www.ASTROLAB.ru

ASTROLAB.ruЗвездыТесные двойные системы
ГлоссарийФото космосаИнтернет магазинКосмос видео



Тесные двойные системы
Версия для печати

Среди множества двойных звезд особенно интересны самые близкие пары – тесные двойные системы – ТДС. В них звезды могут непосредственно взаимодействовать друг с другом.

Критерием «тесноты» двойной звездной системы является не расстояние между двумя компонентами, а степень взаимодействия между ними. Например, два красных карлика с массами в 0,2 солнечной, вращающихся на расстоянии 1 а.е. друг от друга, не являются тесной системой, а две очень массивные звезды на такой же орбите будут ТДС (обычно расстояние между компонентами ТДС составляет около 1010 м, т.е. десятки радиусов Солнца). Два таких карлика будут жить независимо друг от друга, как два Робинзона на разных островах, а сверхгиганты будут активно взаимодействовать друг с другом. Таким образом в ТДС главное – степень взаимодействия звезд.

Первые работы, посвященные эволюции двойных систем, появились во второй половине ХХ века. В системе близко расположенных двойных звезд силы тяготения стремятся растянуть каждую из них. Если тяготение достаточно сильно, то наступает критический момент, когда вещество с одной звезды начинает перетекать на другую. Две грушеобразные фигуры вокруг звезд, поверхности которых представляют собой критическую границу, называются полостями Роша. Когда более массивная звезда израсходует практически весь водород, она начнет разбухать и переполняет свою полость Роша. Газ будет частично захватываться второй звездой, а частично рассеется вокруг, образуя оболочку. Примером такой системы является известная любителям астрономии β Лиры. В этой двойной системе две звезды силами взаимного притяжения вытянуты друг к другу. Как раз после окончания этой стадии, когда изначально более тяжелая звезда заметно похудела, наступает стадия Алголя. Алголь – двойная система, в которой вокруг массивной голубой звезды светимостью 250L движется оранжевая звезда меньшей массы, но прошедшая более быстро путь эволюции и начавшая увеличиваться в размерах. Объяснить то, как получается, что легкая звезда состарилась раньше массивной, можно при помощи модели ТДС. Эволюция ТДС сильно отличается от эволюции одиночной звезды: во втором случае сохраняется (мы пренебрегаем здесь потерей массы за счет звездного ветра) важнейший параметр – масса, а в ТДС компоненты могут обмениваться веществом.

Но вот, наконец, в системе образовался компактный объект: белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. Возникает аккреция на поверхность компактного объекта вещества второй звезды. В результате этого возникает мощное рентгеновское излучение, которое мы можем зафиксировать с помощью космических аппаратов (земная атмосфера в этом диапазоне непрозрачна). Необходимо подчеркнуть, что до недавнего времени все нейтронные звезды, открытые по рентгеновским наблюдениям, входили в состав ТДС.

Материал с раздувшейся звезды, устремившись к карлику, увеличивает температуру его поверхности. В итоге, в тонком поверхностном слое газа происходит термоядерный взрыв колоссальной силы. Сброс накопившейся оболочки (около одной сотой массы Солнца) мы наблюдаем как вспышку новой звезды. Несмотря на огромную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает особого влияния на соседнюю звезду. Иногда вспышки через десятки или сотни лет повторяются. Другие взрывы наблюдались лишь однажды. Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звезд.

Если бы белый карлик – спутник Сириуса – был бы к нему немного ближе, то земляне могли бы видеть вспышку новой. За несколько ночей Сириус на наших глазах разгорался бы в сотни раз, достигая блеска в десять полных лун, а затем в течение года медленно возвращался бы к норме.

Но и без столь бурных процессов тесная двойная система может стать переменной звездой. У карликовых новых, к которым относится, например, U Близнецов, нестабильный аккреционный диск вокруг белого карлика может стать причиной кратковременных вспышек длительностью несколько суток, во время которых происходит скачкообразное увеличение блеска на 2–6 звездных величин.

В конце эволюции вторая звезда также может расшириться, и тогда материал обеих звезд перемешается, окружив газовым шаром звездные ядра.






??????.???????