Астрономия из первых рук
Не скучно ли вам заниматься статистикой, уважаемые господа звездочеты? Ведь в ваших каталогах уже тысячи звезд. Неужели вы надеетесь, добавив еще десяток-другой, узнать что-нибудь новое о Вселенной?
Именно так, дорогой читатель! Об этом и пойдет речь. Начнем как раз с каталогов, потом - о статистике, а напоследок - о том, что мы еще не знаем, но стараемся выяснить.
История изучения двойных звезд началась еще в XVIII веке, когда сэр Вильям Гершель понял, что пары звезд, видимые в телескоп, меняют свое расположение за несколько лет, и, стало быть, связаны друг с другом силой притяжения, а не просто случайно видны на небе по соседству из-за проекции на луч зрения.
С тех пор открытие двойных звезд путем их наблюдения в телескоп стало чем-то вроде спорта, к тому же почетного, так как за новой двойной звездой закреплялось имя первооткрывателя. Шли годы, великие наблюдатели совершенствовали свое искусство и тратили жизнь на неустанный просмотр звезд, а в каталогах, как в летописях, отражался их подвижнический труд. Сегодня каталог визуально-двойных звезд насчитывает около 70000 объектов.
Теперь астрономы уже не смотрят в свои телескопы, вместо глаз работают современные приборы. Не смотрят все, кроме нескольких человек, которые, наперекор времени, продолжают открывать двойные звезды путем визуальных наблюдений. По скорости и качеству такой работы человек пока еще далеко опережает приборы. На фотографии один из таких наблюдателей, француз Поль Куто. Он живет и работает в Ницце, на берегу Средиземного моря. В те ночи, когда воздух спокоен и качество звездных изображений в его 50-см телескопе-рефракторе хорошее, он продолжает начатый в 1966 г. методичный просмотр звезд, площадка за площадкой. На каждую звезду уходит менее минуты, за ночь наблюдается по несколько сотен. Примерно 2% из них оказываются неизвестными ранее двойными. Всего в ходе этой работы Куто открыл более 2,5 тыс. двойных звезд, просмотрев 126 тыс. одиночных.
Однажды автору этих строк довелось заглянуть в окуляр этого телескопа и убедиться, что далеко не всякий обладает "орлиным" зрением Поля Куто. А он стоял сзади и ехидно посмеивался над молодежью, которая явно переоценивает возможности техники...
Давайте попробуем оценить труд двух столетий и с помощью общего каталога ответить на самые простые вопросы: каков процент двойных звезд по отношению к одиночным, какие орбитальные периоды встречаются чаще, а какие реже, есть ли связь между характеристиками компонентов, или же они совершенно независимы друг от друга? Оказывается, этого-то как раз и нельзя сделать! Собрав массу сведений об отдельных двойных системах, мы не знаем свойств двойных звезд как класса объектов, как будто не видим леса за деревьями.
Причина состоит в несовершенстве и разнородности наблюдений. Разные наблюдатели использовали разные телескопы, обладали разной сноровкой и наблюдали в разных условиях. В каталогах визуально-двойных звезд в скрытом виде содержится "человеческий фактор", который, конечно, нельзя описать точной формулой. Можно лишь назвать основные условия, ограничивающие полноту каталога: 1) невозможность открыть слишком тесную пару и 2) невозможность открыть очень слабый спутник по соседству с ярким главным компонентом.
Поскольку видимое расстояние между компонентами пропорционально истинному расстоянию и обратно пропорционально расстоянию до звезды, а истинное расстояние связано с орбитальным периодом согласно третьему закону Кеплера (куб большой полуоси орбиты пропорционален квадрату периода), условие 1 означает, что визуальным наблюдателям недоступны двойные звезды с короткими периодами обращения, и чем дальше от нас двойная система, тем сильнее это ограничение. Периоды визуальных звезд с известными орбитами измеряются десятками, сотнями лет, но у большинства из них периоды составляют тысячи и десятки тысяч лет, и продолжительность наблюдений еще далеко недостаточна для того, чтобы вычислить орбиту.
