Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной (Попов) - страница 61

Орбиты планет изменяются на финальных стадиях эволюции звезды.

Наконец, планеты могут снова начать менять свои орбиты на финальных стадиях существования звезды, когда она начинает претерпевать существенные эволюционные изменения, превращаясь в гигант и сбрасывая внешние слои. Это приводит к уменьшению звездной массы. Гравитационное поле звезды ослабевает, в результате планеты и другие тела переходят на более высокие орбиты, а при значительной потере массы звездой система может полностью разрушиться.

Разрушение планетной системы неизбежно приводит к появлению планет-бродяг (rogue planets). Кроме того, вероятно, что массивные планеты могут формироваться «по звездному механизму». Сейчас известно несколько массивных одиночных планет (в основном они обнаружены при поисках коричневых карликов). Кроме того, известны планеты в паре с коричневыми карликами (например, система OGLE-2016-BLG-1195Lb, обнаруженная с помощью микролинзирования). Наконец, известна интереснейшая система 2MASS J1119−1137, состоящая из двух массивных планет с массами 3–5 масс Юпитера. Эту пару удалось изучить по прямым изображениям, полученным с помощью телескопа обсерватории Кека (W. M. Keck Observatory) (см. раздел 13.3 «Современные оптические телескопы и проекты ближайшего будущего»).

Здесь речь пойдет о так называемых нормальных звездах – объектах, в недрах которых идет термоядерный синтез. В результате этих реакций легкие элементы, начиная с обычного водорода, превращаются в тяжелые. Для запуска синтеза нужны достаточно высокие температура и плотность. Обе величины регулируются массой звезды, что задает нижний предел на ее массу, который зависит от химического состава и обычно составляет примерно 0,08 массы Солнца. Более легкие объекты относят к бурым (коричневым) карликам. Самые массивные звезды, рождающиеся сейчас в нашей Галактике, имеют массы менее 200 солнечных.

Звезды, видимые нами на ночном небе, входят в состав нашей Галактики. Типичные расстояния между звездами в солнечной окрестности измеряются световыми годами. Многие звезды входят в состав кратных систем. Самым простым примером являются двойные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, но есть связанные системы из трех, четырех и даже шести звезд.

Эволюция звезды в первую очередь связана с характером протекания термоядерных реакций в их недрах. Он зависит в основном от массы звезды. На втором месте стоит химический состав, от которого также зависят многие параметры, но состав молодых звезд варьируется в не слишком больших пределах: примерно на 70–75 % звезды состоят из водорода и на 25–28 % из гелия, на долю более тяжелых элементов обычно приходится менее 2 % массы.