?

Log in

No account? Create an account
Об исключительной редкости красивых двойных систем - Коллектив Авторов "EugeneBo" [entries|archive|friends|userinfo]
Eugene

[ website | My Website ]
[ userinfo | livejournal userinfo ]
[ archive | journal archive ]

Об исключительной редкости красивых двойных систем [Nov. 8th, 2010|01:51 am]
Eugene
[Tags|]

"Звёздные Войны" все смотрели? Картинка знакомая?



Два солнца в небе -- классический сюжет для художника-фантаста. Воодушевляющий, оттого распространённый.

Однако недавно я выяснил, что столь фееричееские закаты -- редкость на большинстве обитаемых планет с двойными солнцами. Это можно понять даже двумя способами:


Способ первый, трудный, зато не требующий мышления, по каковой причине я прошёл его почти до конца, прежде чем что-то заподозрил:

1. Берём в руки каталог звёзд, потенциально обладающих обитаемыми планетами, составленный Margaret C. Turnbull и Jill C. Tarter. Авторами проделана воистину титаническая работа. По сложному набору критериев проанализированы параметры более 100 тысяч звёзд на расстояниях до 300 парсек от Земли; исключены звёзды, заведомо не могущие быть обитаемыми; прошедшие отбор 17 тысяч кандидатов, у которых в принципе имеет смысл искать жизнь, внесены в каталог.

2. Двигаясь по каталогу, скажем, в порядке удаления от Земли, помечаем все двойные (и кратные) системы для более детального изучения.

3. Сверяясь с Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars и Washington Double Star Catalog, устанавливаем спектральные классы, яркости и орбитальные параметры каждой звезды в двойных системах. Заодно разбираемся с бардаком в наименованиях, из-за которого одна и та же звезда может иметь с полдюжины имён в зависимости от того, по какому каталогу она упоминается...

4. В обыкновенном экселе по прилагаемому образцу вычисляем, на каком расстоянии от каждой из звёзд находится обитаемая зона, в которой может быть планета.

5. В том же экселе подсчитываем отношение яркостей солнц в небе этой планеты и прочие занятные параметры (например, не остановлено ли вращение планеты приливным воздействием звезды).

6. Из полученных результатов привередливо выбираем "максимально художественную" систему. То есть такую, где цвета солнц на небе как можно более разные, а яркости, наоборот, как можно более близкие. Чтобы, значит, вот как на картиночке выше.

Звучит просто? Я тоже сначала так думал.

К концу первых суток этой деятельности я почувствовал некую удручающую закономерность. К концу вторых понял, откуда она вытекает. И лишь к концу третьих, когда в глазах поплыли фантомы от строчек из экселя, я нашёл одну (!) звёздную систему, из закономерности выпадающую. Название этой звезды я, уж простите, не сообщу. Ценность, как выясняется, редкая. Вот фильм выйдет, узнаете. По этой же причине я в приведённом экселевском файле оставил только первый десяток результатов.

А вот про закономерность расскажу. Она такова: у подавляющего большинства обитаемых планет в двойных системах солнцА на небе имеют ОЧЕНЬ разную яркость. Типичные отношения составляют сотни и тысячи раз, нередко доходя до миллионов.

Проще говоря, почти всегда так: одно солнце на небе нормальное, а второе многократно тусклее. Настолько, что выглядит лишь яркой звёздочкой и собственной тени не отбрасывает. А иногда даже ночной тьмы после захода главного светила толком не рассеивает.

В общем, мир в очередной раз оказался скучнее, чем рисуют художники.

Задним умом все крепки. Осмыслив полученный результат, я тут же осознал, как к нему можно было прийти куда более простым способом, без длительных вычислений и объёмистых каталогов. Ибо все для этого необходимое уже имелось в моей голове в течение лет двадцати. Объясняю, кому интересно.

Способ второй:

1. Вспомнить, как в принципе может выглядеть орбита обитаемой планеты в системе двойной звезды. Качественно, вариантов всего два:

А. Планета обращается одновременно вокруг пары звёзд. Звёзды очень близки друг к другу:


Б. Планета обращается вокруг одной из звёзд. Вторая крутится вокруг общего центра тяжести, весьма далеко от первой звезды:


Почему только так? Потому что орбита обитаемой планеты должна быть устойчива в течение эдак хотя бы полумиллиарда лет. Чтобы какая-то жизнь за это время в стабильных условиях успела возникнуть и развиться. Но! Эта орбита не будет устойчива, если одно из солнц её возмущает, то приближаясь к планете, то опять удаляясь. Оттого варианты, где расстояния "планета-звезда" и "звезда-звезда" сопоставимы, исключены. Остаются лишь вырожденные способы, показанные выше. Да, возможны ещё ультраредкие исключения вроде трояновского расположения, описанного Азимовым, но не будем вдаваться в экзотику.

