Astronet > Evolyuciya tesnyh dvoinyh zvezd

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Evolyuciya tesnyh dvoinyh zvezd

Tesnymi dvoinymi zvezdami (TDZ) naz. dvoinye zvezdy, komponenty k-ryh aktivno vzaimodeistvuyut mezhdu soboi, obmenivayas' veshestvom. Obmen veshestvom osobenno intensiven, esli komponenty pri evolyucii zapolnyayut polosti Rosha i veshestvo mozhet peretekat' ot odnoi zvezdy k drugoi bez zatrat energii. Prakticheski vse zatmenno-dvoinye i spektral'no-dvoinye zvezdy yavl. v etom smysle tesnymi. E.t.d.s. opredelyaetsya gl. obr. obmenom veshestvom mezhdu komponentami, k-ryi vedet k potere sistemoi chasti veshestva, izmeneniyu mass i orbital'nogo perioda komponentov. V rezul'tate E.t.d.s. ee komponenty mogut stat' belymi karlikami, neitronnymi zvezdami ili chernymi dyrami. Akkreciya veshestva na eti kompaktnye tela vedet k vydeleniyu bol'shih kolichestv gravitac. i yadernoi energii. Vydelyayushayasya energiya pokidaet sistemu gl. obr. v vide el.-magn. izlucheniya (optich., UF-, rentgenovskogo), ispuskaemogo kak v stacionarnom, tak i nestacionarnom rezhime. Takova, soglasno teorii, priroda simbioticheskih, novyh i novopodobnyh zvezd (sm. Nestacionarnye zvezdy), a takzhe TDZ - istochnikov rentg. izlucheniya. Obmen veshestvom mezhdu komponentami vedet k neobychnym dlya odinochnyh zvezd sochetaniyam radiusa, svetimosti i massy, chto pozvolyaet ob'yasnit' proishozhdenie komponentov dvoinyh zvezd tipa Algolya, Vol'fa-Raie (WR) i dr. Vse eti obstoyatel'stva delayut problemu E.t.d.s. odnoi iz osnovnyh v sovr. astrofizike.

Teoriya E.t.d.s. opiraetsya na teoriyu evolyucii odinochnyh zvezd (sm. Evolyuciya zvezd). Otkrytie v dvoinyh sistemah zvezd na raznyh stadiyah razvitiya (hotya zvezdy sistemy obrazovalis' prakticheski odnovremenno) potrebovalo bolee glubokogo teoretich. issledovaniya putei E.t.d.s. Byl sozdan ryad "scenariev" evolyucii zvezd. "Scenarii" yavl. popytkoi predstavit' na osnove poluchennoi iz nablyudenii i teoreticheskoi informacii logicheski soglasovannuyu kartinu E.t.d.s., nachinaya, kak pravilo, ot dvuh zvezd glavnoi posledovatel'nosti i do obrazovaniya konechnyh produktov evolyucii.

V teorii E.t.d.s. vazhnuyu rol' igraet ponyatie polosti Rosha - prostranstva, ogranichennogo odnoi iz ekvipotencial'nyh poverhnostei dvoinoi sistemy.

Veshestvo odnogo komponenta sistemy mozhet cherez t.n. pervuyu tochku Lagranzha, nahodyashuyusya na vnutr. kritich. poverhnosti Rosha, peretekat' bez zatrat energii v polost' sosednego komponenta v vide sravnitel'no tonkoi strui. Esli razmery dr. komponenta sravnimy s razmerami ego polosti Rosha, to eta struya popadaet neposredstvenno v zvezdu, obrazuya na ee poverhnosti goryachee pyatno. Esli zhe razmery vtorogo komponenta men'she primerno treti ego polosti Rosha, to iz-za nalichiya momenta impul'sa veshestvo, poteryannoe pervym komponentom, obrazuet kol'co ili disk okolo vtoroi zvezdy. Esli polosti Rosha oboih komponentov zapolneny, chto sluchaetsya, kogda akkreciruyushii komponent ne mozhet prinyat' vse veshestvo, poteryannoe zvezdoi-sputnikom, to vokrug sistemy obrazuetsya obshaya obolochka, v k-ruyu pogruzhena TDZ.