Но технический прогресс дал новое средство наблюдений двойных звезд: на самом рубеже XX века открыты спектрально-двойные звезды. По смещению линий в спектре звезды, возникающему вследствие эффекта Доплера, астрономы научились измерять скорость движения звезды по лучу зрения - лучевую скорость. У некоторых звезд лучевая скорость переменна, и связано это с их движением в двойной системе. Чем короче орбитальный период, тем сильнее меняется скорость и тем проще это заметить. Периоды спектрально-двойных звезд измеряются сутками и годами, но уж никак не столетиями.
Техника открытия спектрально-двойных звезд намного сложнее, чем у визуально-двойных. Нужен не только телескоп, но и спектрограф, съемка спектра занимает гораздо больше времени, чем разглядывание изображения в окуляр. Мало того, для измерения лучевой скорости спектр приходится еще подвергать кропотливой обработке, а чтобы открыть спектрально-двойную звезду, нужно не менее двух наблюдений, полученных в разные моменты времени. Когда труд будет наконец завершен и в печати появится статья с описанием орбиты новой спектрально-двойной звезды, она не получит имени своего исследователя: в нашем веке это уже не модно, да и работа бывает коллективной. Не от обиды ли один из спектроскопистов, Роджер Гриффин, выступил недавно с предложением упразднить старомодный, но действующий и поныне обычай присваивать визуально-двойным звездам имя первооткрывателя?
Как бы там ни было, деление двойных звезд на спектральные и визуальные казалось вначале непреодолимым: у первых периоды короткие, у вторых длинные, и лишь в единичных случаях удавалось пронаблюдать двойную звезду обоими методами. К концу 70-х годов число известных спектрально-двойных звезд еще не достигло тысячи. О том, чтобы систематически проверить на спектральную двойственность какую-нибудь группу звезд, не могло быть и речи - слишком велик труд. Спектроскописты выбирали объекты наблюдения исходя из самых разных соображений, а каталог орбит, собравший воедино их труд, напоминает своей пестротой лоскутное одеяло.
В 70-х годах двойные звезды неожиданно снова стали самыми модными объектами, потому что были открыты рентгеновские источники в двойных системах. Углубляясь в исследование интереснейших физических процессов, протекающих в тесных двойных системах, теоретики не забыли и о статистике. Им захотелось узнать, сколько в Галактике тесных двойных звезд и каковы "в среднем" их свойства.
Они обратились к анализу каталога орбит спектрально-двойных звезд. Конечно, при этом пытались как-то учесть ограничения, присущие спектральным наблюдениям (например, невозможность обнаружить изменения скорости, которые меньше ошибок измерения), но как, скажите, учесть особый интерес астронома X к затменным системам или увлечение астронома Y звездами с коротким периодом в связи с желанием поскорее защитить диссертацию? На основании ошибочного предположения о том, что "население" каталога орбит правильно представляет "население" двойных звезд Галактики, были получены и ошибочные выводы. Например, утверждалось, что наиболее вероятное значение отношения масс компонентов q = M1/M2 равно единице, или что в распределении имеется 2 максимума. Как тут не вспомнить, что слово "статистика" прочно ассоциируется у нас с ложью...
Если вы действительно хотите узнать, за кого проголосует население на ближайших выборах, не доверяйтесь мнению своих знакомых. Выберите сначала группу людей наугад и потом начинайте их опрашивать. Эту истину применительно к звездам впервые осознал американец Хельмут Абт. В середине 60-х годов он отобрал 135 самых ярких звезд-карликов, подобных Солнцу, и начал наблюдать их лучевые скорости. Результаты работы в соавторстве с С. Леви были опубликованы в 1976 г., и эта статья получила широкую известность.
Выбор самых ярких звезд не случаен. Ведь это - самые близкие звезды, а значит наиболее благоприятные для визуального открытия двойных с короткими периодами. Если спектральные наблюдения достаточно длительны, то с их помощью тоже можно открыть двойные системы с периодами в десяток-другой лет, в результате чего "пропасть" между спектральными и визуальными двойными исчезает и наши знания о двойственности становятся почти полными.