Какими будут видимые яркости солнц на небе планеты в каждом из этих случаев?

2. Вариант А: "тесная" пара.

Яркости близки. Но сам вариант этот относительно редок. Вот почему.

Достаточно долгоживущие для возникновения жизни на планете звёзды -- это классы M, K, G, F, и, если быть сильным оптимистом, то, возможно, "холодный" кусочек A. Самые яркие из этого диапазона превосходят Солнце по светимости раз в 10 [1], из чего следует, что радиус орбиты обитаемой планеты не может быть больше примерно так 5-6 астрономических единиц. Впрочем, звёзды класса A редки, а в мире куда чаще встречаются классы M и K, поэтому в большинстве случаев радиус орбиты планеты вообще будет составлять лишь 1-2 единицы. И теперь, внимание, внутри этой орбиты должны уместиться две звезды, причём на расстоянии друг от друга ещё гораздо меньшем. Речь идёт о десятых, если не сотых долях астрономической единицы.

То есть, в варианте "А" обитаемая планета возможна лишь возле очень тесной двойной системы. А они довольно редки.

Update: тут мне подсказывают, что тесные двойные не так уж и редки, так что, возможно, в мире подобная красота встречается чаще. Но количественно ответ я пока не знаю, а в каталоге Turnbull тесных двойных действительно очень мало.

Update2: по результатам дискуссии пришли ко мнению, что подходящих тесных двойных среди всех -- несколько процентов. Не ультраредкость, но и не каждодневный случай, определённо.

2. Вариант Б.

Он ещё очевиднее. В нём вторая звезда отстоит от первой куда дальше, чем планета. Раз эдак в 10 и более. Но закон 1/r2 ещё никто не отменял, поэтому сила света от второго солнца на небосводе планеты оказывается раз в 100 меньше, чем от первого. Это как минимум; чаще же вообще во многие тысячи раз.

Если вторая звезда по своей природе гораздо ярче первой, то она, пусть и находясь дальше, может успешно "спорить" силой света с первой, вокруг которой обращается планета. Так, звезды класса A5 ярче M5 раз в 200. Но этот механизм работает редко. Во-первых, класс A -- это лишь ~0.6% от всех звёзд главной последовательности; а во-вторых, на расстояниях между звёздами в десятки и сотни единиц (типично встречающихся) никакой разности в собственной светимости звёзд уже не хватает, чтобы скомпенсировать разницу в расстояниях.

Резюме: обитаемые планеты с близкими по яркостям двумя солнцами на небосводе довольно редки в нашей Вселенной. Большинство обитаемых планет двойных звёзд "скучны" и выглядят достаточно привычно для человеческого взгляда: одно нормальное солнце, похожее на наше, и второе, куда менее заметное и очень маленькое светило, часто слишком тусклое даже для того, чтобы отбросить вторую тень.

Чем больше изучаю историю, тем чаще мне хочется сформулировать своего рода "закон Бобуха": человеческие представления о далёких мирах обычно оказываются много красивее фактической реальности.
linkReply

Comments:
[User Picture]From: i_izm
2010-11-08 03:27 pm (UTC)
Хороший пост
Заставляет задуматься :)
(Reply) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-08 04:54 pm (UTC)
В обыкновенном экселе
Я обычно пишу программу :)
(Reply) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-08 06:42 pm (UTC)
Если бы я знал, сколько на это потратится времени, я бы тоже сразу написал. Но поначалу казалось, что тут работы на всего ничего. Потом мне не хотелось писать парсер для интепретации названий звёзд по разным каталогам. А потом я всё-таки нашёл ответ :)
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-08 04:58 pm (UTC)
Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars – каталог широких двойных. Если мы хотим тесные, то надо искать в
9th Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits - http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?B/sb9 или например в Catalogue of eclipsing variables (Malkov+, 2006) - http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?J/A%2bA/446/785

очень тесной двойной системы. А они довольно редки. Вот это я бы не стал утверждать. И спектральные и затменные двойные мы видим, только если наклон орбиты к картинной плоскости большой. Естественно большинства таких звезд соответственно мы просто не видим. В общем-то, оценить сколько таких звезд на самом деле легко, надо либо поискать литературу, либо самому посчитать не сложно.