Evolyuciya massivnyh tesnyh dvoinyh zvezd (MTDZ)

Evolyuciya odinochnyh massivnyh zvezd ( ${\mathfrak M}\ge 10 {\mathfrak M}_\odot$ ) privodit k vspyshke sverhnovoi zvezdy i obrazovaniyu kompaktnogo ostatka v vide neitronnoi zvezdy ili chernoi dyry (sm. Gravitacionnyi kollaps). Evolyuciya massivnyh TDZ idet bolee slozhnymi putyami. Rezul'taty rascheta evolyucii shematicheski izobrazheny na ris. 1. Do momenta zapolneniya polosti Rosha evolyuciya massivnoi zvezdy, vhodyashei v tesnuyu dvoinuyu, prakticheski ne otlichaetsya ot evolyucii odinochnoi zvezdy takoi zhe massy ${\mathfrak M}$ (1.1 na ris. 1). S istosheniem vodoroda, vygorevshego v rezul'tate termoyadernyh reakcii, yadro bolee massivnogo komponenta stanovitsya pochti chisto gelievym s nebol'shoi primes'yu tyazhelyh elementov. Obolochka zvezdy rasshiryaetsya v teplovoi shkale vremeni (~ 10⁴ K), i zvezda zapolnyaet polost' Rosha (1.2). Veshestvo etoi zvezdy (pervogo komponenta TDZ) cherez tochku L₁ postupaet v polost' Rosha vtorogo komponenta. Rasstoyanie mezhdu komponentami v hode obmena menyaetsya. Esli obshaya massa i orbital'nyi uglovoi moment sistemy sohranyayutsya, no izmeneniya rasstoyaniya mezhdu komponentami mogut byt' opisany analiticheski. Obmen veshestvom prodolzhaetsya do teh por, poka veshestvo prakticheski vsei obolochki ishodnogo him. sostava budet peredano zvezde-sputniku. Ostatok (pochti chisto gelievaya zvezda) s massoi ${\mathfrak M}_{He}/{\mathfrak M}_\odot \approx 0,1 ({\mathfrak M}/{\mathfrak M}_\odot)^{1,4}$ bystro szhimaetsya, i ee radius stanovitsya men'she razmera polosti Rosha (1.3). Obmen veshestvom prekrashaetsya. Szhatie ostatka v nachalom goreniya geliya v yadre smenyaetsya medlennym rasshireniem. Effektivnye temperatury gelievyh zvezd na stadii goreniya geliya ~ 10⁵ K. Takie temp-ry i svetimosti tipichny dlya Vol'fa-Raie zvezd, izvestnyh aktivnoi poterei veshestva (b'ol'shaya chast' etogo veshestva voobshe pokidaet TDZ). Vremya zhizni gelievyh zvezd $\approx (2-3)\cdot 10^5$ let. Poterei veshestva na etoi stadii mozhno ob'yasnit' pricinu sushestvovaniya dvuh tipov zvezd Vol'fa-Raie: azotnyh i uglerodnyh. Soderzhanie ugleroda na poverhnosti molodoi zvezdy Vol'fa-Raie ponizheno, t.k. eto veshestvo nahodilos' ranee v zone goreniya vodoroda v nedrah massivnoi zvezdy. Pri etom prakticheski ves' uglerod prevrashaetsya v azot. Eto ob'yasnyaet prichinu izbytka azota v azotnyh zvezdah Vol'fa-Raie. V hode poteri veshestva obolochka sbrasyvaetsya i obnazhayutsya sloi, obogashennye uglerodom v rezul'tate goreniya geliya v nedrah zvezdy Vol'fa-Raie. Takaya zvezda prevrashaetsya v uglerodnuyu zvezdu Vol'fa-Raie.

