Особенности эволюции тесных двойных звезд

Интерес к проблеме двойных звезд очень велик. Исследования их дают наиболее надежную информацию о массах и радиусах звезд, а также дополнительные сведения, которые позволяют более глубоко проверить наши представления о звездной эволюции. Кроме того, в двойных системах был обнаружен новый класс объектов - белые карлики и др. Сейчас в них ищут черные дыры.

Задача №38. Рассмотреть систему двух звезд, вращающихся покруговым орбитам вокруг общего центра масс. Указать области пространства, доступные для движения пробной точки малой массы, гравитационно связанной с двойной звездой (ограниченная задача трех тел).

Решение. Закон сохранения полной энергии E пробной частицы в системе отсчета, вращающейся вместе с двойной звездой, имеет вид:

где v - скорость частицы, f - гравитационный потенциал, создаваемый двойной звездой, W - угловая скорость вращения системы, r - расстояние от центра масс до пробной частицы. Области, доступные для движения точки, определяются условием: ,

или

где M_1,2 - массы компонент двойной звезды, a - расстояние между компонентами, r_1,2 - расстояния от компонент двойной системы до пробной точки.

1. Рассмотрим частицу, движущуюся далеко от двойной звезды, то есть . Тогда область, доступная для движения, определяется условием :

(для связанной частицы).

2. Рассмотрим движение вблизи какой-то звезды, 1 (или2), то есть . В этом случае разрешенные области :

Запрещенные для движения области на рис.45 заштрихованы. Поверхности, ограничивающие доступные для движения области, называются поверхностями Хилла. В случае их соприкосновения они называются критическими полостями Роша.

Исследования показывают, что значительное количество звезд образуют двойные или даже кратные системы. Распространенность кратности велика. Примерно половина звезд главной последовательности входит в состав двойных звезд, а для звезд верхней части ГП процент кратности даже еще выше, порядка 70%. По некоторым оценкам отсутствие спутников у звезд - явление сравнительно редкое. Лишь ~10% звезд не имеют звездных спутников. Кратность звезд связывается с необходимостью отвода момента импульса вещества в процессе формирования звезды.

Не все звезды, которые видны на небе как близкие, в действительности являются физически связанными системами. Это может быть просто эффектом проекции. Выделить из них те, которые принадлежат к кратным, позволяют наблюдения за изменениями яркости звезд,их движением и спектральные исследования. В настоящее время составлены каталоги, насчитывающие несколько десятков тысяч двойных звезд.

Принято разделять двойные звезды на визуальные, спектральные и затменно-двойные звезды.

Визуально-двойные это наиболее широкие системы, тогда как спектрально-двойные, это более тесные системы. Впрочем, такое деление до некоторой степени условное, так как многое здесь определяется расстоянием до звезд и яркостью компонент. Так, если система достаточно близкая (или достаточно яркая, причем яркими должны быть оба компонента), то видны могут быть обе звезды. Такая система называется визуально-двойной. Если же двойная звезда расположена от нас далеко, так что мы ее не можем разрешить на отдельные компоненты, то двойственность такой звезды можно установить по спектру. В самом деле, движение компонент двойной звезды проявится в виде периодических изменений ее спектральных особенностей. Естественно эту систему назвать спектрально-двойной.

Системы двойных звезд подвержены разрушающему воздействию приливных сил гравитационного поля Галактики и близких прохождений массивных молекулярных облаков. Это ограничивает размеры двойных систем сверху: если полуось орбиты двойной звезда превышает , то она распадается.* Известны системы более высокой кратности, но они менее устойчивы, чем двойные звезды.

Наиболее тесными двойными, являются затменные двойные, которые периодически заслоняют друг друга. При этот необходимо, чтобы плоскость орбиты системы совпадала или была близка к лучу зрения.

Тесными двойными называют системы, компоненты которых в процессе своей эволюции могут заполнить свои полости Роша.

Возникает вопрос: не будет ли эволюция звезд в кратных системах протекать иным способом, нежели эволюция одиночных звезд? В 50-х годах П.П. Паренаго и А.Г. Масевич обратили внимание на то, что в двойных системах компонент с меньшей массой на диаграмме Г-Р располагается в области красных гигантов, а компонент с большей массой еще находится на ГП. Впервые это было замечено в двойной системе Алголь и стало называться парадоксом Алголя. Как могло так случиться, что менее массивная звезда проэволюционировала дальше, чем более массивная? Может у них просто разный возраст? Нет, возраст компонент, входящих в кратную систему, одинаковый. Выше уже говорилось о том, что столкновения между звездами и, следовательно, образование двойной системы путем захвата одной звезды другой практически невероятное событие. Впрочем, такой процесс может иметь место в скоплениях. Но это не меняет вывода о том, что компоненты в кратных системах имеют одинаковый возраст, поскольку эти звезды, можно сказать, имеют общее происхождение. В чем же тогда дело?

Объяснение этого парадокса заключается в следующем: в двойных системах существен процесс перетекания вещества с одной звезды на другую. Компонента, которая находится в стадии гигантов, вначале имела большую массу. При этом она эволюционирует быстрее, чем менее массивная звезда. Исчерпав в центре ядерное горючее, она начинает раздуваться, переходя в фазу красного гиганта. До каких пор будет раздуваться звезда? До тех пор, пока не заполнит критическую полость Роша (см. рис. 45). После того, как звезда заполнит свою критическую полость Роша, дальнейшее ее раздувание прекратится. Избыточное вещество станет перетекать через точку Лагранжа на соседнюю звезду. Поэтому масса соседней звезды начнет расти. Расчеты показывают, что перетечь может до 80% массы звезды. В результате компонента, которая вначале была более массивной, окажется менее массивной. В процессе обмена масс обнажаются горячие внутренние слои звезды, обогащенные гелием и более тяжелыми элементами, произведенными в ТЯР. Интересным примером, иллюстрирующим сказанное, является двойная звезда b в созвездии Лиры. Главный компонент этой системы на 50% состоит из гелия.

После захвата вещества в связи с увеличением массы темп эволюции вторичной компоненты может возрасти. На некотором этапе теперь эта звезда будет раздуваться, и вещество с нее может перетечь на первую звезду.

Чрезвычайно интересным является сам процесс перетекания вещества с одной звезды на другую. Вследствие общего вращения системы образуются плоские газовые диски - так называемые аккреционные диски.Мы вернемся к этому вопросу позже, в § 40, 41.

Задача №39. Предположим, что одна из звезд двойной системы мгновенно (например, в результате взрыва) сбросила часть массы, которая, рассеялась в окружающем пространстве. Получить критерий распада такой системы в предположении, что до взрыва звезды вращались по равновесным круговым орбитам.

Ответ : , где M - масса взорвавшейся звезды, DM - количество сброшенной массы, m - масса второй звезды.