Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

Глава 14 Эволюция звезд в тесных двойных системах

В предыдущем параграфе довольно подробно рассматривалась эволюция звезд. Необходимо, однако, сделать важную оговорку: речь шла об эволюции одиночных, изолированных звезд. Как же будет протекать эволюция звезд, образующих двойную (или вообще кратную) систему? Не будет ли при этом одна звезда «мешать» нормальной эволюции своей соседки? Вопрос этот имеет принципиально важное значение прежде всего потому, что кратность — чрезвычайно распространенное явление в звездном мире. Приблизительно половина всех звезд главной последовательности входит в состав кратных систем. Для верхней части этой последовательности, содержащей массивные, горячие звезды спектральных классов О и В, доля звезд, входящих в кратные системы, составляет по крайней мере 70%. Заметим, что у звезд II типа населения (см. § 1) кратность — явление довольно редкое.

Интерес исследователей к эволюции звезд в двойных системах, особенно тесных, стимулируется еще и тем обстоятельством, что некоторые в высшей степени любопытные звезды наблюдаются только в двойных системах. Прежде всего — это новые звезды, вспышки которых уже давно привлекают к себе самое пристальное внимание астрономов. Особый интерес представляют сейчас рентгеновские звезды, о которых речь будет идти в конце этой книги. Похоже на то, что они также всегда встречаются только в тесных двойных системах. Не менее примечателен и тот факт, что некоторые категории космических объектов явно избегают двойных систем. Значит, что-то им там «мешает». Примером таких объектов являются знаменитые пульсары, о которых будет идти речь в четвертой части этой книги.

Основной характеристикой звезды, определяющей весь ее эволюционный путь, является масса. Чем больше масса, тем быстрее эволюционирует звезда, тем быстрее в ее недрах выгорает водород и она переходит в стадию красных гигантов и сверхгигантов. Однако в 1951 г. советские ученые П. П. Паренаго и А. Г. Масевич обратили внимание на то, что у тесных двойных систем компонента с большей светимостью, как правило, обладает меньшей массой. Надо заметить, что в то время теория звездной эволюции (о которой речь шла в § 12) совершенно не была разработана. Ситуация в тесных двойных системах все же представлялась странной: более массивная компонента там находится на главной последовательности, в то время как менее массивная обладает избыточной светимостью, т. е. является «почти гигантом», или «субгигантом». По мере развития теории звездной эволюции стало ясно, что субгиганты — это звезды, уже успевшие продвинуться в своей эволюции настолько, что они покинули главную последовательность. Но тогда возникает вполне закономерный вопрос: почему же звезды с заведомо меньшей массой продвинулись в своей эволюции дальше, чем более массивные звезды? Этот известный в звездной астрономии результат получил название «парадокс Алголя», по имени знаменитой затменной звездной пары, где этот парадокс явно выражен.

В 1955 г. было дано вполне разумное объяснение указанному парадоксу. Звезда высокой светимости в паре обладала большей массой вначале. Однако, исчерпав существенную часть своего ядерного горючего, она стала «раздуваться». При этом довольно значительная часть ее массы «перетекла» на соседнюю компоненту, отчего масса последней стала превышать массу более быстро эволюционирующей звезды. Таким образом, важнейшим процессом, определяющим эволюцию звезд в двойной системе, является обмен массами между ними. Поэтому нельзя рассматривать эволюцию звезд в двойных системах как проходящую с постоянной массой.

Как же происходит процесс обмена материей между компонентами двойной системы? Рассмотрим двойную систему, массы компонент которой M1 и M2, а орбита круговая радиуса a. Тогда из простой теории тяготения следует, что существуют для каждой из компонент такие поверхности, за пределами которых частицы вещества уже не сдерживаются гравитационным притяжением соответствующей звезды. Это объясняется действием на указанные частицы гравитационного притяжения от второй звезды, а также центробежной силы, обусловленной общим вращением системы. Если частицы находятся на самих этих поверхностях, достаточно им сообщить сколь угодно малую скорость, направленную «наружу», и они уйдут из сферы притяжения этой звезды. Если же частицы находятся в области, окружающей точку L1 (рис. 14.1), то они, покидая первую звезду, будут захвачены притяжением ее соседки. Поверхность, обладающая такими свойствами, называется «поверхностью нулевой скорости», или «критической поверхностью Роша», а точка L1, через которую вещество может перетекать из одной звезды в другую,— «внутренней лагранжевой точкой».

Рис. 14.1: Схема поверхности Роша.

Поверхность Роша состоит из двух замкнутых полостей, окружающих обе звезды и имеющих общую точку L1. Радиус каждой из таких полостей может быть представлен приближенной формулой

(14.1)

Формула (14.1) дает вполне удовлетворительную точность для 0,3 < M1/M2 < 20.

Рассмотрим теперь следующую модель эволюции звезд в тесной двойной системе. Пока обе компоненты двойной системы пребывали на главной последовательности, их радиусы были меньше радиусов соответствующих полостей Роша, определяемых формулой (14.1). Когда исчерпается значительная часть водородного горючего в центральной части быстрее эволюционирующей более массивной звезды, радиус последней станет увеличиваться, в то время как радиус второй компоненты останется неизменным. Таким образом, более массивная компонента станет «разбухать», пока ее наружная часть не заполнит свою полость Роша (см. рис. 14.1). После этого расширение главной компоненты прекратится, так как избыточная ее масса, выходящая за пределы полости Роша, начнет «переливаться» во вторую компоненту, масса которой начнет расти.

Скорость потери массы эволюционирующей звездой очень быстро растет по мере роста радиуса этой звезды после достижения им величины радиуса полости Роша. Расчеты показывают, что убыль массы за единицу времени q дается формулой

(14.2)

где величина n зависит от структуры звезды (так называемый «политропный индекс»). Можно принять, что n = 3, и тогда для того, чтобы обмен массами между компонентами двойной системы шел в более или менее приемлемом темпе, необходимо, чтобы было меньше 0,03. Это означает, что на стадии эволюции, когда масса перетекает от одной компоненты ко второй, радиус эволюционирующей звезды должен все время оставаться очень близким к радиусу полости Роша.

В первом приближении можно принять, что в процессе эволюции газ, выброшенный эволюционирующей звездой, не покинет пределы двойной системы, т. е. ее полная масса M = M1 + M2 сохраняется. При таком вполне естественном предположении расстояние между компонентами будет в процессе эволюции меняться согласно формуле

(14.3)

Можно убедиться, что минимальное расстояние между компонентами двойной системы будет тогда, когда в процессе «перекачки» массы от эволюционирующей компоненты к неэволюционирующей массы обеих звезд сравняются.

Рис. 14.2: Теоретическая зависимость радиуса звезды от времени.

Как же будет происходить эволюция в такой системе? Для конкретности рассмотрим, например, случай, когда масса эволюционирующей компоненты равна пяти солнечным массам, а отношение масс компонент равно 2. Теоретическая зависимость радиуса такой звезды (если бы она была одиночной) от времени приведена на рис. 14.2. Можно видеть, что «разбухание» звезды в процессе эволюции проходит три стадии: A) Первая стадия, связанная с выгоранием водорода в центре звезды и медленным увеличением ее радиуса после того как звезда стала уходить с главной последовательности (см. рис. 12.2). B) Быстрое расширение оболочки звезды, связанное со сжатием ее ядра после того, как там выгорел водород. Эта стадия продолжается до тех пор, пока вследствие повышения температуры сжимающегося ядра включится тройная гелиевая реакция, о которой речь шла в § 8. C) Эта стадия наступает после выгорания гелия, когда ядро начнет опять сжиматься и нагреваться, пока не начнутся ядерные реакции на углероде.