Столкновение солнца с другой звездой

рис. Столкновение звезд

Что произойдет, если какая-нибудь звезда подойдет к Солнцу настолько близко, чтобы заметно изменить направление его движения? Средние расстояния до звезд и их скорости на сегодняшний день довольно хорошо изучены, так что без особого труда можно вычислить вероятность того, что какая-нибудь звезда приблизится к Солнцу на минимальное расстояние, меньшее расстояния до Нептуна. Такие тесные сближения происходят редко, в среднем лишь однажды за 10 000 космических лет, т. е. маловероятно, чтобы за 20 космических лет своего существования Солнце уже испытало подобного рода столкновение с проходящим мимо соседом. Общий эффект близкого прохождения был бы, по-видимому, весьма незначительным, и хотя это событие в течение некоторого времени было бы сенсацией, особого вреда оно бы не нанесло. Изменились бы орбиты планет вокруг Солнца, особенно внешних планет, а Нептун и Плутон, возможно, переметнулись бы к незваному пришельцу и покинули Солнечную систему. После этого визита Солнце со стайкой оставшихся планет и, возможно, с несколькими вновь приобретенными планетами изменило бы направление движения примерно на 20° по сравнению с первоначальным.

Какова вероятность столкновения Солнца с проходящей мимо звездой?

Если бы это случилось, то результаты почти наверняка были бы катастрофическими для жизни на Земле. Но, пожалуй, у нас есть более неотложные заботы, так как средний промежуток времени между столкновениями звезд размером с наше Солнце составляет 10 9 космических лет, или 2,5 * 10 17 земных лет! Единственное место, где иногда могут происходить столкновения звезд,— это ядро Галактики, но даже здесь вероятность данного события невелика.

Редкость этого явления лучше всего иллюстрируется тем, что в нашей Галактике с массой, эквивалентной массе 100 миллиардов (10 11 ) солнц, столкновения между двумя звездами возможны только раз в миллион лет. Если принять, что в некоторых областях Галактики звезды расположены ближе друг к другу, чем в окрестностях Солнца, и что существуют звезды, представляющие собой большую мишень, чем Солнце, то вероятность столкновения несколько увеличится. Однако весьма маловероятно, что даже в шаровом скоплении или в плотном ядре Галактики столкновения будут происходить чаще, чем раз в 1000 лет.

Из этих простых расчетов видно, что вероятность катастрофы, связанной с прямым столкновением или близкими прохождениями звезд, гораздо меньше, чем постоянная опасность гибели всего живого из-за сравнительно небольших внутренних изменений в самом Солнце. Незначительные изменения в недрах Солнца, гораздо менее катастрофические, чем вспышка новой звезды , легко могут привести к полному исчезновению жизни на Земле. Конечно, это не повлияет на планетную систему в целом, но маловероятно, что жизнь на поверхности Земли сможет приспособиться к средней температуре вблизи точки кипения воды или к условиям 50-градусного мороза.

Несложно убедиться, что последствия таких близких прохождений звезд, в общем, весьма незначительны. Однако не следует забывать, что траектория Солнца в какой-то мере непрерывно меняется в результате менее тесных сближений. Звезда, проходящая на расстоянии 0,5 пс от Солнца, изменит направление его движения немногим меньше чем на 1º. За большой отрезок времени число таких сближений до расстояний в несколько парсек довольно велико. Расчеты показывают, что суммарный эффект всех прохождений звезд на минимальных расстояниях менее 3 пс от Солнца за один космический год будет равен эффекту одного сближения Солнца со звездой до расстояния 100—200 астрономических единиц. Большая важность суммарного эффекта далеких прохождений видна из того, что одно прохождение на расстоянии 100 астрономических единиц может в среднем произойти лишь раз в 2,5 * 10 13 земных лет, или в 100 000 космических лет. Совершенно ясно, что об одиночных близких прохождениях и о прямых столкновениях можно позабыть, а помнить о более далеких прохождениях, которые ввиду своей гораздо большей частоты оказываются несравненно эффективнее, вызывая изменения направления и скорости движения Солнца в течение длительных промежутков времени.

Наша Галактика вращается еще недостаточно долго для того, чтобы обмен энергией между звездами разных типов был достаточно эффективным. Из приведенных выше рассуждений о столкновениях звезд следует, что вряд ли звезды сохранили бы так много индивидуальных особенностей в своих движениях, если бы наша Галактика существовала в своем современном виде значительно дольше 100 космических лет, или 2,5 * 10 10 земных лет.