Абт и Леви показали, что распределение двойных звезд по периодам плавное, с широким максимумом вблизи периодов в 30-100 лет. В данной группе звезд встречаются двойные с периодами от суток до десятков тысяч лет (столь длительные периоды, конечно, неизвестны точно, а приблизительно оценены исходя из видимого расстояния между компонентами широких двойных звезд).
Что касается распределения двойных звезд по отношению масс, то оказалось, что для систем с периодами длиннее 100 лет оно соответствует идее случайного объединения компонентов, как будто звезда выбирает себе спутника жизни наугад из всего множества имеющихся вариантов. Поскольку в данном объеме пространства самые многочисленные звезды - это карлики спектрального класса М, именно они чаще всего оказываются в роли спутников в широких системах.
В системах с периодами короче 100 лет распределение отношения масс оказалось иным: вероятность найти спутника тоже возрастает по мере уменьшения его массы, но не так быстро. Это было интерпретировано как результат иного механизма образования тесных двойных. Если мысленно продлить зависимость числа спутников от их массы в сторону малых масс, то получалось, что общая частота двойных звезд близка к единице, и заметный их процент может иметь спутников планетных масс. Этот вывод не следовал прямо из наблюдений, и хотя авторы сделали все возможные оговорки, он был широко подхвачен энтузиастами поиска внеземных цивилизаций: очень уж хотелось подкрепить свои идеи хоть какими-нибудь данными наблюдений.
В 1985 г. выяснилось, что главной ошибкой Абта и Леви была не экстраполяция в область планетных масс, а переоценка точности собственных наблюдений. Как показали Р. Гриффин и К. Морби, из 25 открытых Абтом спектрально-двойных 22 на самом деле были одиночными, а их "спектральные орбиты" - результат неправильной обработки данных. В конце статьи авторы ехидно благодарят Абта за то, что он, будучи редактором "Астрофизикал джорнэл", не препятствовал ее публикации...
Итак, выводы Абта под сомнением, особенно по части маломассивных спутников. Абт, однако, не унывает и в настоящее время упорно продолжает наблюдения. Его смело можно рекомендовать в качестве образца научной этики. Оказавшись в аналогичной ситуации, В. Амбарцумян вел себе иначе.
Между тем в технике измерения лучевых скоростей произошли революционные изменения, связанные с именем того же Гриффина. В 1967 г. он построил у себя в Кембридже фотоэлектрический прибор для измерения скоростей без съемки спектра. Повышалась точность и продуктивность наблюдений, исчезала необходимость утомительной обработки спектров. Сначала, как и все новое, метод был воспринят коллегами скептически, но постепенно завоевал признание. В 1977 г. прибор такого типа, названный КОРАВЕЛом, был построен в Женевской обсерватории, а в 1984 г. - в Москве, в астрономическом институте им. Штернберга (ГАИШ). Еще не зная о критике Абта, обладатели новых приборов решили повторить и расширить его работы. В Женеве начали наблюдения G-карликов в окрестностях Солнца, в Москве занялись менее массивными карликами классов К и М, чтобы не повторять уже сделанное.
А. Дюкеннуа и М. Майор опубликовали в 1991 г. результаты наблюдений женевской группы, работа сразу получила широкую известность и признание. Распределение двойных по периодам действительно оказалось плавным, с одним широким максимумом посередине.
Интересной оказалась зависимость эксцентриситета орбиты e (это число от 0 до 1, описывающее степень вытянутости орбиты, e = 0 соответствует круговой орбите, e = 1 - параболической) от орбитального периода. У всех звезд с периодами короче 10 суток орбиты круговые, а среди звезд с болеее длинными периодами нет ни одной круговой орбиты. Объясняется это приливным взаимодействием компонентов в тесных двойных системах: сближаясь друг с другом в периастре, они деформируются, часть энергии орбитального движения теряется, и за миллионы лет орбита постепенно становится круговой. Аналогичные исследования старого звездного населения показали, что периоды круговых орбит там больше (до 18 сут.), т.к. приливные силы действовали намного дольше. С несомненностью следует и другой вывод: все двойные имеют в момент образования только вытянутые орбиты. Почему? - на этот вопрос еще предстоит ответить.
