Измерение параметров двойных звезд.

Двойные звезды

Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиесявокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды:бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красныйгигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболеехорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя ихвзаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит идаже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Какправило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимногопритяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русскийастроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежитк двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокругдругой, явление весьма распространенное.Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды,особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества,устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам,таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойнойсистемы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащеймежду ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представитьсебе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях:каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг отдруга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (илипросто – двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различитьпо отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние междупартнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, аиногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможноувидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и нихбыла открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасноперепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает,что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся назначительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптическидвойные звезды), однако, это встречается довольно редко.Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Медведицы)видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькоромоколо 12′, а линейное расстояние между этими звёздами примерно 1,7 • 10⁴ а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор рядомпроектируются на небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, нофизически между собой не связаны. Если предположить, что Мицар и Алькордвижутся вокруг общего центра масс, то период обращения составил бы около 2 •10⁶ лет! Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (компонентыдвойной системы) образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентовне превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше.Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная потраектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причемпо характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как,например, это было в случае с Сириусом.Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, этоозначает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что этоастрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ееположения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям иособым характеристикам их спектров, спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца,подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими нелями – такназываемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены этилинии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явлениеназывается эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своиморбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результателинии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижныелинии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойнойсистемы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два наборалиний. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, норегулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ееистинную двойную природу. В качестве примера рассмотрим звезду αБлизнецов (Кастор). Расстояние между компонентами (A и B) этой системыпримерно равно 100 а. е., а период обращения – около 600 лет. Звёзды A и BКастора в свою очередь тоже двойные, но их двойственность невозможнообнаружить при визуальных фотографических наблюдениях, потому что компонентынаходятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономическихединиц (соответственно малы и периоды обращения). Двойственность таких тесныхпар выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которыхнаблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплерапозволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр,получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся в разныхнаправлениях (одна из них удаляется от нас, а другая приближается).Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодическиеизменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойнойзвезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, прикоторых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называютсязатменными двойными или затменными переменными. По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривуюблеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска. Измеривпромежуток времени между двумя последовательными максимумами (или минимумами),найдём период изменения блеска.Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготенияпредставляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойныхзвезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем неменее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Теплые двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготениястремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготениедостаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинаетутекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеетсянекоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которойпредставляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждаявокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастаетнастолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется надругую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материалне опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя такназываемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, чтозаполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материалобеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер.Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, амногие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы –явление нередкое. Звезда переливается через крайОдним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах являетсятак называемая вспышка новой.Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означаетраздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнетзахватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда –белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездныхвеличин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выбросэнергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белогокарлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давлениев низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новымслоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда черездесятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдалисьлишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иноготипа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, –повторяющиеся через дни и месяцы.Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинахпрекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Силатяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающейсилой горячего газа.Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если этамасса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется,становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаряосновному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которойони начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет.Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжатыневероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишьчашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, чточем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собойвнутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечтовроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясьвсе более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белымикарликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, стемпературой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечномитоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла –мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболеегорячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бываетнелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляетсясотнями; по оценкам астрономов не менее десятой части всех звезд Галактики -белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членомдвойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

Спектрально-двойные звезды

В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебаниеположения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными,то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Приэтом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучузрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. Востальные моменты времени на­блюдается раздвоение спектральных линий, общихдля спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает принаибольшей лучевой скорости ком­понентов, одного - в направлении кнаблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит толькоодной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместораздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю частьспектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениямлиний, называется кривойлучевых скоростей. Таким образом, комбинацию этихдвух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известнакривая лучевых скоростей.Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основанииспектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие отзатменных переменных звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьмамалый угол с лучом зрения (i " 90ё), спектрально-двойные звезды могутнаблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда iсильно отличается от 90ё. И только если плоскость орбиты близка к картиннойплоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогдадвойственность звезды обнаружена быть не может.Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90ё), то наибольшеесмещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости Vдвижения звезд относительно центра масс системы в двух диаметральнопротивоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривойлучевых скоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны наосновании вида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теорииэллиптического движения удается определить все элементы орбиты. Если же i¹ 90ё, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr= V sin i. Поэтому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютныезначения линейных параметров орбиты (выраженных в километрах), все онисодержат неопределенный множитель sin i, который нельзя определить изспектроскопических наблюдений.Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростейизвестна для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i),получаются наиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд.При этом все линейные величины определяются в километрах. Удается найти нетолько размеры и формы звезд, но даже и их массы. В настоящее время известнооколо 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только наосновании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получитькривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты.Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяетполучить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,следовательно, достаточно массивных звезд.Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние междукоторыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинаютиграть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливныхсил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретаютэллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливныегорбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело,состоящее из газа, определяется поверхностью,проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Этиповерхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течьвдольэквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела.Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно,концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняетсферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальныеповерхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характерих легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критическихповерхностей, разделяющих эти семейства (см. рис. 206). Самая внутренняя из нихвосьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку

Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственныхнаблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений,выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбитывсегда оказываются эллипсами (рис. 203). В некоторых случаях на основаниисложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можносудить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости кглавной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темныйспутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики - спутникиСириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты накартинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты преждевсего необходимо знать угол наклонения. Этот угол можно найти, если видныобе звезды. Его определение основано на том, что в проекции на плоскость,перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не в фокусе эллипсавидимой орбиты, а в какой-то другой его внутренней точке. Положение этойточки однозначно определено углом наклонения i и долготой периастра w. Такимобразом, определение элементов i и w, а также эксцентриситета е являетсячистогеометрической задачей. Элементы Р, Т и р получаются непосредственно изнаблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’связаны очевидным соотношениема' = a cos i.(11.24)Из наблюдений а' и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только знаяпараллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономическихединицах (а.е.).В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем.Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами отнаименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежныеорбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500 лет.

