<<
>>

Тесные двойные системы

Астрономы часто судят о физическом возрасте звезды по ее массе. Если звезда маломассивная, то, скорее всего, она родилась давно, ведь такие звезды живут очень долго, поэтому все они дожили до наших дней, как бы давно ни родились (конечно, есть и молодые маломассивные звезды, но их доля невелика).

А массивная звезда не могла родиться давно, ибо век такой звезды короток. Однако совместная эволюция звезд в тесных двойных системах меняет эту простую картину. Приближаясь к концу своей жизни, более массивная звезда может передать своему компаньону часть массы, создав таким образом «парадокс Алголя» — соседство состарившейся маломассивной и юной массивной звезд (хотя на самом деле они имеют одинаковый возраст).

Разгадывая этот парадокс, астрономы немало узнали о совместной эволюции близких звезд, о возможности многократного обмена между ними веществом, способном существенно изменить эволюционный статус звезд, например «омолодить» или «состарить» их. Но самое интересное было впереди: обнаружились системы, где один из компаньонов уже «умер» как звезда, став компактным объектом.

Еще наземные наблюдения 1950-х и начала 1960-х гг. показали, что вспышки новых звезд происходят в тесных двойных системах, где один из компонентов — очень плотный объект. А когда в конце 1960-х гг. наблюдения с ракет и спутников позволили открыть рентгеновские источники, выяснилось, что самые замечательные из них также входят в тесные двойные системы. Тесное соседство нормальной звезды и компактного объекта: белого карлика, нейтронный звезды или черной дыры — не просто изменяет их эволюционный статус, а сообщает им совершенно новые и неожиданные свойства. Наличие быстрого вращения и мощного гравитационного и магнитного полей, свойственных компактным объектам, в сочетании с почти неограниченным источником «рабочего вещества» в виде нормальной звезды-соседки создает целый «зоопарк» экзотических обитателей Галактики.

Незаметные сами по себе ядра умерших звезд, оказавшись в близком соседстве с нормальной звездой, становятся генераторами энергии невероятной мощности. При этом активность таких тесных двойных может принимать весьма необычные формы.

Однако происхождение таких звездных пар было понято далеко не сразу. Обнаружение в двойных системах не только белых карликов, но также нейтронных звезд и, возможно, черных дыр поставили перед теоретиками серьезную проблему, подобную «парадоксу Алго- ля». Заключается она в следующем. Белый карлик «вызревает» в недрах звезды постепенно, в то время, когда ее оболочка медленно расширяется и в значительной степени успевает перетечь на соседнюю звезду. При этом система в целом почти не теряет массу, а значит —

не распадается. Другое дело — нейтронная звезда или черная дыра. Их рождение, как утверждает теория эволюции, происходит при взрыве массивной звезды, который наблюдается как вспышка сверхновой (см. рис. 6.21).

В момент взрыва большая часть массы умирающей звезды выбрасывается с такой скоростью, что ее соседка ничего не успевает перехватить. Потеряв большую часть массы, остаток звезды уже не в состоянии удерживать свой спутник на орбите, и они должны расстаться. Но раз мы наблюдаем такие системы, значит, по какой-то причине они не разрушаются. Этот «парадокс сверхновых» был разрешен в теоретических работах Б. Пачинского, А. В. Тутукова, Э. ван ден Хевела, объяснивших, как массивная звезда перед взрывом все же умудряется передать своему соседу изрядную долю своего вещества.

Давайте проследим жизненный путь пары звезд с массами 12 и 9 М0 (рис. 9.12). Вначале обе звезды находятся на главной последовательности: в их ядрах горит водород. Расстояние между звездами 600 /?0, т. е. во много раз больше их собственных размеров. Первая звезды массивнее, поэтому ее эволюция протекает быстрее, чем у соседки.

Примерно через 16 млн лет водород в ядре первой звезды полностью «сгорает», и она превращается в красный сверхгигант. У нее образуется плотное компактное ядро из гелия и еще более тяжелых продуктов ядерных реакций, окруженное обширной конвективной оболочкой.

Радиус красного сверхгиганта может достигать 2000-3000 /?0. Размер двойной системы в несколько раз меньше, поэтому неудивительно, что ставшая сверхгигантом звезда заполняет свою полость Роша. Начинается перетекание на соседку, но поток вещества так велик, что вторая звезда не успевает его принять. Она тоже распухает и в результате образуется двойная система, окруженная общей оболочкой. На этой стадии вещество из атмосферы сверхгиганта, которое он пытался «переправить» на соседку, рассеивается в пространстве. Вместе с ним двойная система теряет орбитальный момент импульса, поэтому полуось системы в десятки раз уменьшается — звезды сближаются.