В общем, понятно и почему таких звезд может быть много. Дело в том, что при рождении звезды из облака, это самое облако обладает излишним моментом. В солнечной системе большая часть момента ушла в орбитальное движение планет. Т. е. планеты при незначительной массе получили большую часть момента. Если бы момент разделился пополам между двумя половинами массы исходного облака, имели бы мы тесную двойную звезду.

Да, возможны ещё ультраредкие исключения вроде трояновского расположения, описанного Азимовым Тоже очень интересный вопрос. Точки то устойчивы. Т. е. при попадании в окрестности точки вещество сваливается в эту точку. Масса может накапливаться. Отсюда может быть так, что каждая уважающая себя двойная звезда, будет иметь в этих точках планеты :)

Чтобы какая-то жизнь за это время в стабильных условиях успела возникнуть и развиться. Звезд много. Вполне возможно, что цивилизация с межзвездными полетами, при определенных условиях может себе позволить выбирать планеты. Вообще-то звезд настолько много, что может быть, такая цивилизация может себе позволить выбирать планеты с красивым двойным закатом :)
А вот тут возникает очень интересный вопрос. Могут ли быть кислородные планеты у молодых звезд? Т. е. кислородные планеты, где кислород не биологического происхождения?

Ну и на закуску требуемая звезда - http://ru.wikipedia.org/wiki/Алголь :)
Звезды, для большей красоты закатов еще и разного цвета:).
Еще один интересный вопрос может ли сохраниться жизнь в системе, которая пережила перетекание вещества с одной звезды на другую? Думаю ничего страшно, вполне такое и может быть.

Правда, сам Алголь звезда молодая, но таких звезд много- Catalogue of Algol type binary stars (Budding+, 2004)



(Reply) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-08 06:50 pm (UTC)
Вот про тесные системы -- вопрос интересный. Действительно, а сколько их количественно среди всех двойных? Ну, допустим, с расстоянием между компонентами меньше 0.1 а.е.?

Я почему спрашиваю: в каталоге Turnbull таких систем очень мало. Но это, возможно, есть результат уже проведённой авторами фильтрации по параметру устойчивости планетарной орбиты. Хотелось бы разобраться.

Алголь не подходит. Один компонент -- субгигант. Сильные изменения светимости астрономически недавно. И в этом, как Вы понимаете, основная проблема с большинством "известных" звёзд, хорошо видимых глазом.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-08 09:18 pm (UTC)
Не такие уж и сильные. Дело в том, что в тесной двойной системе, когда одна из звезд проходит стадию красного гиганта, размер этой звезды не может превысить половину расстояния между звездами. Все лишнее вещество, которое у одиночной звезды идет на построение большой внешней оболочки, перетекает на второй компонент. К тому же, светимость этого второго понижается, из-за необходимости “переваривать” вещество соседа.
Меньше излучающая поверхность – меньше светимость. Т. е. скачка светимости на несколько порядков как у одиночной звезды точно нет. Если скачек на десятки процентов или в несколько раз? Надо смотреть статьи по моделям таких систем.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-08 09:25 pm (UTC)
Здесь субгигант видимо надо понимать так, что звезда находится не на главной последовательности, не в том месте диаграммы спектр-светимость.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-08 09:41 pm (UTC)
Действительно, а сколько их количественно среди всех двойных? Ну, допустим, с расстоянием между компонентами меньше 0.1 а.е.?
Трудность в том, что они не разрешаются. 0.1 а. е. на расстоянии 10 парсек уже 0.01 секунды дуги. Соответственно увидеть две звезды раздельно не может уже ни Хабл ни адаптивная оптика.
Обнаруживаются они только как спектрально двойные или как затменно переменные.
Если же не повезло и наклон орбиты небольшой, то соответственно они не являються ни тем ни другим.

Но сильно подозреваю, что этим вопросом кто-то задавался. Так на вскидку я не помню. Как известно, в наше время надо просто правильно сормулировать поисковый запрос :)
Астрономические статьи надо искать здесь - http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-09 09:41 am (UTC)
Ну я тут быстро-поверхностно покопался и нашёл вот что.

