Эллиптический припадок

Состоится ли обещанный астрофизиками космический фейерверк, вызванный поглощением газового облака сверхмассивной черной дырой в центре нашей Галактики? Откуда взялись эллиптические галактики и как им удалось так быстро состариться? Как могла возникнуть тройная звездная система, состоящая из двух белых карликов и одной нейтронной звезды? Наконец, как узнать, есть ли в системе альфа Центавра планеты, похожие на Землю? Астрообзор «Ленты.ру».


В последний год астрофизики внимательно наблюдают за объектом, получившим обозначение G2 (в одном из предыдущих астрообзоров «Лента.ру» о нем уже писала). G2 — это небольшое по астрономическим меркам газовое облако недалеко (всего в полутора сотнях астрономических единиц) от сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики. В ближайшее время облако будет разорвано приливными силами дыры, часть вещества выпадет на горизонт событий, а у астрономов появится шанс впервые пронаблюдать процесс аккреции (то есть питания) черной дыры.

Впрочем, все это верно, только если G2 — просто сгусток газа. Существует гипотеза, что это маломассивная звезда, окруженная газовой оболочкой. И если она верна, то шансы увидеть космический фейерверк серьезно уменьшаются: звезда находится на такой орбите, что, скорее всего, уже неоднократно проходила рядом с дырой, и существенным образом это на нее не повлияло. А значит, ожидать выпадения вещества на дыру также не стоит.

В новой работе четверо американских астрофизиков представили очередную порцию аргументов в пользу того, что фейерверк все-таки состоится.

По их мнению, G2 есть не что иное, как уплотнение в газовом «хвосте», которое осталось от произошедшего когда-то сближения массивной звезды с черной дырой. Действительно, если звезда имеет достаточно широкую оболочку, то при сближении часть ее будет сорвана и вдоль траектории возникнет вытянутый газовый след. Из-за динамических эффектов этот след будет неоднородным, и отдельные его сгустки наблюдатель увидит как яркие квазиточечные объекты. Американцы полагают, что именно так и появилась G2, а в качестве подтверждения они приводят результаты компьютерного моделирования срыва оболочек звезды.

Кроме этого, авторы работы попытались найти прародителя G2 и установили, что на эту роль подходит звезда S1-34. Около двухсот лет назад эта звезда-гигант с оболочкой диаметром около одной астрономической единицы сближалась с черной дырой нужным для рождения облака образом. Если дальнейшие наблюдения других астрономов подтвердят выводы американцев о S1-34, это станет весомым аргументом в пользу газовой природы G2.

Впрочем, не исключено, что обещанный галактический фейерверк произойдет еще до всех этих наблюдений — и дополнительные подтверждения не понадобятся.


Астрономам известно, что спустя три миллиарда лет после Большого взрыва (то есть на красных смещениях z ~ 2) массивные галактики во Вселенной были уже довольно старыми — процесс рождения новых звезд в них практически прекратился. Впоследствии, сливаясь с соседями, эти скопления породили эллиптические галактики. Их — не имеющих структуры и почти лишенных газа — мы наблюдаем в относительной близости от нашей Галактики или, как говорят астрономы, «в нашу эпоху».

Но как образовались сами тихие (то есть без активного звездообразования) галактики? Как за столь небольшое время, прошедшее с момента рождения Вселенной, могло образоваться так много звезд? Убедительных ответов на эти вопросы до последнего времени не было. Авторы новой работы говорят, что теперь они есть.

Согласно логике исследователей, свойства тихих массивных галактик свидетельствуют о том, что мощную вспышку звездообразования (самую мощную во Вселенной) они должны были пережить за 1-2 миллиарда лет до той эпохи, в которой мы их наблюдаем. Значит, чтобы найти их прародителей, нужно искать галактики на 1-2 миллиарда лет младше (то есть расположенные на красных смещениях z ~ 3-6), отличающиеся при этом мощным процессом звездообразования.

Искать такие галактики непросто. Во-первых, они находятся чрезвычайно далеко от нас, поэтому их видимая яркость очень мала. Во-вторых, большой темп звездообразования в таких галактиках означает наличие там большого количества газа и пыли (строительного материала для звезд), которые будут поглощать свет новорожденных звезд, снижая и без того маленькую видимую яркость.

Впрочем, выход есть. Свет звезд разогревает пыль, поэтому галактики должны светиться в далеком инфракрасном (в миллиметровом и субмиллиметровом) диапазоне длин волн. Сейчас у ученых есть приборы для работы в этом диапазоне. В своем исследовании они использовали данные, полученные на двух из них — интерферометре на плато де Бур во французских Альпах и «Субмиллиметровом массиве» на Гавайских островах.

