КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VIII

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ ТА КОСМОЛОГІЇ

Розділ 21

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ

21.6. Особливості еволюції тісних подвійних систем

Подвійні, як і складніші зоряні системи (кратні зорі), формуються внаслідок зберігання моменту кількості руху протозоряної хмари. Тому в кожному конкретному випадку вік зір, що утворюють певну систему, має бути однаковим. А якщо це так, то ту чи іншу відмінності між компонентами (розміри, поверхневі температури тощо) можна пояснити лише різницею у значеннях їхніх мас.

Тим часом спостереження дуже часто різко суперечать цій теоретичній схемі. Особливо це стосується тісних подвійних систем. Наприклад, у переважній більшості добре вивчених тісних подвійних систем один із компонентів є субгігантом, тоді як другий — нормальною зорею головної послідовності. При цьому виявляється, що маси субгігантів, як правило, менші від мас зір головної послідовності — компонентів тої ж системи. А це не узгоджується з описаною вище теорією еволюції поодиноких зір: червоним гігантом швидше повинна стати та зоря, яка має більшу масу.

Проблему з'ясували, коли виявили, що субгіганти — компоненти тісних подвійних систем — заповнюють свою порожнину Роша (див. підрозділ 15.6), яка в тісних подвійних системах обмежує можливі розміри компонентів. Тому можна стверджувати, що початкові маси червоних субгігантів були більшими. Однак у процесі еволюції такої зорі після «вигоряння» основної частини водню в її надрах ядро стискалося, тоді як оболонка розбухала. При цьому речовина оболонки перетинала поверхню Роша, переходила до зорі-супутника та осідала на його поверхню. У цьому полягає так звана гіпотеза «зміни ролей»: унаслідок обміну масою головним компонентом системи стає зоря, маса якої спочатку була меншою і яка тому ще залишається в еволюції на головній послідовності. Значний надлишок світності субгіганта (приблизно на 3m), що нібито суперечить його малій масі, пояснюється підвищеним вмістом гелію у зовнішніх шарах зорі, який виникає внаслідок конвективного змішування продуктів термоядерного синтезу гелію із надр з речовиною зоряної атмосфери. Завдяки цьому атмосферні шари стають прозорішими, що й сприяє висвічуванню енергії, яка вивільняється в надрах зорі.

Обчислення підтверджують високу ефективність процесу «зміни ролей». Виявляється, що така «зміна ролей» у кожній системі може відбуватися декілька разів. Втративши частину маси, перша зоря з часом, стиснувшись, може за своїми розмірами стати меншою від своєї порожнини Роша, тоді як друга, розширившись, заповнить свою порожнину, і процес обміну масою повториться, але вже у зворотному напрямі. За обчисленнями, такий обмін масою триває усього декілька десятків чи сотень тисяч років.

Ось приклад таких обчислень — еволюція тісної подвійної системи з масами M1 = 5Mʘ і M2 = 4Mʘ при відстані між компонентами а = 13,8Rʘ. Спочатку еволюція кожної зорі проходить так само, як і поодинокої, опис якої було надано вище, і на діаграмі ефективна температура — світність перша, масивніша зоря раніше зміщується з головної послідовності дещо вгору. Незабаром вона стає надгігантом, заповнює свою порожнину Роша і речовина починає перепливати до другого компонента, причому за усього 4105років маса першої зорі зменшиться до 0,94M0. На діаграмі ефективна температура — світність зоря опускається донизу майже паралельно до головної послідовності, причому її світність зменшується в десять разів. Після цього вона переміщується вгору до початкової світності і швидко пересувається вліво, а потім у нижню частину діаграми у зону білих карликів. Другий компонент навпаки, збільшує свою масу і пересувається вгору вздовж головної послідовності.

З обміном масою в тісних подвійних системах пов'язаний феномен спалаху Нової зорі і Наднової першого типу (SN Ia). Аналіз показав, що спалах виникає в тому випадку, якщо компонентом, що збільшує свою масу за рахунок акреції, є білий карлик. Падаючи на поверхню білого карлика, речовина накопичується, стискається і нагрівається. І якщо маса речовини, захопленої зорею, становитиме приблизно 10-3M0, то температура і густина в поверхневому шарі білого карлика зростуть настільки, що в ньому стануть можливими термоядерні реакції вуглецево-азотного циклу. При цьому виділення тепла вгору тут недостатньо швидке. Як наслідок, в оболонці білого карлика розвивається теплова нестійкість і настає вибух, після якого ударна хвиля зриває накопичену при акреції оболонку.

Ефективність механізму «обміну масою» («зміни ролей»), очевидно, істотно зменшується зі зростанням маси компонентів у тому розумінні, що тоді значна частина маси відпливає у міжзоряний простір, так що система її взагалі втрачає. Як приклад можна навести те, що в ряді випадків компонентами тісних подвійних (спектрально-подвійних) систем є зорі Вольфа-Райє — об'єкти, маси яких досягають 10 Mʘ. Тут швидкості розльоту газової оболонки становлять 1000—1500 км/с при темпі втрати маси 10-5— 10-4Mʘ за рік. Важливу роль при цьому, очевидно, відіграє висока світність згаданих зір і світловий тиск у їхніх зовнішніх шарах. Особливості еволюції зір Вольфа-Райє остаточно ще не з'ясовані. Обмежимося зауваженням, що в атмосферах цих зір більше гелію, ніж водню, і що вони в основному належать до плоскої складової Галактики, а, отже, є молодими.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.