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

Особое место занимают системы, состоящие сразу из двух компактных объектов. Их слияния приводят к появлению мощных источников разных классов. Сейчас известно несколько двойных, состоящих из двух белых карликов или двух нейтронных звезд, а также системы из белого карлика и нейтронной звезды.

Слияния двух белых карликов приводят к вспышке сверхновой типа Ia. Для этого необходимо, чтобы суммарная масса сливающихся объектов превосходила критическую. Сверхновые этого типа являются одним из основных поставщиков тяжелых элементов (в первую очередь группы железа), поскольку обычно происходит полное разрушение взрывающегося объекта.

Слияния двух нейтронных звезд приводят к появлению короткого гамма-всплеска. При этом также происходит выделение энергии и на более длинных волнах – вспыхивают так называемые килоновые. Кроме того, такие события важны с точки зрения синтеза ряда тяжелых элементов (например, золота), рождающихся в быстром (r-) процессе (см. раздел 5.2 «Химическая эволюция Вселенной. Звезды»). Наконец, слияния нейтронных звезд являются источниками гравитационных волн.

Слияния двойных нейтронных звезд и черных дыр сопровождаются мощным гравитационно-волновым всплеском.

Первый гравитационно-волновой всплеск был зарегистрирован установками LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, Лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория, см. раздел 13.9 «Детекторы гравитационных волн») осенью 2015 г., причиной события стало слияние двух черных дыр. Благодаря большой массе сливающихся объектов всплески можно обнаруживать на космологических расстояниях, превышающих миллиард световых лет. Для расчета темпа таких событий важно хорошо понимать эволюцию двойных звезд. Слияния нейтронных звезд происходят чаще слияний с участием черных дыр, зато бóльшая масса последних позволяет видеть такие события с бóльших расстояний. Сейчас данные с гравитационно-волновых детекторов позволяют уточнить картину эволюции двойных звезд.

Звезды образуются из облаков газа и пыли в процессе их сжатия. Соответственно, процесс звездообразования зависит от свойств газа: плотности, температуры, химического состава, турбулентности, магнитных полей и других параметров.

Процесс формирования первых звезд начался спустя десятки миллионов лет после начала расширения Вселенной, когда газ содержал очень малое количество элементов тяжелее гелия. Возникшие из этой среды звезды относят к населению III (иногда вместо термина «население» используют «популяция» или «поколение»). В настоящее время такие звезды с нулевым содержанием элементов тяжелее гелия не обнаружены ни в наших окрестностях, ни при наблюдениях далеких объектов в молодой Вселенной.

Первые звезды, возникшие из газа первичного состава, относят к населению III.

Следующий важный этап связан с началом формирования нашей Галактики, когда вещество уже было немного обогащено тяжелыми элементами благодаря взрывам первых массивных звезд. Первые пару миллиардов лет темп образования звезд в Галактике был очень велик. На ранних этапах формирования Галактики и возникла большая звездная популяция – население II, в основном звезды этой популяции находятся в гало и шаровых скоплениях, а также в балдже (см. раздел 8.1 «Структура Галактики»).

В Галактике выделяют два звездных населения: I и II. Звезды населения II бедны элементами тяжелее гелия, а звезды населения I имеют примерно солнечный состав. Кроме того, у них разные кинематические свойства.

Наконец, процесс звездообразования продолжился в диске Галактики, где идет и сейчас. Химический состав Галактики (газа и звезд в ней) меняется, но уже не слишком существенно, он примерно соответствует солнечному, и все звезды Галактики с таким составом относят к населению I. Населения I и II впервые были выделены в 1944 г. Вальтером Бааде (Walter Baade) по результатам сравнения звезд нашей Галактики со звездами туманности Андромеды (М31).

Процесс формирования звезд вызывает еще много вопросов, однако в общих чертах картина представляется ясной, особенно применительно к современному звездообразованию. Развитие наблюдательных возможностей позволяет видеть различные этапы образования звезд: начиная от появления уплотнений в молекулярных облаках и заканчивая молодыми объектами, выходящими на Главную последовательность и еще окруженными протопланетными или остаточными дисками.