Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Эволюция тесных двойных звезд

Тесными двойными звездами (ТДЗ) наз. двойные звезды, компоненты к-рых активно взаимодействуют между собой, обмениваясь веществом. Обмен веществом особенно интенсивен, если компоненты при эволюции заполняют полости Роша и вещество может перетекать от одной звезды к другой без затрат энергии. Практически все затменно-двойные и спектрально-двойные звезды явл. в этом смысле тесными. Э.т.д.с. определяется гл. обр. обменом веществом между компонентами, к-рый ведет к потере системой части вещества, изменению масс и орбитального периода компонентов. В результате Э.т.д.с. ее компоненты могут стать белыми карликами, нейтронными звездами или черными дырами. Аккреция вещества на эти компактные тела ведет к выделению больших количеств гравитац. и ядерной энергии. Выделяющаяся энергия покидает систему гл. обр. в виде эл.-магн. излучения (оптич., УФ-, рентгеновского), испускаемого как в стационарном, так и нестационарном режиме. Такова, согласно теории, природа симбиотических, новых и новоподобных звезд (см. Нестационарные звезды), а также ТДЗ - источников рентг. излучения. Обмен веществом между компонентами ведет к необычным для одиночных звезд сочетаниям радиуса, светимости и массы, что позволяет объяснить происхождение компонентов двойных звезд типа Алголя, Вольфа-Райе (WR) и др. Все эти обстоятельства делают проблему Э.т.д.с. одной из основных в совр. астрофизике.

Теория Э.т.д.с. опирается на теорию эволюции одиночных звезд (см. Эволюция звезд). Открытие в двойных системах звезд на разных стадиях развития (хотя звезды системы образовались практически одновременно) потребовало более глубокого теоретич. исследования путей Э.т.д.с. Был создан ряд "сценариев" эволюции звезд. "Сценарий" явл. попыткой представить на основе полученной из наблюдений и теоретической информации логически согласованную картину Э.т.д.с., начиная, как правило, от двух звезд главной последовательности и до образования конечных продуктов эволюции.

В теории Э.т.д.с. важную роль играет понятие полости Роша - пространства, ограниченного одной из эквипотенциальных поверхностей двойной системы.

Вещество одного компонента системы может через т.н. первую точку Лагранжа, находящуюся на внутр. критич. поверхности Роша, перетекать без затрат энергии в полость соседнего компонента в виде сравнительно тонкой струи. Если размеры др. компонента сравнимы с размерами его полости Роша, то эта струя попадает непосредственно в звезду, образуя на ее поверхности горячее пятно. Если же размеры второго компонента меньше примерно трети его полости Роша, то из-за наличия момента импульса вещество, потерянное первым компонентом, образует кольцо или диск около второй звезды. Если полости Роша обоих компонентов заполнены, что случается, когда аккрецирующий компонент не может принять все вещество, потерянное звездой-спутником, то вокруг системы образуется общая оболочка, в к-рую погружена ТДЗ.

Эволюция массивных тесных двойных звезд (МТДЗ)