Стадия общей оболочки длится недолго — несколько десятков тысяч лет. Она заканчивается, когда звезда-сверхгигант полностью теряет свою богатую водородом оболочку, и от нее остается звезда типа Вольфа—Райе (WR), почти целиком состоящая из гелия. Эта звезда невелика по размеру, но и система стала меньше, поэтому возможна вторая стадия заполнения полости Роша. Но поскольку в данном случае истекает менее массивный компонент, перетекание происходит устойчиво.

Рис. 9.12. Эволюция тесной двойной системы с начальными массами звезд 12 и 9 М©. А — большая полуось орбиты. Пояснение в тексте.

Жизнь гелиевой звезды длится около 105лет и заканчивается вспышкой сверхновой (SN). На месте взрыва остается быстро вращающаяся нейтронная звезда. Поскольку взрыв происходит несимметрично, нейтронная звезда испытывает «толчок», способный сильно изменить ее скорость (до 1000 км/с). В результате двойная система может либо распасться, либо сохраниться, либо (как на нашем рисунке) слиться.

Рис. 9.13. Сверхкритическая аккреция вещества в диск вызывает его отток в виде высокоскоростных биполярных выбросов (рисунок).


Из-за «толчка» нейтронная звезда попадает в плотные слои атмосферы звезды-соседки, быстро тормозится и падает к ее центру — рождается так называемый объект Торна—Житковой (TZ). Внешне он очень похож на красный сверхгигант, но в его центре не углеродно-гелиевое ядро (т. е. практически белый карлик), а нейтронная звезда. И светит такой объект не за счет термоядерных реакций, а за счет аккреции вещества из оболочки на поверхность нейтронной звезды (как известно, этот процесс примерно в 10 раз энергетически более выгоден, чем термоядерное горение). Масса нейтронной звезды растет и через некоторое время достигает предельно возможной — около 3 М@. В этот момент нейтронная звезда коллапсирует в черную дыру (ВН). Еще через некоторое время остатки оболочки частично захватываются черной дырой, а частично рассеиваются в пространстве и на свет появляется конечный продукт эволюции двойной системы — одиночная черная дыра. Весь процесс длился около 19 млн лет.

Описанный сценарий показал нам, как нейтронная звезда, погрузившись в недра нормальной звезды, превратилась в черную дыру. Еще одним удивительным свойством тесных двойных систем оказалась их способность превращать белые карлики в нейтронные звезды, а те — в черные дыры.

Расчеты показывают, что белые карлики — это «оголившиеся» ядра звезд, масса которых в молодости не превышала ЮМ©. Нейтронные звезды остаются после взрывов звезд с массой более ЮМ©, а черные дыры образуются из самых массивных звезд, с массой, по-видимому, более 25 М© (точнее пока не известно). Из звезд с исходными массами от 40 до 60 М© в разных случаях, по-видимому, могут образовываться и нейтронные звезды, и черные дыры. Для одиночных звезд описанные превращения являются заключительными в их судьбе: если уж стал белым карликом, то никогда тебе не быть нейтронной звездой. Но в тесных двойных системах возможны удивительные превращения: если на белый карлик перетечет достаточно много вещества с соседней звезды, то под его тяжестью он сожмется и превратится в нейтронную звезду. Длится это превращение менее секунды, а выделившаяся при сжатии энергия производит эффект взрыва сверхновой. При этом важно, что не вся гравитационная энергия выделяется при сжатии в форме взрыва: значительная ее часть «консервируется» в форме энергии вращения нейтронной звезды и затем постепенно выходит наружу. Например, наблюдаемая сейчас Крабовидная туманность в строгом смысле слова не является остатком Сверхновой 1054 г. Точнее было бы сказать, что это пульсарная туманность, поскольку ее нынешнее свечение связано с активностью нейтронной звезды. 

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

Еще по теме Тесные двойные системы:

  1. 2. СИСТЕМА И МЕТОД
  2. 1. Создание системы цензурного контроля над прессой
  3. Глава V СИСТЕМА ЛИНИДЖЕЙ
  4. Действие "двойного послания"
  5. Алголь, Голова дьявола
  6. Сложные взаимодействия в двойных звездах
  7. Двойные звезды в компьютере
  8. История первой звездной пары: возникновение полуразделенной системы
  9. Ядерные взрывы в двойных звездных системах
  10. Двойная планета
  11. Белые карлики в двойных системах
  12. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды