Убегающие звезды

                                                                    Убегающие звезды

К сожалению, все гиперскоростные звезды находятся далеко от нас. Связано это, конечно же, с тем, что сам центр Галактики от нас очень далек, а вероятность того, что гиперскоростная звезда полетит прямо к нам, невелика. Но и в солнечной окрестности происходит кое-что интересное. Невооруженным глазом на небе можно увидеть так называемые убегающие звезды.

Это массивные (а потому и яркие) светила, которые двигаются  относительно близких звезд со скоростями, часто превышающими 100 км/с. Считается, разогнаться они могли по двум причинам. С первой мы уже знакомы — это гравитационное взаимодействие с другими объектами. Массивные звезды любят рождаться кучами — скоплениями. Пока скопление не распалось, звезды располагаются довольно тесно, потому высока вероятность того, что итогом взаимодействия станет приобретение одной из звезд высокой скорости. Звезда при этом совершит гравитационный маневр, примерно как искусственные спутники, которые мы, направляя к Сатурну или Меркурию, заставляем изменить скорость, пролетая мимо Венеры или Марса. Второй способ более интересный. Массивные звезды часто рождаются парами. Они кружат вокруг общего центра масс, пока одна не взорвется как сверхновая. При этом звезда сбрасывает большую массу. Но вторую звезду в паре удерживала именно эта масса! Если удалось скинуть более половины полной массы двойной звездной системы, то она распадается. Что почувствует вторая звезда? Представьте Тома Сойера, который крутит дохлую крысу на веревочке. Веревочка обрывается. Крыса со своей «орбитальной» скоростью полетит в сторону. Так же и звезда. В тесной массивной двойной системе орбитальные скорости могут составлять сотни километров в секунду. Разорвав пару взрывом сверхновой, мы получим убегающую звезду.

Убегающие звезды не покидают Галактику. Дело даже не в том, что  скорости не слишком велики, а в  том, что живут они недолго, ведь массивные звезды очень быстро пережигают запасы термоядерного топлива, а  потому живут не миллиарды или  десятки миллиардов лет, как маломассивные звезды, а всего лишь миллионы или десятки миллионов. Получается салют: звезда взлетает высоко над диском — и взрывается сверхновой. Образуется нейтронная звезда или черная дыра. Астрономы, изучающие пульсары (нейтронные звезды — источники периодических всплесков излучения), долгое время гадали: как же это некоторые из них в молодом возрасте могли забраться так высоко? А это не он забрался, а звезда, его породившая.

                                                                     Самые быстрые 

Сотни километров в секунду  — это здорово. А больше? Кому принадлежит рекорд? Это самые  загадочные, самые интересные объекты  — нейтронные звезды. Нейтронная звезда появляется после взрыва сверхновой. Ядро взорвавшейся массивной звезды коллапсирует, и в итоге мы имеем 20-километровый шарик с массой, превосходящей солнечную, с плотностью большей, чем у атомного ядра, со сверхсильным магнитным полем, со сверхсильной гравитацией, со сверхтекучестью и сверхпроводимостью в недрах. При вспышке сверхновой почти мгновенно выделяется невероятно много энергии. Больше, чем Солнце излучит за всю свою жизнь (а это 10 миллиардов лет!). Крайне маловероятно, что в природе такие взрывы происходят абсолютно симметрично относительно центра звезды. А если взрыв не симметричен, то образующийся после вспышки объект получит «пинок», причем довольно чувствительный. Шарик с массой, как у Солнца, можно разогнать до сотен и тысяч километров в секунду. Это не единственное объяснение сверхбыстрого движения нейтронных звезд. Первым механизм разгона нейтронной звезды из-за несимметричного взрыва сверхновой рассмотрел в 1970 году советский астроном Иосиф Шкловский. Однако затем были предложены другие возможные сценарии приобретения нейтронной звездой высокой скорости. Один из них был сформулирован Николаем Чугаем в 1984 году. Идея Чугая такова: основную долю энергии взрыва сверхновой уносят нейтрино. Это очень легкие, очень трудноуловимые частицы. Но их много. Нейтрино могут излучаться нейтронной звездой в виде двух струй. Опять-таки струи эти могут быть несимметричны. Это выглядит, как два противоположно направленных реактивных двигателя разной мощности. Если один двигатель намного мощнее другого, то мы снова сможем разогнать нейтронную звезду до большой скорости. 

Есть и другие идеи, но итог таков, что нейтронные звезды довольно легко преодолевают отметку 1000 км/с. И такие случаи наблюдаются. В  этом году было заявлено об обнаружении  двух возможных рекордсменов. Сначала  Джон Томсик (Tomsick) с соавторами заявил об обнаружении нейтронной звезды, чья скорость может быть близка к 3000 км/с. Но тут еще нужны проверки и подтверждения. А вот результат Аиды Кириченко из ФТИ имени Иоффе в Петербурге и ее коллег более надежен. Они измерили для другой нейтронной звезды — пульсара — скорость около 2000 км/с. Эта звезда, которая находится в нашей Галактике на расстоянии примерно 6500 световых лет от нас, тоже гипотетически может рассматриваться на роль космического «паровоза» — она обречена на межгалактические странствия.

Убегающая звезда, звезда-беглянка (англ. runaway star) — звезда, которая движется с аномально высокой скоростью по отношению к окружающей межзвездной среде. Собственное движение подобной звезды часто указывается именно относительно звездной ассоциации, членом которой она когда-то должна была быть, прежде чем была выброшена из неё. Наше Солнце является лишь одной из 400 миллиардов звёзд в нашей галактике — Млечный Путь. Галактика вращается медленно, совершая один оборот за 250 миллионов лет. Большинство звезд в Млечном Пути идут в ногу с его медленным вращением: скорость Солнца, например, относительно других звёзд составляет 19,4 км/с. Но в Галактике существуют и «убегающие звёзды»: их скорость относительно другими звёзд составляет до 200 км/с. Около 10-30 % звёзд спектрального класса О и 5-10 % всех звёзд спектрального класса В обладают скоростями подобного порядка. Все они — относительно молодые жители Галактики — возрастами до 50 млн лет, и за это время они проходят в пространстве относительно небольшие расстояния — от сотен парсек до нескольких килопарсек, поэтому иногда представляется возможным определить скопление, в котором они родились.

Близкие убегающие звёзды и их основные характеристики

На расстоянии 750 пк от Солнца известно 56 убегающих звёзд. Эти звезды почти не отличаются от остальных звезд дисковой составляющей Галактики по всем своим параметрам, кроме высокой пространственной скорости. Четыре звезды из этой группы обладают массой выше 25 солнечной (следует отметить, что для этих звезд масса определяется по виду спектра с не очень высокой точностью)

 Сейчас предполагается, что такие звезды образуются либо при динамической эволюции скоплений и ассоциаций в которых они родились (наиболее вероятная причина — тесное тройное сближение), либо в результате распада двойной системы при взрыве сверхновой, когда бегущая звезда получает начальный импульс при взрыве звезды-компаньона. В то время как теоретически возможны оба механизма, астрономы на практике, обычно, склоняются к гипотезе взрыва сверхновой. Р. Хугерверт (R. Hoogerwerf) и его коллеги, из Лейденском обсерватории в Нидерландах, использовали данные, полученные спутником Hipparcos, чтобы проследить во времени движение 56 убегающих звёзд и нашли доказательства в поддержку обеих теорий. Авторы проследили движение этих звезд в Галактике и для большинства из них (в том числе для всех 4 массивных) нашли когда и из какой ассоциации эти звезды вылетели, а также какой из двух возможных механизмов выброса действовал для каждой конкретной звезды (большинство звезд было выброшено при распаде двойных). Скорее всего все четыре массивные убегающие звезды приобрели свою высокую пространственную скорость в результате взрывов сверхновых в двойных системах. Авторы приводят несколько аргументов в пользу такого вывода:

Эти звезды очень массивные. Для того, чтобы быть выкинутыми из скопления (ассоциации) им надо было пролететь вблизи не намного менее массивных звёзд. Иначе, по закону сохранения импульса, выброшенными из системы оказались бы именно менее массивные звёзды. А столь массивных звёзд очень мало: это прямое следствие закона Солпитера. Близкий пролёт нескольких массивных звёзд оказывается чрезвычайно редким событием, по сравнению с достаточно редкими тесными тройными сближениями звезд малых масс.

Массивные звёзды живут  всего несколько миллионов лет. Этот факт накладывает на описанное  редкое событие дополнительное ограничение  — сближение должно успеть произойти  пока массивные звёзды не взорвались как сверхновые.

Эти звёзды летят со скоростями в несколько раз выше дисперсии  скоростей тех ассоциаций, в которых  они родились. Сам по себе этот факт ничему не противоречит, после удачного тесного сближения звёзды могут  приобретать достаточно высокие  скорости. Однако это происходит только в редких случаях, средняя величина приобретаемой в таких процессах  скорости существенно ниже. Таким  образом с очень большой вероятностью каждая из этих четырёх звезд входила в состав достаточно тесной массивной двойной системы и приобрела свою пространственную скорость после её распада из-за взрыва сверхновой.

Определение процентного  соотношения первого и второго  механизма в формировании убегающих  звёзд накладывает сильные ограничения  на теории формирования скоплений и  эволюцию звёзд. Численное моделирование, проделанное в 2000 году, показал, что  число убегающих звёзд может  помочь определить, например, число  рождавшихся двойных пар в  скоплениях. Радиальные скорости измерены всего для одной трети звезд  О-В каталога Hipparcos. По имеющимся данным можно сказать, что оба механизма примерно равнозначны. С ростом количества убегающих звезд, для которых будет определены скорость и положение в пространстве, можно будет найти их родительские скопления, а также возраст и их начальные скорости.