Во-первых, спектральных двойных среди всех звёзд довольно много. Десятки процентов (http://adsabs.harvard.edu/full/1970PASP...82..809J , http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/binstar.htm). Ну, это мы знали и так.

Далее второй вопрос: какая доля из них "достаточно тесна" для существования устойчивой планетной орбиты?

Вопрос нетривиальный уже в постановке. Ибо зависит от многих параметров. Но я оценю грубо, с упрощениями.

С наибольшей вероятностью обе звезды -- со стыка M и К, тогда радиус орбиты планеты должен быть что-то около 0.5 а.е. Тогда "безопасное" расстояние между звёздами пусть будет 0.2 а.е. (возможно, слегка опитимистично. Но вроде Никс и Гидра вокруг пары Плутон-Харон при таком отношении расстояний устойчивы). То есть, нас интересуют спектральные двойные с большой полуосью меньше 0.1 а.е. Сколько таких?

В Eighth Catalogue of the Orbital Elements of Spectroscopic Binary Systems (http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users/corcoran/sb8.html) таких систем содержится 8 из 1965 (правда, это полуось, умноженная на синус угла, но я делаю грубую оценку...) Если расширить допустимую полуось до 0.15 а.е. то их 24 из 1965. Ну, примем 1% за ответ по этому источнику.

В девятом каталоге (http://sb9.astro.ulb.ac.be/~pourbaix/Papers/aa1213.pdf) содержится 2386 пар. Судя по странице 730, чуть ли не четверть из них имеют орбитальные периоды короче 10 дней, что приблизительно соответствует полуоси меньше 0.1. а.е. Однако исследователи, если я понял, вроде бы приходят к выводу, что каталог сильно неполон из-за лучшей детектируемости короткопериодических систем, так что, предположительно, ответ существенно завышен. Пусть будет 10% (но, интересно -- ведь тогда и 8-й каталог должен содержать эту же проблему?)

Наконец, вот здесь (http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/download?doi=10.1.1.30.1802&rep=rep1&type=pdf) изучались орбитальные элементы 600 спектральных двойных. Правда, люди интересовались планетами, но коричневые карлики и даже звёзды им тоже попадались и вошли в работу. И если я правильно понял 6-ю страницу, то звёздных объектов на расстояниях меньше 0.1 а.е. было обнаружено около 15 штук из примерно 250. То есть, порядка 6%.

В общем, я понимаю, что такое "галопом по европам" нельзя назвать хоть сколько-то полноценным исследованием. Но вроде бы "среднегеометрические" результаты указывают, что "достаточно" тесных спектральных двойных вряд ли более нескольких процентов среди всех известных. То есть, они хоть и не уникальны, но всё же довольно-таки редки.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-09 05:37 pm (UTC)
но, интересно -- ведь тогда и 8-й каталог должен содержать эту же проблему
Вечная проблема статистики в астрономии - наблюдательная селекция.
Увеличение числа короткопереодических орбит в 9-м катологе по сравнению с 8-м скорее всего просто следствие усиленных поисков планет в последнее время. Т. е. 6% наиболее вероятная оценка.
Дальше вспоминаем, что не все звезды спектрально двойные, получаем по порядку величины 1%. По порядку величины тут значит, что не 10 и не 0.1.
Т. е. если у нас империя из 100 планет то на одной из них будут такие закаты :)
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: i_izm
2010-11-09 05:42 pm (UTC)
какая доля из них "достаточно тесна" для существования устойчивой планетной орбиты
Я как-то видел статью где формальным образом было доказано существование зоны устойчивости.
Т. е. дальше какого-то растояния - да орбита устойчива абсолютно.
Другое дело, что неизвесно как влияет двойственность на вероятность образования планет.
Вполне может быть, что у двойных систем вероятность низкая.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: speshuric
2010-11-08 06:41 pm (UTC)
к твоему закону нужно обязательно дополнение: "... а фактическая реальность в своём многообразии многократно превосходит возможности человеческой фантазии" :)

ЗЫ: уже несколько постов мысленно пишу тебе комменты, а потом передумываю писать. То времени не хватает, то коммент в итоге не отражает моё мнение.
(Reply) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-08 06:52 pm (UTC)
Это точно. Не было ещё, чтобы философы и поэты правильно придумали что-то же настолько интересное, как новооткрытая реальность.