Объектом изучения выступали галактики из класса «субмиллиметровых» (Submillimeter galaxies, SMG) — по названию диапазона, в котором они видны лучше всего. Ученым удалось найти полтора десятка звездных систем возрастом 1-2 миллиарда лет, подходящих на роль прародителей тихих «гигантов».

Во-первых, обнаруженные SMG видны именно в ту эпоху, когда должны были существовать галактики-прародители. Во-вторых, пространственное распределение прародителей соответствует тому, которое нужно для последующего формирования эллиптических потомков. В-третьих, ученые показали, что найденные ими SMG имеют подходящие (теоретически) массы, размеры, плотности звездного населения и скорости вращения. Наконец, в-четвертых, длительность эпохи интенсивного звездообразования для этих галактик (несколько десятков миллионов лет) хорошо согласуется с существующими моделями развития скоплений.

Все эти выводы — результат сложного анализа большого массива наблюдательных данных (хотя выборка объектов была и не очень велика). В итоге, говорят авторы, получено наблюдательное подтверждение тому, что субмиллиметровые галактики являются прародительницами более старых массивных тихих галактик.

Ответ на логичный вопрос — как же образовались сами SMG? — был известен заранее. Эти галактики образовались в ходе слияний (коих в ранней Вселенной было много), менее массивных, богатых газом галактик. И именно последнее обстоятельство (большее количество газа) сыграло затем решающую роль в мощной вспышке звездообразования и, как дополнение, обильном выпадении вещества на центральную сверхмассивную черную дыру таких галактик.


В начале текущего года международная группа ученых из четырех стран (в том числе из России) отчиталась в журнале Nature об открытии и двухлетнем исследовании уникальной тройной звездной системы, состоящей из двух белых карликов и нейтронной звезды.

Нейтронная звезда в этой системе видна как миллисекундный радиопульсар (с обозначением PSR J0337+1715), являющийся, по сути, очень точными часами и позволяющий, в свою очередь, с высокой точностью изучать движение тел тройной системы. Само по себе это предоставляет широкие возможности для исследования динамической эволюции тройных систем (напомним, что задача о движении трех тел, связанных гравитационными силами, не имеет простого аналитического решения), а кроме того, позволяет детально проверять разные теории гравитации — непосредственно исследовать, как именно очень массивные тела притягиваются друг к другу.

В ближайшие годы ученые будут накапливать информацию об этой системе, и наверняка мы еще не раз о ней услышим. Однако интерес астрофизиков к ней не исчерпывается одним лишь характером движений составляющих ее звезд. Не менее интригует и вопрос о том, как такая система в принципе могла образоваться и сохраниться до наших дней.


Тройная система из пульсара и двух карликов

Мы понимаем, что и белые карлики (БК) и нейтронная звезда (НЗ) в прошлом были обычными звездами: первые полегче, вторая помассивнее. Процесс взаимодействия звезд, находящихся на близком расстоянии, довольно сложен. Например, возможно перетекание массы с одной звезды на другую, что сопровождается изменениями динамических свойств уже всей системы в целом. В общем, разгадать ход эволюции системы непросто. Однако уже сейчас это попытались сделать двое астрофизиков из Германии и Нидерландов, опубликовавших свою статью в тот же день, что и первооткрыватели PSR J0337+1715 (по-видимому, обе группы работали осенью 2013 года параллельно).

По предлагаемому сценарию, система J0337+1715 начала свою жизнь как тесная пара звезд с массами около 10 и 1 массы Солнца, вокруг которой обращалась еще одна звезда с массой около одной солнечной. Спустя 20 миллионов лет (а полный возраст этой системы составляет около 10 миллиардов лет) оболочка самой массивной звезды «распухла» настолько, что та поглотила обеих соседок. В результате возникла экзотическая гигантская «звезда» (внутри которой могла бы поместиться вся земная орбита) содержащая не одно, а три ядра! Такой объект, правда, просуществовал недолго (то есть маловероятно обнаружить на небе что-то подобное), и всего через пару миллионов лет массивная звезда взорвалась как сверхновая, оставив после себя нейтронную звезду, видимую как радиопульсар.

Однако взрыв сверхновой не разрушил тройную систему — в частности, потому, что орбиты всех трех ее компонент к тому времени были круговыми и находились примерно в одной плоскости (это делает систему устойчивее).

Дальнейшая эволюция системы протекала гораздо медленнее, и главным в ней, пожалуй, был тот факт, что за миллиарды лет система дважды пережила процесс перетекания массы — с каждой маломассивной звезды на нейтронную. Нейтронная звезда своей сильной гравитацией как бы «ободрала» расширяющиеся оболочки соседок. Вещество, падая на НЗ, дополнительно раскручивало ее, что и привело к образованию миллисекундного пульсара — то есть НЗ, вращающейся вокруг своей оси с периодом лишь 2,73 миллисекунды. Со временем оболочки маломассивных звезд были сброшены полностью, их ядра обнажились и стали белыми карликами.