Эволюция одиночных массивных звезд (${\mathfrak M}\ge 10 {\mathfrak M}_\odot$) приводит к вспышке сверхновой звезды и образованию компактного остатка в виде нейтронной звезды или черной дыры (см. Гравитационный коллапс). Эволюция массивных ТДЗ идет более сложными путями. Результаты расчета эволюции схематически изображены на рис. 1. До момента заполнения полости Роша эволюция массивной звезды, входящей в тесную двойную, практически не отличается от эволюции одиночной звезды такой же массы ${\mathfrak M}$ (1.1 на рис. 1). С истощением водорода, выгоревшего в результате термоядерных реакций, ядро более массивного компонента становится почти чисто гелиевым с небольшой примесью тяжелых элементов. Оболочка звезды расширяется в тепловой шкале времени (~ 104 К), и звезда заполняет полость Роша (1.2). Вещество этой звезды (первого компонента ТДЗ) через точку L1 поступает в полость Роша второго компонента. Расстояние между компонентами в ходе обмена меняется. Если общая масса и орбитальный угловой момент системы сохраняются, но изменения расстояния между компонентами могут быть описаны аналитически. Обмен веществом продолжается до тех пор, пока вещество практически всей оболочки исходного хим. состава будет передано звезде-спутнику. Остаток (почти чисто гелиевая звезда) с массой ${\mathfrak M}_{He}/{\mathfrak M}_\odot \approx 0,1 ({\mathfrak M}/{\mathfrak M}_\odot)^{1,4}$ быстро сжимается, и ее радиус становится меньше размера полости Роша (1.3). Обмен веществом прекращается. Сжатие остатка в началом горения гелия в ядре сменяется медленным расширением. Эффективные температуры гелиевых звезд на стадии горения гелия ~ 105 К. Такие темп-ры и светимости типичны для Вольфа-Райе звезд, известных активной потерей вещества (б'ольшая часть этого вещества вообще покидает ТДЗ). Время жизни гелиевых звезд $\approx (2-3)\cdot 10^5$ лет. Потерей вещества на этой стадии можно объяснить прицину существования двух типов звезд Вольфа-Райе: азотных и углеродных. Содержание углерода на поверхности молодой звезды Вольфа-Райе понижено, т.к. это вещество находилось ранее в зоне горения водорода в недрах массивной звезды. При этом практически весь углерод превращается в азот. Это объясняет причину избытка азота в азотных звездах Вольфа-Райе. В ходе потери вещества оболочка сбрасывается и обнажаются слои, обогащенные углеродом в результате горения гелия в недрах звезды Вольфа-Райе. Такая звезда превращается в углеродную звезду Вольфа-Райе.

1.1 $T\approx 3\cdot 10^6 \mbox{лет}, N\approx 10^4$Две звезды главной последовательности
1.2 $T\approx 10^4 \mbox{лет}, N\approx 30$Более массивная звезда с гелиевым ядром заполняет полость Роша
1.3 $T\approx 2\cdot 10^5 \mbox{лет}, N\approx 500$Гелиевая звезда Вольфа-Райе в паре с О,В-звездой
1.4 $T\approx 3\cdot 10^6 \mbox{лет}, N\approx 10^4$Нейтронная звезда или черная дыра в паре с О,В-звездой после взрыва сверхновой. Пространственная скорость системы vпр до 100 км/с
1.5 $T\approx 10^4-10^5 \mbox{лет}, N\approx 10^2$О,В-сверхгигант почти заполняет полость Роша. Аккреция на компактный спутник приводит к появлению рентгеновского излучения с $L_X\approx 10^3-10^4 L_\odot$
1.6 $T\approx 10^4 \mbox{лет}, N\approx 30$Гелиевое ядро с компактным спутником вниутри общей оболочки, теряющей вещество с поверхности
1.9 $T\approx 2\cdot 10^4 \mbox{лет}, N\approx 50$
Звезда Вольфа-Райе, окруженная расширяющейся туманностью
1.7 $T\le 10^6 \mbox{лет}, N\le 3\cdot 10^3$
Красный (инфракрасный) сверхгигант с компактным ядром
1.10 $T\approx 2\cdot 10^5 \mbox{лет}, N\approx 500$
Звезда Вольфа-Райе с компактным спутником,
vпр до 100 км/с
1.8 $T\approx 10^{10} \mbox{лет}, N\approx 10^8$
Одиночный компактный объект с vпр до 100 км/с
1.11 $T\approx 10^{10} \mbox{лет}, N\approx 10^8$
Два гравитационно не связанных компактных объекта с vпр до 500 км/с
 