Источник

Звездное столкновение — Stellar collision

Звездное столкновение является сближением двух звезд , вызванных звездной динамикой в скоплении звезд или орбитальным распадом двойной звезды из — за звездную потерю массы или гравитационного излучение , или с помощью других механизмов еще не изучено.

Астрономы предсказывают , что события этого типа встречаются в шаровых скоплениях в нашей галактике примерно раз в 10000 лет. 2 сентября 2008 года ученые впервые наблюдали слияние звезд в Скорпионе (названном V1309 Scorpii ), хотя в то время не было известно, что это было результатом слияния звезд.

Любые звезды во Вселенной могут столкнуться, независимо от того, являются ли они «живыми», что означает, что термоядерный синтез все еще активен в звезде, или «мертвыми», при этом термоядерный синтез больше не происходит. Белые карликовые звезды, нейтронные звезды , черные дыры , звезды главной последовательности , гигантские звезды и сверхгиганты сильно отличаются по типу, массы, температуры и радиуса, и так реагируют по- разному.

Гравитационная волна событие , которое произошло 25 августа 2017, GW170817 , сообщила 16 октября 2017 года, связано с объединением двух нейтронных звезд в далекой галактике , первое такое слияние будет наблюдаться с помощью гравитационного излучения.

СОДЕРЖАНИЕ

Типы звездных столкновений и слияний

Сверхновая типа Ia

Белые карлики — это остатки маломассивных звезд, и, если они образуют двойную систему с другой звездой, они могут вызвать большие звездные взрывы, известные как сверхновые типа Ia . Обычно это происходит, когда белый карлик отбирает материал с главной последовательности или красной гигантской звезды, чтобы сформировать аккреционный диск . Гораздо реже сверхновая типа Ia возникает, когда два белых карлика вращаются близко друг к другу. Излучение гравитационных волн заставляет пару закручиваться по спирали внутрь. Когда они, наконец, сливаются, если их совокупная масса приближается к пределу Чандрасекара или превышает его , происходит слияние углерода , повышая температуру. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества , нет безопасного равновесия между тепловым давлением и весом вышележащих слоев звезды. Из-за этого реакции неуправляемого синтеза быстро нагревают внутреннюю часть объединенной звезды и распространяются, вызывая взрыв сверхновой . В считанные секунды вся масса белого карлика выбрасывается в космос.

Слияния нейтронных звезд

Слияние нейтронных звезд происходит аналогично редким сверхновым типа Ia, возникающим в результате слияния белых карликов. Когда две нейтронные звезды вращаются вокруг друг друга, они со временем вращаются по спирали из-за гравитационного излучения. Когда они встречаются, их слияние приводит к образованию либо более тяжелой нейтронной звезды, либо черной дыры, в зависимости от того, превышает ли масса остатка предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова . Это создает магнитное поле, которое в триллионы раз сильнее, чем у Земли, за одну или две миллисекунды. Астрономы считают, что именно этот тип событий создает короткие гамма-всплески и килоновые звезды .

Объекты Thorne – kytkow

Если нейтронная звезда сталкивается с красным гигантом достаточно низкой массы и плотности, оба могут выжить в форме своеобразного гибрида, известного как объект Торна – Житкова , с нейтронной звездой, окруженной красным гигантом.

Бинарные слияния звезд

Около половины всех звезд на небе являются частью двойных систем, в которых две звезды вращаются вокруг друг друга. Некоторые двойные звезды вращаются так близко друг к другу, что находятся в одной атмосфере, придавая системе арахисовую форму. Хотя большинство контактных двойных звезд стабильны, некоторые из них стали нестабильными и слились в прошлом по причинам, не совсем понятным (см. Соответствующий раздел ниже).

Формирование планет

Когда две маломассивные звезды в двойной системе сливаются, масса может теряться в плоскости орбиты сливающихся звезд, создавая диск выделения, из которого могут образовываться новые планеты.

Открытие

Хотя концепция столкновения звезд существует на протяжении нескольких поколений астрономов, только развитие новых технологий сделало возможным ее более объективное изучение. Например, в 1764 году астроном Шарль Мессье открыл звездное скопление, известное как Мессье 30 . В двадцатом веке астрономы пришли к выводу, что возраст скопления составляет примерно 13 миллиардов лет. Космический телескоп Хаббла решены отдельные звезды Messier 30. С помощью этой новой технологии, астрономы обнаружили , что некоторые звезды, известные как « голубые отставшие », появились моложе других звезд в скоплении. Затем астрономы выдвинули гипотезу, что звезды могли «столкнуться» или «слиться», дав им больше топлива, чтобы они продолжали синтез, в то время как другие звезды вокруг них начали гаснуть.