$1.1 $T\approx 3\cdot 10^6 \mbox{let}, N\approx 10^4$$ Dve zvezdy glavnoi posledovatel'nosti

$1.2 $T\approx 10^4 \mbox{let}, N\approx 30$$ Bolee massivnaya zvezda s gelievym yadrom zapolnyaet polost' Rosha

$1.3 $T\approx 2\cdot 10^5 \mbox{let}, N\approx 500$$ Gelievaya zvezda Vol'fa-Raie v pare s O,V-zvezdoi

$1.4 $T\approx 3\cdot 10^6 \mbox{let}, N\approx 10^4$$ Neitronnaya zvezda ili chernaya dyra v pare s O,V-zvezdoi posle vzryva sverhnovoi. Prostranstvennaya skorost' sistemy v_pr do 100 km/s

$1.5 $T\approx 10^4-10^5 \mbox{let}, N\approx 10^2$$ O,V-sverhgigant pochti zapolnyaet polost' Rosha. Akkreciya na kompaktnyi sputnik privodit k poyavleniyu rentgenovskogo izlucheniya s $L_X\approx 10^3-10^4 L_\odot$

$1.6 $T\approx 10^4 \mbox{let}, N\approx 30$$ Gelievoe yadro s kompaktnym sputnikom vniutri obshei obolochki, teryayushei veshestvo s poverhnosti

$1.9 $T\approx 2\cdot 10^4 \mbox{let}, N\approx 50$$
Zvezda Vol'fa-Raie, okruzhennaya rasshiryayusheisya tumannost'yu $1.7 $T\le 10^6 \mbox{let}, N\le 3\cdot 10^3$$
Krasnyi (infrakrasnyi) sverhgigant s kompaktnym yadrom

$1.10 $T\approx 2\cdot 10^5 \mbox{let}, N\approx 500$$
Zvezda Vol'fa-Raie s kompaktnym sputnikom,
v_pr do 100 km/s $1.8 $T\approx 10^{10} \mbox{let}, N\approx 10^8$$
Odinochnyi kompaktnyi ob'ekt s v_pr do 100 km/s

$1.11 $T\approx 10^{10} \mbox{let}, N\approx 10^8$$
Dva gravitacionno ne svyazannyh kompaktnyh ob'ekta s v_pr do 500 km/s

Posle vygoraniya geliya yadro nachinaet snova szhimat'sya i ego temperatura povyshaetsya, chto vyzyvaet termoyadernuyu reakciyu goreniya ugleroda. Temp-ra goreniya stol' vysoka, chto rozhdayushiesya v termoyadernyh reakciyah neitrino, dlya k-ryh veshestvo zvezdy prozrachno, stanovyatsya osn. ohlazhdayushim agentom veshestva v oblasti goreniya. V etih usloviyah vygoranie ugleroda i posleduyushih vidov yadernogo goryuchego (vplot' do zheleza) proishodit vsego za tysyachi let. Istoshenie yadernogo goryuchego v nedrah massivnyh zvezd vedet neizbezhno k kollapsu yadra, vspyshke sverhnovoi i obrazovaniyu ostatka v vide neitronnoi zvezdy ili chernoi dyry. Chast' veshestva teryaetsya sistemoi pri vzryve v vide rasseivayusheisya obolochki; pri etom veshestvo unosit nek-ryi impul's, svyazannyi s orbital'nym dvizheniem predsverhnovoi. V rezul'tate vzryva dvoinaya zvezdnaya sistema (1.4), k-raya v bol'shinstve sluchaev sohranyaetsya, priobretaet prostranstvennuyu skorost' do 100 km/s v napravlenii, obratnom impul'su sbroshennoi obolochki. V etoi sisteme neitronnaya zvezda solnechnoi massy (esli ona ne nablyudaetsya kak pul'sar) budet prakticheski neobnaruzhima ryadom s massivnym optich. komponentom, k-ryi budet kazat'sya odinochnym. Lish' vysokaya prostranstv. skorost' opticheski nablyudaemogo komponenta, sovershenno ne tipichnaya dlya zvezd etih mass, budet svidetel'stvovat' o proisshedshei v sisteme vspyshki sverhnovoi (sm. Prashi effekt). Takie bystrye "odinochnye" zvezdy sostavlyayut pochti tret' vseh massivnyh zvezd.