После выгорания гелия ядро начинает снова сжиматься и его температура повышается, что вызывает термоядерную реакцию горения углерода. Темп-ра горения столь высока, что рождающиеся в термоядерных реакциях нейтрино, для к-рых вещество звезды прозрачно, становятся осн. охлаждающим агентом вещества в области горения. В этих условиях выгорание углерода и последующих видов ядерного горючего (вплоть до железа) происходит всего за тысячи лет. Истощение ядерного горючего в недрах массивных звезд ведет неизбежно к коллапсу ядра, вспышке сверхновой и образованию остатка в виде нейтронной звезды или черной дыры. Часть вещества теряется системой при взрыве в виде рассеивающейся оболочки; при этом вещество уносит нек-рый импульс, связанный с орбитальным движением предсверхновой. В результате взрыва двойная звездная система (1.4), к-рая в большинстве случаев сохраняется, приобретает пространственную скорость до 100 км/с в направлении, обратном импульсу сброшенной оболочки. В этой системе нейтронная звезда солнечной массы (если она не наблюдается как пульсар) будет практически необнаружима рядом с массивным оптич. компонентом, к-рый будет казаться одиночным. Лишь высокая пространств. скорость оптически наблюдаемого компонента, совершенно не типичная для звезд этих масс, будет свидетельствовать о происшедшей в системе вспышки сверхновой (см. Пращи эффект). Такие быстрые "одиночные" звезды составляют почти треть всех массивных звезд.

Массивные звезды теряют вещество со скоростью $10^{-7}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ в год. Часть его перехватывается и аккрецируется компактным спутником, вокруг к-рого возникает аккреционный диск с темп-рой ~ 107 К - источник рентг. излучения. Но оно, как показали оценки, очень слабо, пока оптич. компонент находится глубоко внутри полости Роша. Если же звезда близка к заполнению полости Роша, то ее рентг. светимость может достигать $\sim 10^3-10^4 {\mathfrak M}_\odot$. Подобную рентг. светимость имеют источники типа Cen X-3 (ТДЗ типа 1.5).

Заполнение полости Роша оптич. компонентом при водит к образованию общей оболочки (1.6) вокруг двойного ядра, состоящего из гелиевого ядра оптич. компонента и нейтронной звезды. Эволюция МТДЗ на этой стадии пока не поддается адекватному численному исследованию. Можно только указать на неизбежность интенсивной потери вещества с поверхности общей оболочки, вызванной торможением орбитального движения компонентов двойного ядра в общей оболочке. Наблюдаются неск. нестационарных звезд ($\eta$ Car, P Cyg и др.) с крайне большой скоростью потери вещества (до $\sim 10^{-3}{\mathfrak M}_\odot$ в год), что, возможно, связано с эволюцией МТДЗ на этой стадии.

В зависисмости от орбитального периода системы в момент заполнения оптич. компонентом ее полости Роша возможно либо образование из двойной звезды одиночной массивной звезды с нейтронным ядром (1.7), либо сброс оболочки оптич. компонента, в результате к-рого образуется звезда Вольфа-Райе в паре с нейтронной звездой солнечной массы (1.9). Эволюция звезды с нейтронным ядром численно пока не изучена. Вероятно, она приводит к потере оболочки за время, не превышающее миллион лет, и к образованию нейтронной звезды (1.8). Если двойственность системы сохранится (1.9), то первые неск. десятков тысяч лет молодая азотная звезда Вольфа-Райе будет окружена обнаружимой кольцевой туманностью - остатком общей оболочки (1.9). Девять подобных туманностей были обнаружены около "одиночных" азотных звезд Вольфа-Райе. После рассеяния оболочки, через $\approx$ 30000 лет, звезда останентся "одиночной" быстрой звездой Вольфа-Райе (1.10). Пространственную скорость $v_{пр}\approx$100 км/с этих звезд трудно обнаружить непосредственно из-за большой ширины их спектр. линий (см. Лучевая скорость), но такие звезды могут удаляться от плоскости Галактики на расстояния до $\approx$150 пк. Спец. исследование показало, что "одиночные" звезды WR действительно имеют большое ($\approx$130 пк) ср. расстояние от плоскости Галактики. В то же время ср. расстояние обычных медленных O-звезд и звезд Вольфа-Райе с массивным компонентом $\approx$60 пк.

