Иосиф Шкловский - Вселенная, жизнь, разум

В ряде случаев по изменениям положения линий поглощения в спектре оптической компоненты такой двойной системы был определен орбитальный период, который оказался в точности равным периоду, полученному из рентгеновских наблюдений.

Во всех случаях нейтронные звезды, излучающие рентгеновские кванты, входят в состав тесных двойных систем. В таких системах при достаточно большом радиусе оптической компоненты с части ее поверхности, обращенной ко второй компоненте, непрерывно будет истекать струя газа. По этой причине вокруг нейтронной звезды образуется быстро вращающийся газовый диск, вещество которого будет падать на поверхность нейтронной звезды. Так как скорость подобного падения газа довольно близка к скорости света, при таком процессе (называемом «аккрецией») будет выделяться огромное количество энергии, которая нагреет газ в диске до температуры в несколько десятков миллионов кельвинов, сделав его мощным источником рентгеновского излучения. Сходные процессы будут иметь место и тогда, когда компонентой «оптической» звезды будет черная дыра. Отличить черную дыру от нейтронной звезды можно тогда, когда известна масса рентгеновской компоненты из наблюдений двойной системы, в которой она находится. Напомним, что если масса «компактной», «проэволюционировавшей» рентгеновской компоненты больше 2,5 солнечных масс, она должна быть черной дырой (см. гл. 5). Похоже на то, что одна черная дыра уже наблюдается — это знаменитый рентгеновский источник Лебедь X-1.

Таким образом, нейтронные звезды «сами по себе» не являются рентгеновскими источниками. Только тогда, когда они окажутся в тесной двойной системе, при определенных условиях начнет действовать «машина», весьма эффективно вырабатывающая рентгеновское излучение с помощью глубокой «потенциальной ямы» в окрестностях нейтронной звезды, куда падает газовая струя, поставляемая оптической компонентой. То же самое относится, конечно, и к черным дырам.

Все изложенные факты доказывают, что компоненты кратных систем образовались совместно. Коль скоро имеются основания предполагать, что планетные системы в принципе не отличаются от кратных звездных систем, планеты, скорее всего, должны образоваться параллельно с формированием соответствующих звезд.

Вот уже два века проблема происхождения Солнечной системы волнует выдающихся мыслителей нашей планеты. Этой проблемой занималась, начиная от философа Канта и математика Лапласа, плеяда астрономов и физиков XIX и XX столетий. Ей отдал дань наш замечательный соотечественник, человек разносторонне талантливый, Отто Юльевич Шмидт. И все же мы еще очень далеки от ее решения. Какие только тайны не были вырваны у природы за эти два столетия! За последние три десятилетия существенно прояснился вопрос о путях эволюции звезд. И хотя детали удивительного процесса рождения звезды из газопылевой туманности еще далеко не ясны, мы теперь четко представляем, что с ней происходит на протяжении миллиардов лет дальнейшей эволюции. Об этом довольно подробно шла речь в гл. 4. Увы, вопрос о происхождении и эволюции планетной системы, окружающей наше Солнце, далеко не так ясен.

На первый взгляд кажется странным и даже парадоксальным, что астрономы смогли узнать о космических объектах, весьма удаленных и наблюдаемых с большими трудностями, гораздо больше, чем о планетах и Солнце, которые (по астрономическим масштабам, разумеется) находятся у нас «под боком». Однако в этом нет ничего удивительного. Дело в том, что астрономы наблюдают огромное количество звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Изучая звезды в скоплениях, они могут чисто эмпирически установить, как зависит темп эволюции звезд от начальных условий, например массы. Если бы не было этого обширного эмпирического материала (прежде всего рассматривавшейся нами выше диаграммы «цвет — светимость» для большого числа скоплений), вопрос об эволюции звезд был бы предметом более или менее бесплодных спекуляций, как это и было примерно до 1950 г.

В совершенно другом положении находятся исследователи происхождения и эволюции нашей планетной системы. Ведь мы пока не можем непосредственно наблюдать такие системы даже около самых близких звезд (см. гл. 8). Если бы это удалось и мы имели реальное представление, как выглядят планетные системы на разных этапах своей эволюции или хотя бы как сильно отличаются одни планетные системы от других, эта волнующая проблема была бы, несомненно, решена в сравнительно короткие сроки. Но пока мы наблюдаем планетную систему, так сказать, «в единственном экземпляре». Более того, необходимо еще доказать, что около других звезд имеются планетные системы. Ниже мы попытаемся это сделать, пользуясь наблюдаемыми характеристиками звезд.