Massivnye zvezdy teryayut veshestvo so skorost'yu $10^{-7}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ v god. Chast' ego perehvatyvaetsya i akkreciruetsya kompaktnym sputnikom, vokrug k-rogo voznikaet akkrecionnyi disk s temp-roi ~ 10⁷ K - istochnik rentg. izlucheniya. No ono, kak pokazali ocenki, ochen' slabo, poka optich. komponent nahoditsya gluboko vnutri polosti Rosha. Esli zhe zvezda blizka k zapolneniyu polosti Rosha, to ee rentg. svetimost' mozhet dostigat' $\sim 10^3-10^4 {\mathfrak M}_\odot$ . Podobnuyu rentg. svetimost' imeyut istochniki tipa Cen X-3 (TDZ tipa 1.5).

Zapolnenie polosti Rosha optich. komponentom pri vodit k obrazovaniyu obshei obolochki (1.6) vokrug dvoinogo yadra, sostoyashego iz gelievogo yadra optich. komponenta i neitronnoi zvezdy. Evolyuciya MTDZ na etoi stadii poka ne poddaetsya adekvatnomu chislennomu issledovaniyu. Mozhno tol'ko ukazat' na neizbezhnost' intensivnoi poteri veshestva s poverhnosti obshei obolochki, vyzvannoi tormozheniem orbital'nogo dvizheniya komponentov dvoinogo yadra v obshei obolochke. Nablyudayutsya nesk. nestacionarnyh zvezd ( $\eta$ Car, P Cyg i dr.) s kraine bol'shoi skorost'yu poteri veshestva (do $\sim 10^{-3}{\mathfrak M}_\odot$ v god), chto, vozmozhno, svyazano s evolyuciei MTDZ na etoi stadii.

V zavisismosti ot orbital'nogo perioda sistemy v moment zapolneniya optich. komponentom ee polosti Rosha vozmozhno libo obrazovanie iz dvoinoi zvezdy odinochnoi massivnoi zvezdy s neitronnym yadrom (1.7), libo sbros obolochki optich. komponenta, v rezul'tate k-rogo obrazuetsya zvezda Vol'fa-Raie v pare s neitronnoi zvezdoi solnechnoi massy (1.9). Evolyuciya zvezdy s neitronnym yadrom chislenno poka ne izuchena. Veroyatno, ona privodit k potere obolochki za vremya, ne prevyshayushee million let, i k obrazovaniyu neitronnoi zvezdy (1.8). Esli dvoistvennost' sistemy sohranitsya (1.9), to pervye nesk. desyatkov tysyach let molodaya azotnaya zvezda Vol'fa-Raie budet okruzhena obnaruzhimoi kol'cevoi tumannost'yu - ostatkom obshei obolochki (1.9). Devyat' podobnyh tumannostei byli obnaruzheny okolo "odinochnyh" azotnyh zvezd Vol'fa-Raie. Posle rasseyaniya obolochki, cherez $\approx$ 30000 let, zvezda ostanentsya "odinochnoi" bystroi zvezdoi Vol'fa-Raie (1.10). Prostranstvennuyu skorost' $v_{pr}\approx$ 100 km/s etih zvezd trudno obnaruzhit' neposredstvenno iz-za bol'shoi shiriny ih spektr. linii (sm. Luchevaya skorost'), no takie zvezdy mogut udalyat'sya ot ploskosti Galaktiki na rasstoyaniya do $\approx$ 150 pk. Spec. issledovanie pokazalo, chto "odinochnye" zvezdy WR deistvitel'no imeyut bol'shoe ( $\approx$ 130 pk) sr. rasstoyanie ot ploskosti Galaktiki. V to zhe vremya sr. rasstoyanie obychnyh medlennyh O-zvezd i zvezd Vol'fa-Raie s massivnym komponentom $\approx$ 60 pk.

Istoshenie yadernogo topliva (teper' uzhe v nedrah dr. komponenta) vedet ko vtoromu vzryvu sverhnovoi v sisteme. Pri etom MTDZ dolzhna neizbezhno raspast'sya, esli ishodnye massy komponentov byli, kak obychno, ravny (1.11). Prichina raspada sostoit v tom, chto vzryvaetsya bolee massivnyi komponent i v processe vzryva sistema teryaet znachitel'nuyu massu. Esli ishodnoe otnoshenie mass komponentov bylo veliko, to sistema mozhet sohranit'sya posle vtorogo vzryva, chto, veroyatno, ob'yasnyaet poyavlenie pul'sarov v dvoinoi sisteme. Odnako veroyatnost' takogo sobytiya nevelika, poskol'ku bol'shuyu chast' uglovogo orbital'nogo momenta zvezda dolzhna byla poteryat' na stadii s obshei obolochkoi (1.6); sistema pered vzryvom mozhet byt' ochen' tesnoi, a orbital'naya skorost' $\approx$ 500 km/s. Posle raspada eta neitronnaya zvezda - budushii radiopul'sar - sohranit bol'shuyu chast' orbital'noi skorosti. Bol'shie (kak pravilo) prostranstv. skorosti i sr. rasstoyaniya ot ploskosti Galaktiki pul'sarov mogut byt' ob'yasneny tem, chto osn. chast' pul'sarov yavl. ostatkami evolyucii MTDZ.

Evolyuciya tesnyh dvoinyh zvezd srednih mass

Evolyuciya zvezd srednih mass ( ${\mathfrak M}_\odot \le {\mathfrak M}\le 10 {\mathfrak M}_\odot$ ) zakanchivaetsya obychno obrazovaniem vyrozhdennyh zvezd-karlikov. Obshaya postanovka zadachi pri chislennom issledovanii evolyucii tesnyh dvoinyh zvezd srednih mass ostaetsya takoi zhe, kak i pri izuchenii evolyucii MTDZ. Evolyuc. "scenarii" dlya etih zvezd priveden na ris. 2.

Snova bolee massivnaya zvezda pervoi zapolnyaet svoyu polost' Rosha i posle bystroi stadii obmena teryaet obolochku, k-raya chastichno akkreciruetsya vtoroi zvezdoi, a chastichno teryaetsya sistemoi. Pri etom veroyatno obrazovanie na korotkoe vremya obshei obolochki (2.2). Obolochka ostatka, bogataya vodorodom, medlenno rasshiryaetsya (2.3), a ee veshestvo postupaet cherez tochku L₁ v polost' sputnika. Primechatel'no, chto svetimost' zapolnyayushego polost' Rosha komponenta v 10-10000 raz bol'she, chem svetimost' zvezdy ishodnogo him. sostava toi zhe massy. Takie zvezdy izvestny i naz. zvezdami tipa Algolya ( $\beta$ Perseya). Evolyuciya pervogo komponenta konchaetsya obrazovaniem gelievogo karlika s ${\mathfrak M}_{He}\le 0,45 {\mathfrak M}_\odot$ , esli ego ishodnaya massa ne prevyshala $\approx 3 {\mathfrak M}_\odot$ , libo uglerodno-kislorodnogo vyrozhdennogo karlika dlya zvezd bol'shih nachal'nyh mass.

Takim obrazom voznikayut TDZ, sostoyashie iz zvezdy glavnoi posledovatel'nosti i vyrozhdennogo gelievogo ili uglerodno-kislorodnogo kompaktnogo karlika s massoi (0,1-0,3) ${\mathfrak M}_\odot$ i radiusom $\sim 0,01 R_\odot$ . Takie zvezdy shiroko rasprostraneny v Galaktike (spektral'no-dvoinye zvezdy s odnim vidimym komponentom), hotya i trudno obnaruzhimy, poskol'ku karlik pochti ne izluchaet, a ego razmery neveliki dlya togo ,chtoby zatmevat' sputnik.

