Вселенная, жизнь, разум - И Шкловский

Наличие среди компонент кратных систем белых карликов (например, в системе Сириуса) легко объясняется тем, что более массивная компонента закончила свой эволюционный путь, став маленькой, очень плотной звездой (см. гл. 4). Напротив, нельзя представить двойную систему, у которой одна компонента горячая, массивная звезда спектрального класса O, 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 соответственно 4 и 2 млрд. лет (см. табл. 2), в то время как горячая звезда класса O 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 выяснилось, что эти космические рентгеновские источники являются нейтронными звездами. Наблюдения, выполненные на специализированном американском рентгеновском спутнике "Ухуру" привели к удивительному открытию: поток излучения от довольно большого количества источников меняется со временем строго периодически, причем периоды составляют несколько дней. У двух источников были обнаружены, кроме того, короткопериодические изменения потока с периодами 1,25 и 4,88 секунды. Эти короткие периоды в свою очередь плавно менялись с указанным выше длинным периодом, причем амплитуды изменений малых периодов хотя и малы, но вполне измеримы. (В настоящее время уже известно около 20 рентгеновских источников с аналогичными периодическими изменениями потока излучения.)

Объяснение этим удивительным фактам весьма простое и даже очевидное. Рентгеновский источник - это маленькая, компактная звезда, вращающаяся вокруг второй, "нормальной", звезды, причем луч зрения почти "скользит" вдоль плоскости орбиты. Минимум потока рентгеновского излучения наблюдается тогда, когда рентгеновская компонента заходит за оптическую. Другими словами, мы наблюдаем затменную двойную систему.

Наличие секундных периодов означает, что наблюдаемые источники представляют 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 коротких рентгеновских импульсов, обусловленных осевым вращением, в течение орбитального периода очевидным образом объясняется эффектом Доплера. Из амплитуды этих изменений непосредственно определяется орбитальная скорость рентгеновской звезды.

В ряде случаев по изменениям положения линий поглощения в спектре оптической компоненты такой двойной системы был определен орбитальный период, который 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 радиусе оптической компоненты с части ее поверхности, обращенной ко второй компоненте, 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 "аккрецией") 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 тогда, когда компонентой "оптической" звезды будет черная дыра. Отличить черную дыру от нейтронной звезды можно тогда, когда известна масса рентгеновской компоненты из наблюдений двойной системы, в которой она находится. Напомним, что если масса "компактной", "проэволюционировавшей" рентгеновской компоненты больше 2,5 солнечных масс, она должна быть черной дырой (см. гл. 5). Похоже на то, что одна черная дыра уже наблюдается - это знаменитый рентгеновский источник Лебедь X-1.

Таким образом, нейтронные звезды "сами по себе" не являются рентгеновскими источниками. Только тогда, когда они окажутся в тесной двойной системе, при определенных условиях начнет действовать "машина", весьма эффективно вырабатывающая рентгеновское излучение с помощью глубокой "потенциальной ямы" в окрестностях нейтронной звезды, куда падает газовая струя, поставляемая оптической компонентой. То же самое относится, конечно, и к черным дырам.

Все изложенные факты доказывают, что компоненты кратных систем образовались совместно. Коль скоро имеются основания предполагать, что планетные системы 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 выдающихся 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 разносторонне талантливый, Отто Юльевич Шмидт. И все же мы еще очень далеки от ее решения. 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 эволюции 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 большими трудностями, гораздо больше, чем о планетах и Солнце, которые (по астрономическим масштабам, разумеется) находятся у нас "под боком". Однако в этом нет ничего удивительного. Дело в том, что астрономы наблюдают огромное количество звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Изучая звезды в скоплениях, они могут чисто эмпирически установить, как зависит темп эволюции звезд от начальных условий, например массы. Если бы не было этого обширного эмпирического 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 примерно до 1950 г.