Картина, описанная авторами, при некоторой своей сложности выглядит весьма разумно и показывает, что современная теория звездной эволюции может справляться даже с такими нетривиальными случаями. Но это не значит, что к ней нет вопросов. Например, две эпохи перетекания вещества на НЗ должны были существенно увеличить ее массу (и мы знаем, что в двойных системах так и происходит). Однако масса НЗ в данном случае измерена очень точно и составляет около 1,4 солнечной, что является типичным значением для массы одиночных звезд и меньше такового для НЗ, переживших стадию аккреции вещества. Ответ на этот вопрос — дело дальнейшего исследования.


Ближайшая к Солнцу звезда (из известных нам) — это Проксима из созвездия Центавра. Собственно, ее название как раз и переводится с латинского как «ближайшая». Проксима — красный карлик, излучающий мало света и невидимый невооруженным глазом. Вместе со звездами Альфа Центавра A и B (a Cen A,B) она составляет широкую тройную звездную систему. Расстояние до Проксимы немногим более четырех световых лет, или 270 тысяч астрономических единиц (1 астрономическая единица равна среднему расстоянию от Земли до Солнца), а до Cen A и Cen B еще на 10-15 тысяч астрономических единиц больше.

Звездная система a Cen интересна не только потому, что ее легко изучать (ведь она расположена сравнительно близко), но и потому, что она, скорее всего, будет первой системой, которой достигнут земные космические аппараты. Поэтому, разумеется, было бы интересно обнаружить в ней хотя бы какую-нибудь планету. Желательно, земного типа.


Расположение альфа Центавра на небе

В 2012 году у звезды a Cen B (кстати, более похожей на Солнце, чем Проксима) ученые уже обнаружили небольшую планету, но расстояние от ее орбиты до поверхности звезды — всего 0,04 астрономической единицы (в 10 раз меньше расстояния от Меркурия до Солнца), то есть очень мало для того, чтобы планета представляла какой-то интерес.

Что же до Проксимы, то существующими методами планеты у звезд такого типа (красные карлики) обнаруживаются с большим трудом. Сегодня мы можем сказать лишь, что у Проксимы точно нет планет больше Нептуна, расположенных к светилу ближе, чем Земля к Солнцу. То есть теоретически вокруг нее может обращаться меньшая, близкая по массе к Земле, планета, на расстоянии порядка или немногим больше 1 астрономической единицы.

Недавно четверо ученых из США и Великобритании предложили способ обнаружения такого рода планеты у красного карлика, причем, что немаловажно, с помощью уже существующих мощностей. Достаточно лишь дождаться в буквальном смысле более благоприятного расположения звезд (тот редкий случай, когда астрономы могут всерьез оперировать астрологическими терминами).


Вид на Cen A и Проксиму с гипотетической планеты

Дело в том, что, поскольку Проксима Центавра расположена очень близко от нас, она движется по небу сравнительно быстро (особенно на фоне более удаленных звезд) — точно так же, как деревья вдоль дороги проносятся в окне движущегося поезда быстрее, чем далекие дома. Поэтому вполне возможно, что за разумное время Проксима пройдет очень близко, с нашей точки зрения, к какой-нибудь звезде фона. И если их сближение на небе будет достаточно сильным, то произойдет событие гравитационного линзирования — лучи света звезды фона испытают преломление в гравитационном поле Проксимы, и форма изображения (и видимая яркость) этой звезды-источника изменится. Причем картина явления не будет стационарной — она будет меняться по мере того, как Проксима будет продолжать двигаться по небу.

Это событие продлится от нескольких часов до нескольких дней. По тому, как именно оно будет развиваться, можно восстановить ряд важных параметров Проксимы. Например, очень точно определить ее массу, а также обнаружить обращающуюся вокруг нее планету, так как последняя тоже внесет свой вклад в эффект гравитационной линзы.

Так вот, по расчетам авторов, в октябре 2014-го и феврале 2016 годов Проксима действительно пройдет достаточно близко (на небе) от двух не очень ярких звезд нашей галактики. Моделирование этих событий показало, что они позволят обнаружить у Проксимы планету, лишь в 10 раз превышающую Землю по массе, если таковая там действительно есть. При этом в обоих случаях данные события линзирования будут уникальны еще и тем, что из-за близости гравитационной линзы (Проксимы) удастся непосредственно пронаблюдать не только поярчание звезд-источников, но и смещение их видимых положений на небе. А это может стать дополнительной проверкой общей теории относительности, в рамках которой и рассчитывается ход такого явления.