Zapolnenie polosti Rosha komponentom, stavshim bolee massivnym, aedet snova k obrazovaniyu obshei obolochki (2.5). Posle ee rasseyaniya ostaetsya karlik v pare so zvezdoi, zapolnyayushei svoyu polost' Rosha (2.6). Veshestvo peretekaet ot nee k karliku vsledstvie postepennogo rasshireniya obolochki iz-za termoyadernogo goreniya vodoroda v sloevom istochnike. Posle istosheniya bogatoi vodorodom obolochki i etot komponent prevratitsya v vyrozhdennyi uglerodnyi ili gelievyi karlik.

Itak, rezul'tatom E.t.d.z. s massami komponentov ne bolee 10 ${\mathfrak M}_\odot$ budet, kak pravilo, tesnaya sistema, sostoyashaya iz dvuh vyrozhdennyh karlikov. Dlya TDZ, sostoyashei iz vyrozhdennogo karlika i nevyrozhdennoi zvezdy s massami $\approx {\mathfrak M}_\odot$ (2.4), prichinoi zapoleniya polosti Rosha mozhet byt' ne tol'ko evolyuc. rasshirenie nevyrozhdennogo komponenta, no i poterya orbital'nogo momenta putem gravitacionnogo izlucheniya ili s veshestvom magn. zvezdnogo vetra (2.10). Takim obrazom voznikaet sistema (2.6, 2.10), sostoyashaya iz zvezdy, zapolnyayushei polost' Rosha, i kompaktnogo karlika. Podobnaya model' yavl. osnovoi dlya resheniya celogo ryada zadach, svyazannyh s nestacionarnymi TDZ. Nestacionarnoi mozhet byt' TDZ, v k-roi zvezda, zapolnyayushaya polost' Rosha, imeet konvektivnuyu obolochku. Poterya veshestva etoi zvezdoi mozhet sushestvenno menyat'sya so vremenem, vyzyvaya izmeneniya yarkosti sistemy. V dr. sluchayah veshestvo, poteryannoe zapolnyayushim polost' Rosha komponentom, mozhet nakaplivat'sya v kol'ce okolo karlika i vremya ot vremeni sbrasyvat'sya na karlik, vyzyvaya uvelichenie ego yarkosti, podobno tomu, kak eto proishodit, veroyatno, so zvezdami tipa U Gem. No chasto akkreciya vedet k obrazovaniyu satcionarnogo diska vokrug karlika. Prichiny dvuh razlichnyh rezhimov akkrecii izuchayutsya, no poka ne yasny.

Dvizhushei siloi evolyucii karlikovyh dvoinyh zvezd tipa U Gem yavl., veroyatno, magn. zvezdnyi veter, vyzyvayushii poteryu orbital'nogo uglovogo momenta sistemy. Intensivnost' magn. zvezdnogo vetra opredelyaetsya v osnovnom skorost'yu vrasheniya zvezdy-karlika, zapolnyayushei svoyu polost' Rosha.

Ris. 2. Evolyucionnyi "scenarii" dlya tesnyh dvoinyh
zvezd srednih mass. Shtrihovoi liniei pokazana polost'
Rosha, shtrih-punktirnoi - polozhenie centra mass.
2.1 Dve zvezdy glavnoi posledovatel'nosti s ${\mathfrak M}_\odot\le{\mathfrak M}\le 10{\mathfrak M}_\odot$
2.2 Vtorichnyi komponent s gelievym ili S,O-yadrom v obshei obolochke
2.3 Zvezda s gelievym ili S,O-yadrom zapolnyaet polost' Rosha (Algol')
2.4 Vyrozhdennyi karlik - sputnik zvezdy glavnoi posledovatel'nosti
2.5 Dve gelievye ili S,O-zvezdy v obshei obolochke
2.6 Zvezda s gelievym ili S,O-yadrom zapolnyaet polost' Rosha (povtornaya novaya)
2.7 Dva vyrozhdennyh karlika
2.8 Odin iz karlikov zapolnyaet polost' Rosha (sverhnovaya zvezda?)
2.9 Gelievyi ili uglerodno-kislorodnyi karlik, okruzhennyi tyazhelym diskom (sverhnovaya zvezda?)
2.10 Krasnyi karlik s vyrozhdennym S,O-yadrom - produkt sbllizheniya komponentov vsledstvie izlucheniya gravitacionnyh voln
2.11 Krasnyi karlik s neitronnoi zvezdoi (barster)

