Эволюция тесных двойных систем

В последние годы особое внимание уделяется проблемам эволюции звёзд, входя­щих в тесные двойные системы, по­скольку большая часть звёзд вхо­дит в двойные и кратные системы.

Такие интересные объек­ты, как новые звезды, рентгенов­ские источники, чёрные дыры, всегда оказываются тесными двой­ными.

Гравитационное и электро­статическое поля описываются одними и теми же формулами (законами обратных квадратов: Кулона для электростатического поля и Ньютона для грави­тационного поля). Поэтому и для гравитационного поля мож­но ввести понятие потенциала:

V = E_пот / m.

Работа, совершаемая при переходе из одной точки поля в другую, определяется разностью потенциалов. Поэтому по эк­випотенциальной поверхности (на которой потенциал имеет постоянное значение V=const) любое тело перемещается без со­вершения работы; это, в частности, означает, что поверхность звезды есть эквипотенциальная поверх­ность (если вдоль поверхности по­тенциал непостоянен, то вещество начинает течь к месту, где потен­циал меньше). На рисунке 87 по­казаны формы эквипотенциальных поверхностей для систем двойных звёзд. Вблизи центров звёзд экви­потенциальная поверхность распа­дается на две, каждая из которых окружает одну из звёзд. Вдали еди­ная эквипотенциальная поверх­ность окружает всю систему. Отде­ляет их поверхность с сечением, имеющим вид восьмёрки с одной общей для обеих звёзд точкой. Эта поверхность называется поверхно­стью Роша, общая для двух гра­ничных поверхностей точка — точ­кой Лагранжа, а полость, ограни­ченная поверхностью Роша и окру­жающая звезду, — полостью Роша этой звезды.

Компоненты новообразовавшейся двойной системы не за­полняют полость Роша. В процессе эволюции звезда с боль­шой массой эволюционирует быстрее и, переходя на стадию красного гиганта, заполняет свою полость Роша (рис. 88). Че­рез точку Лагранжа газ из её атмосферы перетекает в полость Роша второй звезды. Часть газа растекается по внешней эквипотенциальной поверхности, образуя общую оболочку звёзд.

Потеряв большую часть своей массы, звезда в зависимости от оставшейся массы превращается в белый карлик (если ос­талось меньше 1,4 M_☉), нейтронную звезду (меньше 2,5 M_☉) или чёрную дыру (при большей массе). Во всех случаях мас­са звезды B становится больше массы остатка звезды A.

В процессе изменения масс изменяется и расстояние меж­ду звёздами. Оно оказывается минимальным, когда массы звёзд сравниваются. В конце этого этапа эволюции расстояние меж­ду компонентами системы меньше первоначального, если нет потери массы из системы.

Увеличив свою массу, звезда B ускоряет эволюцию и в ско­ром времени заполняет свою полость Роша (рис. 89). Снова начинается перетекание вещества (стадия вторичного обмена), теперь уже на звезду A, которая превратилась в компактный объект (белый карлик или чёрную дыру).

Газ не может сразу упасть на звезду, он образует враща­ющийся диск в плоскости орбиты двойной звезды. Скорость вращения на разных расстояниях от компактной звезды соот­ветствует первой космической. Это означает, что она весьма велика; так, даже у нейтронной звезды она сравнима со ско­ростью света. Внутреннее трение разогревает диск до темпе­ратуры порядка миллиона кельвин. Газ начинает светиться в рентгеновском диапазоне. Внутреннее трение передаёт момент вращения внешним слоям диска, и газ опускается на компакт­ную звезду. При этом газ выделяет огромную энергию, кото­рая высвечивается в рентгеновском диапазоне. На небе появ­ляется рентгеновский источник. Материал с сайта http://wiki-what.com

Если на стадии первичного об­мена образовался белый карлик, то выпавшее на него вещество образует оболочку, богатую во­дородом. На нижней её поверх­ности постепенно увеличивается температура, начинаются ядерные реакции с водородом, повы­шение температуры приводит к началу реакции с гелием и к взрыву, который мы наблюдаем как новую звезду. При взрыве оболочка срывается и снова начинает накапливаться за счёт перетекания массы со звез­ды B. Окончательно образуется двойная звезда, состоящая из двух белых карликов.

Если в начале образуется нейтронная звезда, то возникает пульсар, а если чёрная дыра — то рентгеновский источник, характеристики которых зависят от массы остатка и темпа по­тери массы звездой B. Модели явления принципиально не раз­личаются. Общая модель представлена на рисунке 89.