Вселенная, жизнь, разум

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 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 высокой, 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 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, сохранив при этом орбитальную скорость. В действительности, конечно, 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 внутри туманности, последняя почти не будет ее притягивать. Чтобы описанный «эффект пращи» (иначе его трудно назвать) имел место, необходимо, чтобы газы – продукты взрыва сверхновой – ушли за орбиту оставшейся 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.