, будет система из двух нейтронных звезд, а до этого – на какой-то стадии эволюции – пара из нейтронной звезды и обычной звезды, которая еще не превратилась в релятивистский объект. Это очень интересные системы, и именно в них мы можем измерять массы компактных объектов: массы черных дыр и нейтронных звезд. Это очень важно, в частности, если мы хотим понять, как наши суперобъекты устроены внутри.
Измерение масс компактных объектов – ключевой момент, если мы хотим доказать существование черных дыр. Впервые об этих объектах как возможной интерпретации наблюдаемых источников начали говорить в конце 60-х – начале 70-х годов ХХ века. Тогда начали открывать системы, состоящие из релятивистского объекта и нормальной звезды, вещество которой перетекает на компактного соседа, и при этом выделяется очень много энергии, поскольку вещество разгоняется гравитацией до очень большой скорости. Скажем, если оно падает в черную дыру – то до скорости света (по определению). На нейтронную звезду вещество падает с немножко меньшей скоростью, но тем не менее, останавливаясь на поверхности нейтронной звезды, оно имеет большую кинетическую энергию, вся эта энергия выделяется, и у нас возникает очень яркий источник.
В каком диапазоне будет излучать наш источник? Мы знаем, что холодные звезды имеют температуру поверхности около 3000 K и светят красным светом. Солнце со своими 6000 K – желтая звезда. Более горячие Сириус и Вега – белые. Чем горячее звезда – тем дальше максимум в спектре ее излучения сдвигается в сторону коротких волн. Чем короче волна – тем больше средняя энергия испускаемых фотонов. Если источник излучает много энергии с маленькой площади, то каждый из фотонов, которые уносят энергию, сам будет иметь большую энергию. (Это похоже на описанную выше ситуацию, когда вам надо унести крупную сумму в небольшом чемодане – конечно, вы возьмете самые крупные купюры!) В случае нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах это оказываются рентгеновские фотоны, соответствующие температуре вещества в миллионы градусов.
Тогда мы сразу получим массы обеих звезд в системе. Это работает и для систем с нейтронными звездами. Чаще всего сам компактный объект мы не видим. Однако если речь идет о радиопульсаре, то наблюдения изменений его периода позволяют определить орбитальную скорость в проекции на луч зрения. А если нейтронная звезда является рентгеновским источником, то мы можем наблюдать в оптическом диапазоне аккреционный диск, что также дает возможность измерить орбитальную скорость.
Иногда наблюдения диска в рентгеновском диапазоне позволяют обозначить верхний предел размера нейтронной звезды. Это связано с тем, что в рентгеновском диапазоне есть известная спектральная линия – линия железа. Когда ее испускает вещество аккреционного диска, то мы можем определить, на каком расстоянии от центра нейтронной звезды это произошло. Дело в том, что звезда настолько массивна и компактна, что в диске становится заметным один из эффектов Общей теории относительности – гравитационное красное смещение. Чем оно больше – тем ближе к гравитирующему центру (а стало быть, и к поверхности нейтронной звезды) подошел диск. В результате спектральная линия перестает быть узкой. У нее, как говорят астрономы, «отрастает красное плечо».