Вон, 2000 лет спорили, делимо ли вещество до бесконечности. Рассматривались варианты только "да" и "нет". Оказалось третье: да, вещество и дальше вглубь состоит из компонент, но нет, при конечных энергиях на них уже не делится...
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: a_bronx
2010-11-15 09:38 am (UTC)
А как насчёт варианта, описанного ещё Кларком: карлик вращается вокруг массивного центрального светила (возможно, по вытянутой эллиптической орбите), планета вращается вокруг карлика. Т.е. фактически карлик оказывается в роли планеты-гиганта типа Юпитера, а планета - его "луна" типа Европы. Система должна быть стабильной, и угловые размеры светил могут быть сопоставимы."
(Reply) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-15 08:43 pm (UTC)
Возможно. Но это же вроде не отличается от варианта "Б". Или я что-то упускаю?
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: a_bronx
2010-11-15 08:53 pm (UTC)
В варианте Б планета вращается вокруг массивной центральной звезды, как и партнёр-карлик. У меня планета вращается вокруг карлика. В варианте Б угловой размер удалённой звезды будет очень маленьким в сравнении с центральным светилом, в моём варианте угловые размеры могут быть сопоставимыми (как сопоставимы угловые размеры Солнца и Луны)
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: a_bronx
2010-11-15 09:09 pm (UTC)
Вот тут набросал.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-15 10:08 pm (UTC)
А, понял.

Предполагается, что "оранжевая" звезда на рисунке -- это совсем уже тусклый красный карлик где-то так на M9? Тогда его светимость составит эдак 0.01% от солнечной. И если центральная звезда уже даже класса G, то она может быть раз в 100 дальше от нас, но всё равно светить достаточно ярко.

Конечно, вращение планеты по отношению к карлику будет остановлено, но это не беда, если от главной звезды всё ещё идёт достаточно света.

Если так, то это вполне возможно. Трудность здесь в том, что тёмные красные карлики светят неустойчиво. Вспышки, здоровенные солнечные пятна. Есть сильные сомнения, что обитаемый шарик может уцелеть у звезды тусклее чем эдак M3. Но если звезда окажется всё-таки стабильной, то да, такой расклад возможен.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-15 10:20 pm (UTC)
Да, угловые размеры, конечно, уравнять проще. Сложнее с яркостями.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: a_bronx
2010-11-16 01:17 am (UTC)
Если принять, что угловые размеры светил одинаковы, то нам нужно подобрать температуру массивной звёзды так, чтобы из её телесного угла на планету падало энергии несколько меньше, чем на Землю. Остаток пусть добавит ближний тусклый карлик.

Карлик с планетой должен находиться вблизи/внутри обитаемой зоны массивной звезды, планета же - вблизи/внутри обитаемой зоны карлика ("вблизи" -- это с поправкой на то, что обитаемые зоны каждого из светил немного отодвинутся наружу, так как звезды теперь две). Из-за бОльших колебаний суммарной светимости совокупная обитаемая зона будет неравномерной -- например, она может несколько расшириться (проапдейтил картинку).
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: eugenebo
2010-11-16 07:44 am (UTC)
Увы. Физические размеры звёзд даже разных классов главной последовательности весьма близки. Все отличия задаются температурой. Она есть единственная степень свободы, и она же и есть по сути спектральный класс. Ею определяется полная светимость (причём как T4, это не шутки!) А нам важна именно полная светимость, а не в расчёте на телесный угол видимого диска звезды. Греет-то она и тень отбрасывает тоже.

Так что если не спускаться ниже M3, то, увы, ничего нового не получается.
(Reply) (Parent) (Thread)
[User Picture]From: a_bronx
2010-11-16 12:10 am (UTC)
Ну, M9 -- это уже совсем коричневый карлик, может можно и какой-нить M3 (вроде Gliese 581) втиснуть в заданные параметры.

Да, tidal locking плох в системе с одной звездой, но в кратной системе становится не так грустно: пусть лицевая сторона "мёртва", зато она экранирует вспышки на ближней звезде, а над обратной стороной полгода ровно светит далёкое тёплое солнышко :) Эти полгода будут длиться не слишком долго, есть шанс уцелеть. Если орбита планеты наклонена, то даже кое-какие "месяце-сутки" и "времена года" будут.
(Reply) (Parent) (Thread)