Определить распределение звезд по отношению масс оказалось не так-то просто. В системах, где спектральные линии спутника наблюдаются, его массу несложно вычислить, но в большинстве случаев видны только линии главного компонента. Величина колебаний лучевой скорости зависит не только от массы спутника, но и от наклона орбиты к лучу зрения, который неизвестен. На помощь приходит статистика: не зная массу спутника в каждой из систем в отдельности, мы все же можем определить распределение масс для всей совокупности звезд, если сделаем предположение, что орбиты ориентированы случайным образом. Это пример так называемой обратной задачи, когда нужно найти такую характеристику объекта, которая прямо не наблюдается, но связана с наблюдаемыми величинами.
Оказалось, что у спектрально-двойных звезд распределение отношения масс q близко к равномерному. Значит, идею случайного сочетания компонентов в данном случае приходится отвергнуть: ведь если бы спутник формировался независимо от главной звезды, его масса вероятнее всего была бы малой, и распределение имело бы максимум при малых q. Именно так ведет себя распределение по q для визуально-двойных звезд, то есть идея о различных распределениях у долго- и коротко-периодических двойных подтверждается.
На основании нового наблюдательного материала был пересмотрен и вопрос о частоте планетных систем. Точность наблюдений лучевых скоростей такова, что позволяет обнаружить даже спутник с массой 0,01 массы Солнца, если его орбитальный период порядка года. Ни один из кандидатов пока не выявлен, а это означает, что подобные спутники редки. Выражаясь строже, результат обзора К, М-карликов сформулируем следующим образом: с вероятностью 90% частота спутников с периодами короче 3000 суток и массами от 0,01 до 0,08 массы Солнца не превышает 3%.
Итак, с идеей о непрерывном распределении спутников по массам и о многочисленности "мелких" спутников тоже, похоже, придется распроститься. Все больше накапливается данных в пользу того, что объекты с массами, промежуточными между звездами и планетами (их называют иногда "коричневыми карликами") или не существуют вовсе, или редки. Значит, звезды и планеты - объекты совершенно разной природы, что, впрочем, следует и из современных теорий их происхождения. Уже упоминавшееся различие эксцентриситетов орбит (почти круговые орбиты у планет и только некруговые - у вновь образованных двойных звезд) свидетельствует о том же. Поиск "коричневых карликов" между тем продолжается и, кто знает, может быть кому-нибудь и посчастливится открыть небесное тело этой новой, доселе невиданной породы.
Заканчивая обзор новых результатов по статистике двойных звезд, упомянем об оценках их частоты. Среди G-карликов она составляет 60±6%, среди К-карликов - 45±4%, а среди более массивных звезд (гигантов и голубых звезд главной последовательности) частота двойных, похоже, близка к 100%. Уже давно было ясно, что двойные звезды - не редкость, а закономерность в звездном мире, и ставился даже вопрос, а существуют ли вообще одиночные звезды? Да, существуют, можем мы утверждать теперь, и приведем в качестве примера прежде всего Солнце, зная, что его планетная система не дает оснований для "зачисления" в разряд двойных и кратных звезд. Уточним, что приведенные значения частоты двойных звезд равны среднему числу спутников в расчете на 100 главных компонентов; поскольку имеются кратные системы (от тройных до шестикратных), частота может превышать 100%, и это не будет означать полного отсутствия одиночных звезд.
Итак, в области статистики двойных звезд получено несколько новых и интересных результатов. Что же дальше?
Познавая закономерности, царящие в мире двойных и кратных звезд, мы постепенно приближаемся к разгадке тайны их образования. Без преувеличения можно сказать, что проблема звездообразования (в частности - образования двойных) является одной из центральных в современной астрономии.
Рождение звезды нельзя наблюдать: сжатие межзвездного вещества скрыто от взора землян пылью, окружающей новорожденную, да и не сопровождается какими-либо заметными проявлениями. Приходится сопоставлять конечный результат (свойства молодых звезд) и начальные стадии (свойства плотных облаков межзвездной среды), а главное - полагаться на теоретические расчеты процессов сжатия газа и пыли до звездных плотностей. На этом пути уже был однажды достигнут крупный успех: астрономы поняли в основных деталях строение и эволюцию звезд, не "заглядывая" в их недра и не имея возможности проследить их жизненный путь, длящийся миллионы и миллиарды лет.