Akkreciya bogatogo vodorodom veshestva vyrozhdennym uglerodno-kislorodnym karlikom vedet k vozobnovleniyu aktivnosti vodorodnogo sloevogo istochnika. Raschety pokazali, chto esli temp akkrecii sostavlyaet $10^{-7}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ v god, to vodorod i gelii sgorayut v nizhnem sloe obolochki stacionarno i obshaya massa vodoroda v obolochke ne menyaetsya (sgorayushii vodorod kompensiruetsya postupayushim). Pri sgoranii massy $\sim 10^{-7}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ v god vydelyaetsya energiya, dostatochnaya dlya podderzhaniya svetimosti vyrozhdennogo karlika na urovne $\sim 10^3-10^4 L_\odot$ . Poskol'ku razmery karlika neveliki (~ 10⁹ sm), ego effektivnaya temp-ra ostaetsya vysokoi (~ 10⁵ K). Esli vblizi takogo karlika nahoditsya zvezda - holodnyi gigant, teryayushii veshestvo, to UF-izluchenie goryachego karlika sposobno ionizovat' gaz, istekayushii iz zvezdy-giganta. Chast' UF-izlucheniya karlika budet pererabatyvat'sya razrezhennym gazom v optich. izluchenie (dolzhny nablyudat'sya yarkie emissionnye spektr. linii). Eta model' ob'yasnyaet osn. sv-va simbmoticheskih zvezd, optich. izluchenie k-ryh sochetaet v sebe teplovoe izluchenie s temperaturoi okolo 3000 K (holodnyi gigant) i izluchenie goryachego razrezhennogo gaza s temperaturoi ~ 10⁴ K.

Esli temp akkrecii veshestva uglerodno-kislorodnym karlikom ne prevoshodit $\sim 10^{-7} {\mathfrak M}_\odot$ v god, to sloevoi istochnik goreniya vodoroda stanovitsya vyrozhdennym. V rezhime nakopleniya obolochki holodnyi vodorod ne gorit, a temp-ra na dne obolochki postepenno uvelichivaetsya (po mere uvelicheniya massy sloya). Po dostizhenii temp-ry, dostatochnoi dlya goreniya vodoroda, proishodit termoyadernyi vzryv. Etot vzryv pri opredelennyh usloviyah mozhet privesti k sbrosu prakticheski vsei nakoplennoi k etomu vremeni obolochki ( ${\mathfrak M}_{obol}\sim 10^{-5}-10^{-3} {\mathfrak M}_\odot$ ). Energiya vzryva, vyzyvayushego sbros, dolzhna sostavit' ~ 10⁴⁵-10⁴⁷ erg (v etom sluchae vydelivshayasya energiya prevysit energiyu svyazi veshestva na poverhnosti karlika ~ 10¹⁷ erg/g). Chtoby gorenie vodoroda priobrelo formu vzryva, soderzhanie elementov C, N, O (katalizatorov goreniya) dolzhno primerno v 10 raz prevysit' norm. soderzhanie etih elementov.

Nablyudeniya podtverdili povyshennoe obilie ukazannyh elementov v obolochkah novyh zvezd. Prichina uvelicheniya obiliya elementov C, N, O sostoit, veroyatno, v proishodyashih vremya ot vremeni vzryvah nakaplivaemogo na poverhnosti karlika sloya geliya. Pri etom proishodit obogashenie obolochkami elementami (C, N, O) - produktov goreniya geliya. Maksimal'no dostizhimaya (teoreticheski) chastota vspyshek (primerno odna v 10 let) sravnima s nablyudaemoi chastotoi vzryvov povtornyh novyh pri tempe akkrecii $10^{-7} {\mathfrak M}_\odot$ v god. Pri men'shih skorostyah akkrecii vspyshki stanovyatsya rezhe i moshnei.