Истощение ядерного топлива (теперь уже в недрах др. компонента) ведет ко второму взрыву сверхновой в системе. При этом МТДЗ должна неизбежно распасться, если исходные массы компонентов были, как обычно, равны (1.11). Причина распада состоит в том, что взрывается более массивный компонент и в процессе взрыва система теряет значительную массу. Если исходное отношение масс компонентов было велико, то система может сохраниться после второго взрыва, что, вероятно, объясняет появление пульсаров в двойной системе. Однако вероятность такого события невелика, поскольку большую часть углового орбитального момента звезда должна была потерять на стадии с общей оболочкой (1.6); система перед взрывом может быть очень тесной, а орбитальная скорость $\approx$500 км/с. После распада эта нейтронная звезда - будущий радиопульсар - сохранит большую часть орбитальной скорости. Большие (как правило) пространств. скорости и ср. расстояния от плоскости Галактики пульсаров могут быть объяснены тем, что осн. часть пульсаров явл. остатками эволюции МТДЗ.

Эволюция тесных двойных звезд средних масс

Эволюция звезд средних масс (${\mathfrak M}_\odot \le {\mathfrak M}\le 10 {\mathfrak M}_\odot$) заканчивается обычно образованием вырожденных звезд-карликов. Общая постановка задачи при численном исследовании эволюции тесных двойных звезд средних масс остается такой же, как и при изучении эволюции МТДЗ. Эволюц. "сценарий" для этих звезд приведен на рис. 2.

Снова более массивная звезда первой заполняет свою полость Роша и после быстрой стадии обмена теряет оболочку, к-рая частично аккрецируется второй звездой, а частично теряется системой. При этом вероятно образование на короткое время общей оболочки (2.2). Оболочка остатка, богатая водородом, медленно расширяется (2.3), а ее вещество поступает через точку L1 в полость спутника. Примечательно, что светимость заполняющего полость Роша компонента в 10-10000 раз больше, чем светимость звезды исходного хим. состава той же массы. Такие звезды известны и наз. звездами типа Алголя ($\beta$ Персея). Эволюция первого компонента кончается образованием гелиевого карлика с ${\mathfrak M}_{He}\le 0,45 {\mathfrak M}_\odot$, если его исходная масса не превышала $\approx 3 {\mathfrak M}_\odot$, либо углеродно-кислородного вырожденного карлика для звезд больших начальных масс.

Таким образом возникают ТДЗ, состоящие из звезды главной последовательности и вырожденного гелиевого или углеродно-кислородного компактного карлика с массой (0,1-0,3)${\mathfrak M}_\odot$ и радиусом $\sim 0,01 R_\odot$. Такие звезды широко распространены в Галактике (спектрально-двойные звезды с одним видимым компонентом), хотя и трудно обнаружимы, поскольку карлик почти не излучает, а его размеры невелики для того ,чтобы затмевать спутник.

Заполнение полости Роша компонентом, ставшим более массивным, аедет снова к образованию общей оболочки (2.5). После ее рассеяния остается карлик в паре со звездой, заполняющей свою полость Роша (2.6). Вещество перетекает от нее к карлику вследствие постепенного расширения оболочки из-за термоядерного горения водорода в слоевом источнике. После истощения богатой водородом оболочки и этот компонент превратится в вырожденный углеродный или гелиевый карлик.