Кратные звёзды

Кратными (по меньшей мере двойными) является большинство известных звёзд.Относительное число известных физических К.з. неуклонно увеличивается; внастоящее время считают, что больше половины звёзд (возможно, более 70%)объединены в системы большей или меньшей кратности; из числа известныхкратных около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности.Известны шести- и семикратные звёзды. Кроме того, к физической кратностизачастую добавляется оптическая (когда две звезды, не образуя физическойсистемы, просто находятся на одной линии видимости с Земли, т.е. образуютточнейшее соединение).Согласно Д. Куталёву, информационно значимой для астрологов кратностьявляется тогда, когда два (или более) компонента звезды ярче 6.5^m визуальной звёздной величины (т.е. потенциально видны невооружённым глазом). Какотмечает Куталёв, оптически кратная звёзда указывает на многоплановость проблемданной звезды, наложение более древней кармы на кажущиеся новыми проблемы.Физические Кратные звезды информируют о том, что реализация принципа звездыподразумевает одновременное участие в разноплановых программах, одновременнуюпроработку кажущихся несвязанными принципов. Таким образом, в целом кратностьзвёзды затрудняет её проработку.

Двойные звезды

Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиесявокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды:бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красныйгигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболеехорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя ихвзаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит идаже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Какправило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимногопритяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русскийастроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежитк двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокругдругой, явление весьма распространенное.Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды,особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества,устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам,таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойнойсистемы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащеймежду ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представитьсебе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях:каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг отдруга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (илипросто – двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различитьпо отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние междупартнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, аиногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможноувидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и нихбыла открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасноперепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает,что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся назначительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптическидвойные звезды), однако, это встречается довольно редко.Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Медведицы)видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькоромоколо 12′, а линейное расстояние между этими звёздами примерно 1,7 • 10⁴ а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор рядомпроектируются на небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, нофизически между собой не связаны. Если предположить, что Мицар и Алькордвижутся вокруг общего центра масс, то период обращения составил бы около 2 •10⁶ лет! Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (компонентыдвойной системы) образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентовне превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше.Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная потраектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причемпо характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как,например, это было в случае с Сириусом.Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, этоозначает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что этоастрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ееположения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям иособым характеристикам их спектров, спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца,подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими нелями – такназываемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены этилинии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явлениеназывается эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своиморбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результателинии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижныелинии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойнойсистемы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два наборалиний. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, норегулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ееистинную двойную природу. В качестве примера рассмотрим звезду αБлизнецов (Кастор). Расстояние между компонентами (A и B) этой системыпримерно равно 100 а. е., а период обращения – около 600 лет. Звёзды A и BКастора в свою очередь тоже двойные, но их двойственность невозможнообнаружить при визуальных фотографических наблюдениях, потому что компонентынаходятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономическихединиц (соответственно малы и периоды обращения). Двойственность таких тесныхпар выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которыхнаблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплерапозволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр,получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся в разныхнаправлениях (одна из них удаляется от нас, а другая приближается).Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодическиеизменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойнойзвезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, прикоторых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называютсязатменными двойными или затменными переменными. По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривуюблеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска. Измеривпромежуток времени между двумя последовательными максимумами (или минимумами),найдём период изменения блеска.Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготенияпредставляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойныхзвезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем неменее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Измерение параметров двойных звезд.

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашейгалактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законовКеплера. По III закону Кеплера: ((m₁+m₂)P²)/((M_солнца+ m_Земли)T²)=A³/a³, где m₁ и m₂ – массы звезд, P – их период обращения, T –один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a -расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму массдвойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельностиможно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x₁,x₂). Тогда x₁/x₂=m₂/m₁.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик:от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...)исследуются так же, как и у обычных.

Теплые двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготениястремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготениедостаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинаетутекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеетсянекоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которойпредставляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждаявокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастаетнастолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется надругую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материалне опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя такназываемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, чтозаполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материалобеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер.Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, амногие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы –явление нередкое. Звезда переливается через крайОдним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах являетсятак называемая вспышка новой.Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означаетраздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнетзахватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда –белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездныхвеличин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выбросэнергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белогокарлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давлениев низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новымслоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда черездесятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдалисьлишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иноготипа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, –повторяющиеся через дни и месяцы.Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинахпрекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Силатяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающейсилой горячего газа.Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если этамасса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется,становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаряосновному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которойони начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет.Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжатыневероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишьчашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, чточем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собойвнутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечтовроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясьвсе более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белымикарликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, стемпературой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечномитоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла –мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболеегорячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бываетнелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляетсясотнями; по оценкам астрономов не менее десятой части всех звезд Галактики -белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членомдвойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.