Теперь, однако, задача еще сложнее. Еще не выяснены основные физические явления, которые следует принимать во внимание, а возможности современных компьютеров отстают от потребностей теоретиков, желающих создать как можно более детальную модель образования звезд. Кажется, еще немного усилий - и результаты расчетов можно будет прямо сравнивать с наблюдениями...
Первые попытки объяснить происхождение двойных звезд основывались на классической звездной динамике, когда звезды считают точками и изучают их гравитационное взаимодействие. Здесь возникли серьезные проблемы: при парном сближении звезды не могут перейти на замкнутую орбиту и образовать пару, они обязаны снова "разойтись". При тройном сближении образование двойных систем возможно, но сама вероятность такого сближения крайне мала, даже если расматривать не просто сближения звезд в поле Галактики, а звездные скопления.
И все же звездная динамика помогает понять два важных обстоятельства, вытекающих из наблюдений. Оказывается, что при гравитационном разрушении малых групп звезд (такие группы в принципе не могут быть стабильными) должны формироваться двойные звезды, причем из числа самых массивных членов группы. Значит, частота двойных среди масссивных звезд должна быть выше, а так оно и есть в действительности. Тот же эффект объясняет и неслучайный выбор спутника: наиболее вероятно, что он тоже окажется из числа самых массивных звезд группы, а значит распределение отношения масс должно отличаться от того, что получилось бы при случайном объединении компонентов, и должно быть ближе к равномерному.
Теоретики пришли к выводу о том, что в образовании двойных звезд существенную роль должно играть околозвездное или дозвездное вещество, именно оно вызывает потери энергии движения и облегчает объединение в пару. Аналогия здесь простая: если упруго сталкиваются два биллиардных шара, то они обязаны разлететься, но если сделать шары из пластилина, то в результате столкновения они слипнутся! Столкновение сгустков дозвездного вещества приводит также к их сильному сжатию и облегчает конденсацию в звезды.
Конкретные детали неупругого столкновения еще далеко неясны, поэтому рассматривается несколько вариантов. Если одна из сталкивающихся звезд окружена диском и взаимная скорость "пролета" не слишком высока, то диск не разрушится и может образоваться двойная система. Или вот такой "сценарий": в исходном состоянии фрагменты плотного молекулярного облака имеют, согласно радионаблюдениям, вытянутую форму. При их сжатии образуются две конденсации, начинающие "падать" друг на друга, и в результате получается двойная или кратная система.
Идея образования двойных звезд при неупругих столкновениях непринужденно обясняет факт вытянутости их орбит. Оказывается, эксцентриситет орбиты может также возрастать в том случае, когда двойная система окружена газовым диском, пусть даже и не массивным. Диск эффективно "притормаживает" спутник своим приливным трением в апоастре, в результате чего тот теряет угловой момент и переходит на более вытянутую орбиту. С другой стороны, приливное взаимодействие компонентов вблизи периастра уменьшает вытянутость орбиты и период. Оба процесса могут идти одновременно, приводя к постепенному уменьшению орбитального периода. Не здесь ли решение "загадки" образования тесных двойных систем? Дело в том, что характерный размер околозвездных дисков или дозвездных конденсаций, о которых идет речь, порядка 30-100 астрономических единиц, и наиболее вероятно образование двойных систем именно таких размеров, т.е. с орбитальными периодами в сотни лет. Что ж, из наблюдений следует, что таких двойных действительно больше всего. При образовании более тесных систем существенная часть вращательного момента была передана окружающему веществу тем или иным способом.
Хотелось бы получить теоретическое объяснение формы распределения двойных звезд по периодам и эксцентриситетам. Пока до этого далеко, но работа идет. А тем временем наблюдатели стремятся улучшить статистические данные, увеличивают число исследуемых звезд и придумывают новые методы.