Итак, результатом Э.т.д.з. с массами компонентов не более 10 ${\mathfrak M}_\odot$ будет, как правило, тесная система, состоящая из двух вырожденных карликов. Для ТДЗ, состоящей из вырожденного карлика и невырожденной звезды с массами $\approx {\mathfrak M}_\odot$ (2.4), причиной заполения полости Роша может быть не только эволюц. расширение невырожденного компонента, но и потеря орбитального момента путем гравитационного излучения или с веществом магн. звездного ветра (2.10). Таким образом возникает система (2.6, 2.10), состоящая из звезды, заполняющей полость Роша, и компактного карлика. Подобная модель явл. основой для решения целого ряда задач, связанных с нестационарными ТДЗ. Нестационарной может быть ТДЗ, в к-рой звезда, заполняющая полость Роша, имеет конвективную оболочку. Потеря вещества этой звездой может существенно меняться со временем, вызывая изменения яркости системы. В др. случаях вещество, потерянное заполняющим полость Роша компонентом, может накапливаться в кольце около карлика и время от времени сбрасываться на карлик, вызывая увеличение его яркости, подобно тому, как это происходит, вероятно, со звездами типа U Gem. Но часто аккреция ведет к образованию сатционарного диска вокруг карлика. Причины двух различных режимов аккреции изучаются, но пока не ясны.

Движущей силой эволюции карликовых двойных звезд типа U Gem явл., вероятно, магн. звездный ветер, вызывающий потерю орбитального углового момента системы. Интенсивность магн. звездного ветра определяется в основном скоростью вращения звезды-карлика, заполняющей свою полость Роша.

Рис. 2. Эволюционный "сценарий" для тесных двойных
звезд средних масс. Штриховой линией показана полость
Роша, штрих-пунктирной - положение центра масс.
2.1 Две звезды главной последовательности с ${\mathfrak M}_\odot\le{\mathfrak M}\le 10{\mathfrak M}_\odot$
2.2 Вторичный компонент с гелиевым или С,О-ядром в общей оболочке
2.3 Звезда с гелиевым или С,О-ядром заполняет полость Роша (Алголь)
2.4 Вырожденный карлик - спутник звезды главной последовательности
2.5 Две гелиевые или С,О-звезды в общей оболочке
2.6 Звезда с гелиевым или С,О-ядром заполняет полость Роша (повторная новая)
2.7 Два вырожденных карлика
2.8 Один из карликов заполняет полость Роша (сверхновая звезда?)
2.9 Гелиевый или углеродно-кислородный карлик, окруженный тяжелым диском (сверхновая звезда?)
2.10 Красный карлик с вырожденным С,О-ядром - продукт сбллижения компонентов вследствие излучения гравитационных волн
2.11 Красный карлик с нейтронной звездой (барстер)

Аккреция богатого водородом вещества вырожденным углеродно-кислородным карликом ведет к возобновлению активности водородного слоевого источника. Расчеты показали, что если темп аккреции составляет $10^{-7}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ в год, то водород и гелий сгорают в нижнем слое оболочки стационарно и общая масса водорода в оболочке не меняется (сгорающий водород компенсируется поступающим). При сгорании массы $\sim 10^{-7}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ в год выделяется энергия, достаточная для поддержания светимости вырожденного карлика на уровне $\sim 10^3-10^4 L_\odot$. Поскольку размеры карлика невелики (~ 109 см), его эффективная темп-ра остается высокой (~ 105 К). Если вблизи такого карлика находится звезда - холодный гигант, теряющий вещество, то УФ-излучение горячего карлика способно ионизовать газ, истекающий из звезды-гиганта. Часть УФ-излучения карлика будет перерабатываться разреженным газом в оптич. излучение (должны наблюдаться яркие эмиссионные спектр. линии). Эта модель объясняет осн. св-ва симбмотических звезд, оптич. излучение к-рых сочетает в себе тепловое излучение с температурой около 3000 К (холодный гигант) и излучение горячего разреженного газа с температурой ~ 104 К.

Если темп аккреции вещества углеродно-кислородным карликом не превосходит $\sim 10^{-7} {\mathfrak M}_\odot$ в год, то слоевой источник горения водорода становится вырожденным. В режиме накопления оболочки холодный водород не горит, а темп-ра на дне оболочки постепенно увеличивается (по мере увеличения массы слоя). По достижении темп-ры, достаточной для горения водорода, происходит термоядерный взрыв. Этот взрыв при определенных условиях может привести к сбросу практически всей накопленной к этому времени оболочки (${\mathfrak M}_{обол}\sim 10^{-5}-10^{-3} {\mathfrak M}_\odot$). Энергия взрыва, вызывающего сброс, должна составить ~ 1045-1047 эрг (в этом случае выделившаяся энергия превысит энергию связи вещества на поверхности карлика ~ 1017 эрг/г). Чтобы горение водорода приобрело форму взрыва, содержание элементов C, N, O (катализаторов горения) должно примерно в 10 раз превысить норм. содержание этих элементов.

