Колыбель из пыли и газа: как рождаются двойные звёзды

Международная команда учёных разработала теорию образования систем, состоящих из двух и более звёзд. Предметом исследования стала тройная молодая звезда в окрестностях созвездия Персея. Астрофизики полностью описали её параметры, проведя наиболее точные измерения за всё время экспериментов. Подробности — в материале RT.
Колыбель из пыли и газа: как рождаются двойные звёзды
  • © ESO

Чаще всего звёзды на небе кажутся отдельными светящимися точками, однако это не совсем так. На самом деле примерно половина всех звёзд, подобных Солнцу, имеет по крайней мере одного соседа. Речь идёт о системах — бинарных, или двойных, если они состоят из двух светил, вращающихся вокруг общего центра масс. Если звёзд больше, то систему называют кратной. Астрономы обычно опускают слово «система» и говорят просто — «кратная звезда».

Термин «кратность» известен каждому из школьной математики. Он показывает, во сколько раз какая-нибудь величина больше другой или сколько раз объект умещается в некотором множестве. Таким образом, в трёхкратную звезду входят три светила, в четырёхкратную — четыре и так далее. 

Например, кратная звезда Кастор в созвездии Близнецов включает в себя шесть компонентов. Если в системе больше 10 составляющих, то это уже будет звёздное скопление — более крупная космическая структура. Таким образом, звезда может быть максимум десятикратной.

Важно понимать, что кратные звёзды делятся на физические и оптические. Первые находятся близко друг к другу и движутся под действием взаимного тяготения. Вторые же могут располагаться почти в одном и том же направлении от земного наблюдателя, но на разных расстояниях. То есть человеку с Земли кажется, что звёзды рядом, однако в действительности это не так.

Известным примером физической двойной системы являются звёзды из «ручки» Ковша Большой Медведицы — Мицар и Алькор, причём каждую по отдельности можно увидеть невооружённым глазом.

Для астрофизиков очень важно объяснить механизм формирования кратных звёзд на самых ранних стадиях. Рождение светил длится миллионы лет (сравнительно быстро по космическим масштабам) и скрыто от наблюдателей в недрах областей звёздообразования — тёмных молекулярных облаков. Они состоят в основном из пыли и молекул водорода, причём их структура постоянно изменяется из-за взаимных столкновений. В определённый момент облако распадается на части. Каждая из частей сжимается под действием собственного тяготения и в результате превращается в звезду. Такое состояние называется протозвездой.

Джон Тобин из Университета Оклахомы (США) с коллегами наблюдал трёхкратную протозвезду в молекулярном облаке Барнард 5 в окрестностях созвездия Персея. По словам авторов, это идеальная система для изучения фрагментации облака, так как она находится на ранней стадии формирования. В ней все протозвёзды разделены менее, чем на 200 астрономических единиц (1 астрономическая единица — среднее расстояние от Земли до Солнца).

Для исследования протозвёзд нужны астрономические инструменты высокой чувствительности, потому что эти космические объекты очень холодные и тусклые. К тому же они располагаются слишком близко друг к другу, и аппаратура может просто их не различить. Приборы для измерения расстояния между кратными звёздами называются интерферометрами, они применимы для объектов, между которыми всего несколько астрономических единиц.

Тобин использовал мощный радиоинтерферометр Atakama Large Millimeter Array (ALMA), расположенный в чилийской пустыне Атакама.

Астрофизики получили подробную картину системы: рядом с её центром находятся две протозвезды, между ними 61 астрономическая единица, а от наиболее близко расположенной к центру до третьей протозвезды — 183 астрономические единицы. Все три объекта окружает спиралевидный диск из пыли и молекулярного газа. Он действует как промежуточный резервуар, через который межзвёздное вещество с внешней стороны диска может проникать внутрь и вносить вклад в звёздообразование.

Предполагаемая масса центральной пары протозвёзд составляет около одной солнечной массы, масса диска — 0,30 солнечных масс. Третья протозвезда равна по массе 0,085 массы Солнца.

Учёные добились столь точного описания благодаря увеличению разрешения (в 2 раза) и чувствительности (в 10 раз) аппаратуры по сравнению с предыдущими настройками для прежних наблюдений.

Теоретические выводы гласят, что существует два основных механизма формирования бинарных и кратных систем. Первый представляет собой крупномасштабную фрагментацию из-за турбулентности газа в молекулярном облаке. Второй, наоборот, описывает небольшую фрагментацию массивного протозвёздного диска из-за гравитационной неустойчивости.

Также было показано, что в диске вокруг изучаемой системы в Персее может начаться фрагментация на расстоянии 150—320 астрономических единиц от центра, то есть в районе третьей протозвезды. Полученные данные согласуются с результатами более раннего исследования другой звёздной системы.

Результаты этой работы учёных представлены в журнале Nature.

Юлия Троицкая

Следите за событиями дня в нашем паблик-аккаунте в Viber
Сегодня в СМИ
Загрузка...
  • Лента новостей
  • Картина дня
Наука
Загрузка...
Экономика