Столкновения звезд и Солнечная система

Хотя столкновения звезд могут происходить очень часто в определенных частях галактики, вероятность столкновения с Солнцем очень мала. Расчет вероятности предсказывает, что частота столкновений звезд с участием Солнца составляет 1 из 10 28 лет. Для сравнения, возраст Вселенной порядка 10 10 лет. Вероятность близких встреч с Солнцем также невелика. Ставка оценивается по формуле:

4.2 · D 2 млн. Лет −1

где N — количество встреч за миллион лет в пределах радиуса D от Солнца в парсеках . Для сравнения: средний радиус орбиты Земли, 1 а.е. , составляет 4,82 × 10 −6 парсек .

На нашу звезду такое событие, скорее всего, не повлияет напрямую, но на Землю может легко повлиять близкое столкновение. Астрономы говорят, что если звездное столкновение произойдет в пределах 100 световых лет от Земли, возникший в результате гамма-всплеск может уничтожить все живое на Земле. Однако это все еще очень маловероятно, потому что так близко к Солнечной системе нет звездных скоплений.

KIC 9832227 и слияние бинарных звезд

KIC 9832227 представляет собой пример двойной звездной системы с затменными контактами . В основном она состоит из двух звезд, вращающихся вокруг друг друга так близко, что они находятся в одной атмосфере, придавая системе арахисовую форму. Поскольку орбиты двух звезд распадаются из-за потери звездной массы и внутренней вязкости, две звезды в конечном итоге сольются, что приведет к появлению светящейся красной новой .

Анализ затмений KIC 9832227 первоначально предполагал, что его орбитальный период действительно укорачивается и что ядра двух звезд сольются в 2022 году. Однако последующий повторный анализ показал, что один из наборов данных, использованных в первоначальном прогнозе, содержал 12-часовой период. ошибка времени, приводящая к ложному очевидному сокращению орбитального периода звезд.

Механизм слияния двойных звезд еще полностью не изучен и остается одним из основных направлений исследований KIC 9832227 и других контактных двойных систем.

Источник

Что происходит при столкновении планет, звёзд и чёрных дыр?

Столкновение двух нейтронных звёзд – основной источник многих из тяжелейших элементов периодической таблицы во Вселенной. При таком столкновении выбрасывается 3-5% массы; всё остальное превращается в чёрную дыру.

Вселенная в известном нам виде существует уже почти 14 млрд лет: достаточно времени для того, чтобы гравитация стянула материю в скопления, комки и схлопнувшиеся объекты. К сегодняшнему дню Вселенная заполнена планетами, звёздами, галактиками, и ещё более крупными структурами, связанными гравитацией на фоне расширяющейся Вселенной.

Но всё не так уж ясно и просто. Хоть космос и огромен, в нашей галактике существуют триллионы объектов, двигающиеся миллиарды лет. Некоторые сформировавшиеся системы содержат в себе по нескольку объектов, и их столкновения не просто вероятны – они неизбежны. А при столкновении или слиянии они меняются навсегда. И вот космическая история того, что при этом происходит.

Когда объект сталкивается с планетой, он может выбить из неё осколки, что приведёт к формированию лун. Так появилась наша Луна, а также, как мы думаем, луны Марса и Плутона.

Столкновения планеты с планетой. На ранних этапах развития Солнечной системы, скорее всего, планет было больше восьми. Между Юпитером и Нептуном мог существовать ещё один газовый гигант; лучшие наши симуляции говорят о том, что его выбросило из системы. Но считается, что во внутренней Солнечной системе был ещё один мир размером с Марс, столкнувшийся с молодой Землёй, породив огромное облако обломков, собравшихся и создавших Луну. Модель ударного формирования Луны (или “гигантское столкновение”) тщательно подтвердили множеством различных свидетельств, включая и образцы, привезённые на Землю миссиями “Аполлон”.

Вместо наблюдаемых сегодня двух лун столкновение, породившее околопланетный диск, могло создать у Марса три луны, из которых до сегодняшних дней дожили только две.

Кроме этого, у нас есть неплохие свидетельства того, что и у Марса луны появились из-за большого протопланетного столкновения – и что изначально у него было три луны, а потом одна из них упала обратно на поверхность.

Из всех проведённых симуляций и накопленных свидетельств следует, что скалистые планеты сравнимого размера довольно часто сталкиваются друг с другом на ранних уровнях развития солнечных систем. При столкновении возникает одна, более крупная планета, и облако осколков, которое собирается в один, недалеко расположенный крупный спутник, и несколько более мелких и удалённых. Система Плутон-Харон – прекрасный пример такого явления, в котором подальше от них кувыркаются ещё четыре дополнительных луны.

Сценарий сближения по спирали и слияния коричневых карликов, находящихся так далеко друг от друга, как эти, займёт очень долгое время из-за гравитационных волн. Но вероятность столкновения довольно высока. Красные звёзды при столкновении порождают голубые отставшие звёзды, а коричневые карлики могут при столкновении порождать красных карликов. Спустя достаточно долгое время такие вспышки света могут стать единственными источниками света во Вселенной

Столкновения коричневых карликов. Хотите создать звезду, но не набрали достаточно массы для этого, а газовое облако, которым вы пользовались, уже схлопнулось? У вас есть второй шанс! Коричневые карлики похожи на крайне массивных газовых гигантов, превышая по массе Юпитер в десяток раз, и разогреваются до достаточно высоких температур (порядка 1 000 000 К) и давлений в центре, чтобы запустить синтез из дейтерия, но недостаточных для синтеза из водорода. Они испускают свет, остаются относительно холодными, и не дотягивают до звания настоящих звёзд. По массе они находятся в промежутке от 1% до 7,5% от солнечной, и считаются неудавшимися звёздами.

Но если у нас два карлика составляют двойную систему, или принадлежат к случайно столкнувшимся разным системам, всё это может мгновенно поменяться.

Луман 16 составляют два коричневых карлика, и они, в конце концов, могут слиться вместе и породить звезду

Всё потому, что состав этих неудавшихся звёзд практически не меняется со временем. Они так и состоят из 70-75% водорода, и при слиянии это несгоревшее топливо сохраняется. Если общая масса объекта после слияния превысит критический порог в 0,075 солнечных, во Вселенной появится новая звезда! С таким количеством массы в одном объекте температура превысит критические 4 000 000 К, и запустит синтез из водорода. Вместо двух коричневых карликов появится красный карлик: настоящая звезда М-класса. И у расположенной недалеко от нас системы Луман 16, всего в 6,5 световых годах, все параметры находятся соблазнительно близко к необходимому пределу, за которым она сможет стать красным карликом.

Часть шарового скопления Terzan 5, уникальной связи с прошлым Млечного Пути. В шаровых скоплениях можно обнаружить невероятно старые звёзды, оставшиеся от первых вспышек звёздного формирования, происходивших недалеко от нас. Но иногда встречающиеся в скоплении голубые звёзды говорят нам, что не всё так просто.

Столкновения двух звёзд. Звёзды бывают различных масс, и те, масса которых мала, более красные, холодные, и сжигают своё топливо медленнее. Звёзды большей массы голубые, более горячие и живут меньше. Оценить возраст звёздных скоплений можно, изучая звёзды с наибольшей массой из оставшихся, поскольку самые массивные звёзды умирают первыми.

Однако, изучая самые старые из скоплений, мы обнаруживаем популяции звёзд, более голубых и горячих, чем это должно оказаться возможным. Они просто не соответствуют остальным, окружающих им звёздам. Однако эти голубые заблудшие звёзды реальны, и у их существования есть фантастическое объяснение: столкновения звёзд.

Голубые заблудшие звёзды (заключены в кружочки во вставке с увеличенным изображением) [фото кликабельно], формируются, когда старые звёзды или их останки сливаются вместе. После того, как отгорят последние звёзды, этот процесс может, хотя и ненадолго, вернуть свет во Вселенную

Возьмём две (или более) звёзд и соединим их, и они породят одну, более массивную звезду. Даже когда останутся только более красные звёзды, от 0,7 до 0,8 солнечной массы, при слиянии они могут породить голубую звезду (1,5 солнечной массы), даже если их звёздное скопление слишком старое для того, чтобы там появлялись звёзды массой в 1,5 солнечной.

Голубые заблудшие звёзды часто встречаются в плотных участках шаровых скоплений, и демонстрируют, что даже после того, как все звёзды с массой порядка солнечной и выше уже сгорели, всё ещё будут появляться новые звёзды – просто благодаря гравитационному слиянию.

Главным событием астрономии многих источников будет слияние двух белых карликов, которые будут располагаться достаточно близко к Земле, чтобы мы смогли одновременно обнаружить нейтрино, свет и гравитационные волны. Известно, что такие объекты порождают сверхновые типа Ia.

Оплатите подписку, и реклама отключится

Столкновения белых карликов. Допустим, обычная наша звезда из главной последовательности прожила свою жизнь, сожгла всё топливо, которое могла. Ядро остатка звезды стало белым карликом: такая судьба ждёт и наше Солнце. А затем, плавая в глубинах межзвёздного пространства, она столкнулась с другим белым карликом.