Наблюдения подтвердили повышенное обилие указанных элементов в оболочках новых звезд. Причина увеличения обилия элементов C, N, O состоит, вероятно, в происходящих время от времени взрывах накапливаемого на поверхности карлика слоя гелия. При этом происходит обогащение оболочками элементами (C, N, O) - продуктов горения гелия. Максимально достижимая (теоретически) частота вспышек (примерно одна в 10 лет) сравнима с наблюдаемой частотой взрывов повторных новых при темпе аккреции $10^{-7} {\mathfrak M}_\odot$ в год. При меньших скоростях аккреции вспышки становятся реже и мощней.

Масса вырожденного карлика в ходе аккреции растет, что вызывает его сжатие и постепенное увеличение температуры в его центре. Если температура карлика становится достаточной для горения гелия (для гелиевого карлика) или углерода (для углеродно-кислородного карлика), то происходит взрыв сверхновой звезды. Гелиевый карлик при этом полностью разлетается, а углеродно-кислородный оставляет нейтронную звезду. Аккреция вещества нейтронной звездой (2.11) ведет к возникновению источника рентгеновского излучения.

Эта модель может объяснить свойства рентг. барстеров. Нестационарная аккреция в накопительном режиме ведет в этом случае к возникновению временных источников рентгеновского излучения, к-рые явл. рентгеновскими аналогами вспыхивающих звезд типа U Gem.

Излучение гравитац. волн полностью определяет эволюцию систем из двух вырожденных карликов (2.7) с орбитальным периодом $\le$ 10 ч. При этом скорость обмена веществом между компонентами будет определяться потерей момента количества движения (углового момента) вследствие излучения гравитац. волн (2.8). Сравнение теоретич. оценок скоростей обмена веществом ряда короткопериодич. катаклизмических переменных типа Z Cha, WZ Sge, TT Ari с наблюдаемыми показало, что ведущим эволюционным фактором этих ТДЗ может быть излучение гравитационных волн.

Необычная ситуация складывается при Э.т.д.з., состоящей из вырожденных карликов сравнимых масс, если сближение компонентов происходит в результате излучения системой гравитационных волн (2.7). Поскольку вырожденная звезда меньшей массы имеет больший размер, она первой заполнит свою полость Роша. Теперь в ходе потери вещества ее радиус будет увеличиваться, а радиус ее полости Роша практически не меняется, пока массы компонентов сравнимы. Это может привести в образованию тяжелого вырожденного диска вокруг более массивного компонента за время, близкое к орбитальному периоду, т.е. за неск. мин (2.9). Однако детали этого процесса и дальнейшая эволюция вырожденного карлика с тяжелым диском пока не ясны. Если скорость аккреции вещества диска вырожденным карликом превзойдет $10^{-5}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ в год, то вокруг него образуется протяженная оболочка и система превратится в одиночную звезду. При меньших темпах аккреции масса карлика будет увеличиваться, пока темп-ра вещества не достигнет значений, необходимых для термоядерного горения гелия или углерода, к-рое в условиях сильного вырождения породит вспышку сверхновой.

Лит.:
Каплан С.А., Физика звезд, 3 изд., М., 1977; Происходение и эволюция галактик и звезд, М., 1976, гл. 8.

(А.В. Тутуков)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: Тесные двойные системы - Эволюция звезд
Публикации со словами: Тесные двойные системы - Эволюция звезд
Карта смысловых связей для термина ЭВОЛЮЦИЯ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.0 [голосов: 80]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования