Белые карлики. Будущее Вселенной

Но наша Галактика должна быть старше своих скоплений. Ее первые сверхмассивные звезды (о них мы еще поговорим) взрывались сверхновыми и выбрасывали в космос ядра многих элементов, в частности ядра стабильного изотопа — бериллия-9. В начале формирования шаровых скоплений их новорожденные звезды содержали бериллий, причем тем больше, чем позже они возникли. По содержанию бериллия в их атмосферах можно выяснить, насколько шаровые скопления моложе Галактики. Как свидетельствуют данные по скоплению NGC 6937, эта разница составляет 200–300 млн лет. Так что без большой натяжки можно сказать, что возраст Млечного Пути по порядку величины приблизительно равен 13 млрд лет, но, скорее всего, несколько больше. Это практически такая же оценка, как и сделанная на основании наблюдения белых карликов, но получена она совершенно иным способом.

Сейчас космологи пришли к выводу, что галактики появились на свет после того, как вспыхнули первые звезды. Считается, что процесс звездообразования начался не позднее чем спустя 150 млн лет после Большого взрыва. В 2016 г. астрономы, обрабатывавшие информацию с «Хаббла», сообщили о наблюдении галактики GN-z11, чей свет ушел в космос через 400 млн лет после Большого взрыва. С учетом этих данных максимальные оценки возраста Млечного Пути (13,5 млрд или даже 13,6 млрд лет) вовсе не выглядят невероятными.

А что говорят наблюдения? В 2018 г. появилось сообщение, что в нашей Галактике обнаружен крошечный (0,14 массы Солнца) красный карлик 2MASS J18082002−5104378 B, удаленный от нас на 1950 световых лет. Его предполагаемый возраст составляет 13,53 млрд лет. Если эта оценка верна (а она вполне может оказаться завышенной), то возраст нашей Галактики лишь незначительно уступает возрасту Вселенной.

17. Кое-что о полостях Роша

Белый карлик в случае особого везения (или невезения — это уж как посмотреть) может стать родоначальником новой и даже сверхновой звезды. Механизм такого превращения не прост, и для его объяснения нужно сказать несколько слов.

Сначала рассмотрим системы, состоящие из обычных звезд главной последовательности, обращающихся вокруг общего центра масс (барицентра). Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получатся две вытянутые в линию петли с общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для пущей наглядности придется остановить время, поскольку вся фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой. Ее называют первой точкой Лагранжа. В 1772 г. Жозеф Луи Лагранж описал пять точек, которые сейчас носят его имя (однако первые три за семь лет до того идентифицировал Леонард Эйлер).

Пространственные пузыри, о которых идет речь, именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша вращаются лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Однако вещество может перетекать сквозь горловину, соединяющую полости, то есть через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары. Ее траектории не ограничены путями, охватывающими одну единственную звезду.

Как правило, обе звезды двойной системы порождены одним и тем же молекулярным облаком и потому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает водород и становится красным гигантом. Раздуваясь, она может не только заполнить собственную полость Роша, но и выйти за ее границу. В таком случае звезда не способна удерживать своим тяготением частицы раздувшейся оболочки и теряет вещество, часть которого попадает в гравитационный плен к компаньону. Из-за похудания звезды-донора ее полость Роша стягивается, а скорость утечки вещества возрастает. Даже при уравнивании звездных масс утечка лишь замедляется, но не прекращается вовсе.

Перенос вещества влечет за собой сложную эволюцию звездной пары. Менее массивная звезда захватывает материю соседки и увеличивает свой момент импульса. Чтобы сохранить суммарный момент импульса двойной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда оказывается легче второй, они начинают расходиться — опять же в силу сохранения общего момента импульса. Если вторая звезда успевает выйти за границы своей полости Роша — она тоже обречена на потерю плазмы.