Столкновения белых карликов приводят к появлению сверхновых типа Ia, и возможно, принадлежат к самым распространённым способам появления этих катаклизмов. Когда это случается, в звёздах запускается неконтролируемая реакция синтеза, что выделяет огромное количество света и энергии, и полностью уничтожает обоих белых карликов, вызвавших это событие. Это один из тех типов столкновений, в которых уничтожаются оба столкнувшихся объекта.

Представление художника о слиянии двух нейтронных звёзд. Системы из двух нейтронных звёзд сближаются по спирали и сливаются, однако самую близкую из пар, которые мы обнаружили, такое слияние ждёт не ранее, чем через 100 млн лет. До этого момента LIGO, вероятно, найдёт ещё много таких.

Столкновения нейтронных звёзд. Нейтронные звёзды, порождённые звёздами ещё более массивными, чем те, что порождают белых карликов, часто существуют в системах из нескольких звёзд. Недавно мы наблюдали сближение по спирали и слияние двух нейтронных звёзд: событие под названием килоновая. В данном случае излучается огромный импульс энергии, а также довольно большая порция массы. Событие, отмеченное в 2017 году, стало первым, когда мы смогли наблюдать за таким объектом как в гравитационных волнах, так и в электромагнитном диапазоне.

Массы звёздных остатков можно измерять разными способами. На графике показаны массы чёрных дыр, обнаруженных при помощи наблюдения в электромагнитном диапазоне (пурпурные); чёрные дыры, обнаруженные по гравитационным дырам (синие); нейтронные звёзды, обнаруженные в электромагнитном диапазоне (жёлтые); массы нейтронных звёзд, слившихся в событии GW170817, которое мы наблюдали в гравитационных волнах (оранжевые). В результате слияния на краткое время появилась нейтронная звезда, быстро превратившаяся в чёрную дыру.

При слиянии двух нейтронных звёзд в одну они либо:

• Становятся более массивной нейтронной звездой (если их сумма меньше 2,5 солнечной массы),
• Становятся нейтронной звездой, которая крутится и схлопывается в чёрную дыру (если их сумма меньше 2,75 солнечной массы),
• Сразу схлопываются в чёрную дыру (если их сумма больше 2,75 солнечной массы).

В ближайшие годы и десятилетия мы надеемся увидеть множество таких событий, чтобы ещё улучшить точность данных.

Слияние двух чёрных дыр сравнимой массы – такое, какое наблюдали при помощи LIGO. В центрах некоторых галактик могут существовать сверхмассивные двойные чёрные дыры, и они выдадут сигнал куда как более сильный, чем изображённый здесь.

Столкновения чёрных дыр. При слиянии чёрной дыры с чёрной дырой получится ещё более массивная ЧД. Но есть подвох: порядка 5% их массы потеряется. В первом наблюдаемом нами слиянии участвовала ЧД 36 солнечных масс и ЧД 29 солнечных масс. Однако они породили ЧД с массой в 62 солнечных. Порядка трёх солнечных масс просто пропало.

Куда они делись? Они были испущены в виде гравитационного излучения: гравитационных волн, которые LIGO обнаружил на расстоянии в миллиард световых лет. В течение небольшого периода времени, длящегося меньше секунды, две сливающихся ЧД могут испустить больше энергии в наблюдаемую Вселенную, чем все существующие внутри неё звёзды в сумме.

Обсерватория LIGO в Хэнфорде в штате Вашингтон, улавливающая гравитационные волны – один из трёх работающих в унисон детекторов, совместно с тем, что расположен в Ливингстоне в Лос-Анджелесе, и с детектором VIRGO в Италии.

Ожидается существование и других столкновений – ЧД с нейтронной звездой, нейтронной звезды с белым карликом, нейтронной звезды с нормальной звездой и даже чёрной дыры с нормальной звездой. Активные галактики или микроквазары могут быть порождены чёрной дырой, пожирающей звезду или облако газа. Нам ещё предстоит засечь подобные события, хотя мы уже нашли кандидата на звание объекта Торна — Житков: красного гиганта, в качестве ядра которого выступает нейтронная звезда. Космос, возможно, и весьма велик, но он далеко не пуст. Особенно внутри галактик и шаровых скоплений плотность планет, звёзд и звёздных остатков огромна, и столкновения, подобные описанным, там неизбежны. И к каким бы последствиям они не приводили, нам предстоит это выяснить!

PS: бонус для любителей праздника Helloween – Итан Сигель в костюме телескопа Джеймс Уэбб:

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Источник