Космос и хаос

Однако плотность красных карликов – форменный пустяк на фоне карликов белых. Белые карлики – это маленькие и очень горячие звезды, представляющие собой заключительный этап эволюции небесных светил вроде нашего Солнца. Температура их поверхностных слоев колеблется в широких пределах – от 5 тысяч градусов у «старых» холодных звезд до 50 тысяч у «молодых» и горячих. По массе они вполне сопоставимы с Солнцем, а вот их поперечник, как правило, не превышает диаметра Земли (примерно 12 800 километров). Таким образом, их средняя плотность достигает величин порядка 106г/см3и превышает солнечную в сотни тысяч раз. Один кубический сантиметр вещества белого карлика может весить несколько тонн. Первый белый карлик был открыт в 1844 году Фридрихом Бесселем, когда он неожиданно обнаружил аномалии в движении Сириуса – самой яркой звезды нашего неба. Его траектория по непонятной причине периодически отклонялась от среднего положения, поэтому Бессель предположил, что Сириус входит в двойную систему, то есть имеет массивную звезду-спутник, а оба светила обращаются вокруг общего центра масс. В 1862 году в окрестностях Сириуса удалось разглядеть тусклое пятнышко, и с тех пор яркий компонент этой двойной системы носит имя Сириуса А, а его незначительный темный сосед получил название Сириуса В.

Сириус В – далеко не самый мелкий представитель популяции белых карликов. Поскольку его светимость в 300 раз меньше солнечной, а температура поверхности достигает 8000 градусов Кельвина (температура Солнца – 5800 градусов), не составляет большого труда вычислить его размеры. Радиус Сириуса В должен быть около 20 тысяч километров (на 5 тысяч километров меньше Нептуна, но втрое больше Земли), а поскольку его масса составляет 95 % массы Солнца, то средняя плотность его вещества равняется 105г/см3.

Разумеется, Сириус В – отнюдь не исключительное явление. Вскоре был обнаружен сверхплотный спутник Проциона, почти вдвое легче Солнца, а затем находки хлынули как из рога изобилия. На сегодняшний день белых карликов обнаружено достаточно много (хотя поиски этих маленьких тусклых звезд сопряжены с немалыми трудностями), и по предварительным оценкам на их долю приходится несколько процентов звезд нашей Галактики.

Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности – от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно – от 0,1 массы Солнца до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем следует иметь в виду, что на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики, так как масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс. Масса – чрезвычайно важная характеристика, поскольку определяет не только звездный modus vivendi, но и ее печальный финал, а в известном смысле – даже посмертную судьбу звезды. Но об эволюции звезд мы в свое время поговорим отдельно.

А как звезду взвесить? Если со светимостью, показателем цвета и спектральным классом, определяющим химический состав и температуру поверхности небесного тела, мы худо-бедно разобрались, как все-таки определить его массу? Незаменимым и безотказным инструментом в подобных случаях являются уже знакомые нам двойные звезды. Дело в том, что измерить массу одиночной звезды практически невозможно. Конечно, интенсивность ее блеска и спектр могут рассказать о многом, поскольку зависят от массы, но все же хотелось бы знать эту величину наверняка. К счастью, убежденные анахореты вроде нашего Солнца встречаются сравнительно редко, так как большинство звезд предпочитают жить в дружном коллективе. Чаще всего это парные двойные системы, реже – тройные и даже четырехкратные. Создать конструкцию из трех или четырех звезд весьма нелегко, поскольку такие системы оказываются динамически неустойчивыми. Чтобы сделать их стабильными, требуется соблюсти ряд условий. Третий компонент должен обращаться вокруг тесной двойной системы по достаточно широкой орбите, никогда не приближаясь на расстояние меньше 8 – 10 радиусов внутренней «двойки». Он сам, в свою очередь, может быть двойной системой, и тогда две эти пары будут воспринимать друг друга как точечные объекты. В первом случае мы имеем тройную звезду, а во втором – четырехкратную. Из-за особенностей процессов звездообразования систем большей кратности в природе не существует. Двойные звезды обращаются вокруг общего центра тяжести – так называемого барицентра, поскольку каждая из них тянет одеяло на себя, «раскачивая» соседку своим гравитационным полем. Поэтому, если известны периоды обращения звезд и расстояния от них до барицентра, не составит большого труда однозначно вычислить массу каждой звезды.