Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Существуют не только двойные, но и тройные, а также системы из четырех, пяти и даже шести звезд, гравитационно связанные друг с другом. Более 10 % звезд (опять же, исключая самые легкие) входит в состав тройных или систем более высокой кратности. Однако в таких системах всегда реализуется иерархический принцип. Например, тройная система устойчива только в том случае, если две из трех звезд образуют тесную пару с расстоянием между ними существенно меньшим, чем расстояние до третьей звезды (например, как Проксима Центавра в системе альфы Центавра). Иными словами, звезда в каждый момент времени может иметь только одного близкого соседа, если система устойчива.

Около половины звезд типа Солнца входит в двойные системы.

Расстояние между компонентами может сильно варьироваться от системы к системе. С одной стороны, оно ограничено воздействием звезд друг на друга, а потому не может составлять менее нескольких звездных радиусов (если только звезды не находятся на быстрой стадии слияния). Соответственно, среди нормальных звезд самые тесные пары могут образовывать красные карлики, а вообще среди тел звездных масс – компактные объекты. Например, известна пара белых карликов HM Рака, делающая один оборот всего лишь за пять минут; тела в этой системе имеют орбитальные скорости более миллиона километров в час! С другой стороны, двойные системы не могут быть очень широкими (т.e. с большой орбитой), поскольку их могут разрушить пролетающие мимо звезды или их суммарное воздействие (многие звезды рождаются в плотных группах и скоплениях, так что разрушение широких пар может происходить очень рано). Поэтому систем шире нескольких десятков тысяч астрономических единиц практически не бывает, и число примеров систем большего размера очень незначительно. Обычно же расстояние между компонентами двойных составляет от нескольких до нескольких сотен астрономических единиц (в среднем оно меньше для более легких пар).

Системы высокой кратности имеют иерархическое устройство.

Обычно компоненты двойных систем не слишком различаются по массам, отличия более чем в несколько раз являются довольно редкими. Легкие звезды с меньшей вероятностью образуют пары, у самых маломассивных этот показатель всего лишь около 20 %, и наоборот, среди более массивных образуют пары более 80 %.

Существует несколько сценариев образования двойных звезд. Первый вариант состоит в том, что сжимающееся «ядро» внутри молекулярного облака может начать по тем или иным причинам фрагментироваться. В результате внутри «ядра» формируется не одна звезда, а несколько, образующих связанную систему. Современное моделирование показывает, что хорошим кандидатом в причины фрагментации является турбулентность в облаке. Второй сценарий связан с фрагментацией протозвездного диска, этот механизм особенно интересен для создания тесных систем. Третий сценарий связан со взаимодействием звезд, образующихся плотной группой, в котором также важно участие газа, аккрецируемого звездами. Однако достоверно определить, какие системы образуются в разных сценариях и с какой частотой, пока не получается, так что сделать окончательный выбор между сценариями затруднительно.

Легкие звезды реже образуют двойные и кратные системы, массивные – чаще.

В достаточно тесных парах звезды могут начать взаимодействовать: обмениваться веществом и даже сливаться. Это приводит к появлению ряда интересных систем, особенно на поздних стадиях эволюции, когда в двойной системе уже сформировались компактные объекты – белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. (Поскольку кратные системы устроены иерархически, интенсивное взаимодействие всегда происходит между двумя звездами, так что в дальнейшем пойдет речь именно об этом.)

Вокруг каждой звезды существует область, где она контролирует движение вещества, – это так называемая полость Роша. В двойной системе полости Роша образуют фигуру, похожую в сечении на знак «бесконечность», соприкасаясь в так называемой внутренней точке Лагранжа. Существует два основных сценария переноса вещества с одного компонента двойной на другой.

В тесных двойных системах происходит обмен массой.

Во-первых, одна из звезд может стать источником мощного звездного ветра. Вещество будет покидать ее полость Роша и частично может захватываться соседом. Если это компактный объект (белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра), то падение захваченного вещества на него (этот процесс называют аккрецией) приведет к заметному энерговыделению. Аккреция может идти как в почти симметричном режиме (так называемая сферическая аккреция), так и с образованием аккреционного диска.