Massa vyrozhdennogo karlika v hode akkrecii rastet, chto vyzyvaet ego szhatie i postepennoe uvelichenie temperatury v ego centre. Esli temperatura karlika stanovitsya dostatochnoi dlya goreniya geliya (dlya gelievogo karlika) ili ugleroda (dlya uglerodno-kislorodnogo karlika), to proishodit vzryv sverhnovoi zvezdy. Gelievyi karlik pri etom polnost'yu razletaetsya, a uglerodno-kislorodnyi ostavlyaet neitronnuyu zvezdu. Akkreciya veshestva neitronnoi zvezdoi (2.11) vedet k vozniknoveniyu istochnika rentgenovskogo izlucheniya.

Eta model' mozhet ob'yasnit' svoistva rentg. barsterov. Nestacionarnaya akkreciya v nakopitel'nom rezhime vedet v etom sluchae k vozniknoveniyu vremennyh istochnikov rentgenovskogo izlucheniya, k-rye yavl. rentgenovskimi analogami vspyhivayushih zvezd tipa U Gem.

Izluchenie gravitac. voln polnost'yu opredelyaet evolyuciyu sistem iz dvuh vyrozhdennyh karlikov (2.7) s orbital'nym periodom $\le$ 10 ch. Pri etom skorost' obmena veshestvom mezhdu komponentami budet opredelyat'sya poterei momenta kolichestva dvizheniya (uglovogo momenta) vsledstvie izlucheniya gravitac. voln (2.8). Sravnenie teoretich. ocenok skorostei obmena veshestvom ryada korotkoperiodich. kataklizmicheskih peremennyh tipa Z Cha, WZ Sge, TT Ari s nablyudaemymi pokazalo, chto vedushim evolyucionnym faktorom etih TDZ mozhet byt' izluchenie gravitacionnyh voln.

Neobychnaya situaciya skladyvaetsya pri E.t.d.z., sostoyashei iz vyrozhdennyh karlikov sravnimyh mass, esli sblizhenie komponentov proishodit v rezul'tate izlucheniya sistemoi gravitacionnyh voln (2.7). Poskol'ku vyrozhdennaya zvezda men'shei massy imeet bol'shii razmer, ona pervoi zapolnit svoyu polost' Rosha. Teper' v hode poteri veshestva ee radius budet uvelichivat'sya, a radius ee polosti Rosha prakticheski ne menyaetsya, poka massy komponentov sravnimy. Eto mozhet privesti v obrazovaniyu tyazhelogo vyrozhdennogo diska vokrug bolee massivnogo komponenta za vremya, blizkoe k orbital'nomu periodu, t.e. za nesk. min (2.9). Odnako detali etogo processa i dal'neishaya evolyuciya vyrozhdennogo karlika s tyazhelym diskom poka ne yasny. Esli skorost' akkrecii veshestva diska vyrozhdennym karlikom prevzoidet $10^{-5}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ v god, to vokrug nego obrazuetsya protyazhennaya obolochka i sistema prevratitsya v odinochnuyu zvezdu. Pri men'shih tempah akkrecii massa karlika budet uvelichivat'sya, poka temp-ra veshestva ne dostignet znachenii, neobhodimyh dlya termoyadernogo goreniya geliya ili ugleroda, k-roe v usloviyah sil'nogo vyrozhdeniya porodit vspyshku sverhnovoi.

Lit.:
Kaplan S.A., Fizika zvezd, 3 izd., M., 1977; Proishodenie i evolyuciya galaktik i zvezd, M., 1976, gl. 8.

(A.V. Tutukov)

A. V. Tutukov, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

L | R | A | B | V | G | D | E | Zh | Z | I | ' | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | Sh | E | Yu | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: Tesnye dvoinye sistemy - Evolyuciya zvezd Publikacii so slovami: Tesnye dvoinye sistemy - Evolyuciya zvezd
Sm. takzhe: Pererabotka veshestva v Kassiopee A NGC 7789: Roza Karoliny Planetarnaya tumannost' NGC 2818 ot Habbla Nauchnaya konferenciya "Nablyudaemye proyavleniya evolyucii zvezd" v SAO RAN Planetarnye tumannosti Proshlye i budushie zvezdy Andromedy Tumannost' Ozherel'e Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati