<<
>>

Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом

Пристальный интерес к тесным двойным системам возник у астрономов лишь во второй половине XX в. До этого момента специалисты были заняты разгадкой источника энергии и общей картины эволюции одиночных звезд.

К концу 1940-х гг. трудами А. Милна, М. Шварцшиль- да, А. Эддингтона, Г. Гамова, X. Бете и других ученых эту задачу в общих чертах решили. Но в 1950-е на относительно чистом небосклоне астрономии появилось маленькое облачко...

Еще в 1669 г. Дж. Монтанари открыл переменность звезды р Персея, а в 1782 г. Дж. Гудрайк заметил, что блеск Алголя меняется не случайно, а периодически (см. рис. 6.3 на с. 214). С этого момента начинается история изучения переменности блеска звезд. Среди многих типов переменных звезд нашел свое место и Алголь как двойная затмен- ная переменная звезда. Но почему же именно он стал тем «облачком» на ясном горизонте теории эволюции звезд, которое не дает покоя астрофизикам?

Обратимся к общей картине эволюции одиночной звезды. Ее главный мотив — смена основного источника энергии. Сначала сжимающаяся протозвезда разогревается за счет выделения гравитационной энергии. Затем начинаются термоядерные реакции, в ходе которых водород превращается в гелий. В этом состоянии звезда проводит большую часть своей жизни, занимая (в соответствии со своей массой) место на главной последовательности диаграммы «температура — светимость». После исчерпания водорода в ядре звезда перемещается в область красных гигантов или сверхгигантов (в зависимости от массы). Водородное топливо сменяется гелиевым, затем могут начать горение и более тяжелые элементы, вплоть до железа. В конце концов, потеряв оболочку, звезда превратится в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру, и эта альтернатива также зависит от исходной массы звезды. Продолжительность жизни звезды тоже зависит от ее массы: чем она массивнее, тем ярче светит и быстрее сжигает свое топливо.

Все сказанное выше — азбука теории звездной эволюции. Очевиден и вывод: если две звезды родились одновременно, то более массивная из них закончит свою жизнь раньше: она раньше покинет главную последовательность, раньше станет гигантом (или сверхгигантом), раньше угаснет. Но в системе Алголя, как заметили в 1950 г. московские астрономы П. П. Паренаго и А. Г. Масевич, все оказалось не так: у Алголя эволюционно более старой выглядит менее массивная звезда! Именно она уже стала почти гигантом, а ее более массивный компаньон еще находится на главной последовательности. Это открытие поставило астрономов перед «парадоксом Алголя». С этого момента началось пристальное изучение тесных двойных звезд.

Объяснение парадоксу дал американский астроном Джон Кроуфорд в 1955 г. Все станет понятным, если предположить, что масса звезды может существенно изменяться в течение ее жизни. У большинства одиночных звезд этого не происходит. Если их масса и изменяется, то только в сторону уменьшения за счет сильного звездного ветра, который наблюдается только у самых массивных звезд. А вот в тесной двойной системе любая звезда может значительную часть своей массы передать соседке, в том случае, конечно, если они взаимодействуют достаточно сильно. Обмен веществом делает эволюцию звезд в тесных двойных системах значительно разнообразнее и интереснее, чем эволюция звезд-одиночек. Наблюдения показали и расчеты подтвердили, что при тесном взаимодействии звезд газ из атмосферы более «рыхлого» светила может быть частично захвачен соседней звездой, а частично рассеяться и образовать вокруг них оболочку. Примером такой окутанной газом системы служит известная многим любителям астрономии затменная переменная звезда р Лиры. После того, как обмен газом в ней завершится, оболочка из «неиспользованного» газа рассеется, и первоначально более тяжелая звезда «похудеет», а более легкая «пополнеет», так что эта система тоже станет похожа на Алголь.

Чтобы понять, как может произойти обмен веществом между звездами, попробуем ответить на такой вопрос: где граница Солнечной системы? Часто отвечают, что за орбитой Нептуна или Плутона, но это не так.

Солнечная система заканчивается там, где притяжение Солнца сравнивается с притяжением соседних звезд. Вещество внутри этой границы принадлежит Солнцу, а вне ее — соседям. Область внутри этой границы заполняет кометное облако Оорта; все его население движется под управлением Солнца.

Конечно, не только вокруг Солнца, но и вокруг каждой звезды существует область ее гравитационного влияния. Чем массивнее звезда,

Рис. 9.8. Линии равного потенциала гравитационной и центробежной сил в орбитальной плоскости двух тел (mi и т2), обращающихся по круговой орбите. Центр синхронно вращающейся системы координат расположен в центре масс. Каждая из масс окружена замкнутой областью своего влияния. L\...Ls — точки равновесия (точки Лагранжа).

тем больше эта область. Чем ближе к звезде ее соседки, тем эта область меньше. В двойной системе у каждого из компаньонов также существует своя область влияния (рис. 9.8). В промежутке между ними эти области соприкасаются в точке, называемой внутренней точкой Лагранжа (Z^)- Пространство внутри области влияния каждой звезды называют ее полостью Роша.

Пока звезда находится внутри своей полости Роша, ее вещество принадлежит только ей самой. Но если часть вещества звезды выйдет за границу этой полости, оно может стать добычей соседки.

Рис. 9.10. Тесная двойная система, в которой нормальная звезда заполняет свою полость Роша, и ее вещество перетекает на компактный объект — белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. В этом состоянии звезда имеет грушевидную форму с «носиком», вытянутым к внутренней точке Лагранжа.

В нормальном состоянии звезды постоянно теряют вещество в виде звездного ветра.

Если у одной из звезд ветер плотнее, то соседка может перехватывать некоторую его часть. Но на эволюцию звезд это не оказывает заметного влияния. Гораздо интереснее те события, которые может вызвать расширение одной из звезд и заполнение ею своей полости Роша. Обычно это происходит на том этапе жизни звезды, когда, достигнув преклонного возраста, она начинает превращаться в красный гигант. В этот момент ее размер возрастает в десятки, иногда в сотни раз. Приближаясь к границе полости Роша, звезда под действием притяжения соседки вытягивается в ее сторону и становится похожа на грушу. Когда ее поверхность в районе точки Лагранжа коснется соседней полости Роша, поток вещества устремляется в сторону соседки. Полости Роша похожи на сообщающиеся сосуды: что теряет один — приобретает другой. Разумеется, часть вещества может «выливаться» за пределы этих «сосудов» и покидать звездную систему.

Захват космическим объектом чужого вещества называют аккрецией (от лат. accretio — приращение, прибавление, увеличение).

В двойной системе вещество, перетекающее через точку Лагранжа, имеет большой момент импульса, связанный с орбитальным движением компонентов. Поэтому потерянный звездой газ не может сразу попасть на компактный объект: по мере приближения к нему угловая скорость газа растет, и центробежная сила уравновешивает гравитационную — образуется аккреционный диск, лежащий в орбитальной плоскости системы (рис. 6.20 и 9.10). Скорость движения газа в диске зависит от расстояния до его центра, как у планет в Солнечной системе: чем ближе к центру, тем выше скорость. Поэтому соседние слои диска испытывают взаимное трение. Внутренние слои постепенно тормозятся, теряют момент импульса (передавая его внешним слоям) и по спирали приближаются к центру диска, к поверхности компактного объекта. От трения вещество сильно нагревается и излучает. Чем ближе к центру диска, тем выше его температура. Если в центре диска находится белый карлик, то излучение самой яркой центральной области диска в основном ультрафиолетовое, а если нейтронная звезда или черная дыра — то рентгеновское, поскольку в этом случае скорость движения вещества и его нагрев значительно выше.

Возможна ситуация, когда со стороны нормальной звезды в аккреционный диск вокруг компактного объекта поступает больше вещества, чем диск способен «переварить». Такая аккреция называется сверхкритической. В подобных системах возможно образование узких и очень быстрых (до 90% скорости света) выбросов вещества, направленных вдоль оси вращения компактного объекта. Их принято называть струями, или джетами (от англ. jet). В общем случае направление этих струй может и не быть перпендикулярным к плоскости орбиты двойной системы. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом:

  1. Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом