Сложные взаимодействия в двойных звездах

 

На вещество звезды, вокруг которой обращается звезда-спутник, действует не только собственная сила тяжести, направленная к центру, но и сила притяжения со стороны второй звезды. Кроме того, существенную роль играет и центробежная сила, обусловленная собственным вращением звезды.

Поэтому сила притяжения звезды, вблизи которой находится другая звезда, изменяется в ее окрестности весьма сложным образом. К счастью, еще в середине прошлого века работавший в Монпелье французский математик Эдуард Рош нашел ряд упрощений, которыми и поныне пользуются астрофизики.

У одиночной звезды все окружающее вещество под действием силы притяжения звезды устремляется к ее центру. В двойной же звездной системе в любой точке пространства действует также сила притяжения второй звезды, направленная к ее центру. В области, где эти силы действуют в противоположных направлениях (вдоль линии, соединяющей центры звезд), силы притяжения двух звезд могут полностью или частично компенсировать друг друга (рис. 9.1). Обозначим наши звезды цифрами 1 и 2. Поскольку сила притяжения быстро убывает с увеличением расстояния до гравитирующей массы, в непосредственной близости к звезде 1 преобладает ее сила притяжения, а вблизи звезды 2 верх берет притяжение второй звезды. Для каждой из звезд поэтому можно определить так называемый «разрешенный» объем, из которого весь находящийся в нем газ будет только притягиваться к этой звезде. Внутри этого объема, который часто называют полостью Роша, преобладает сила притяжения соответствующей звезды. При сечении полостей Роша плоскостью, проходящей через обе звезды, получится кривая, показанная штриховой линией на рис. 9.1. При расчетах полостей Роша учитываются и центробежные силы, действующие на газ, вовлеченный в собственное вращение звезды. Вещество, находящееся за пределами полостей Роша обеих звезд, может выбрасываться центробежными силами из системы или притягиваться к любой из звезд. Но, попав в полость Роша, вещество должно упасть на соответствующую звезду. Размеры полостей Роша зависят от массы каждой из звезд и расстояния между ними и для хорошо известных двойных звезд легко рассчитываются.

 

Рис. 9.1. Силы в тесной двойной системе. Обе звезды показаны черными точками. Стрелки указывают направление, в котором на частицу газа действует сила в данной точке. Вблизи каждой звезды преобладает сила тяжести (стрелки направлены к звезде). На линии, соединяющей центры звезд, имеется точка, где силы тяжести уравновешиваются. Поскольку обе звезды обращаются одна относительно другой (положение оси вращения и направление вращения указаны вверху), на большом удалении от оси (справа и слева на рисунке) преобладает центробежная сила, стремящаяся выбросить вещество в пространство. У каждой звезды имеется некоторый максимальный возможный объем. Когда звезда, расширяясь, выйдет за пределы области, показанной красной штриховой линией, часть ее оболочки перейдет к другой звезде. Максимальный возможный объем звезды в двойной системе называется полостью Роша.

 

Наблюдая двойные звезды, часто обнаруживают системы, в которых каждая из звезд намного меньше своей полости Роша (рис. 9.2, а). На поверхности каждой звезды преобладает ее собственная сила тяжести, направленная к центру. Грубо говоря, ни одна из звезд «не замечает», что у нее есть спутник. Не удивительно поэтому, что звезды в подобной системе ее называют разделенной двойной — ничем не отличаются от одиночных звезд. Чаще всего обе они принадлежат к главной последовательности и представляют собой звезды, существующие за счет водородного термоядерного синтеза и израсходовавшие еще небольшую часть своего «топлива».

 

Рис. 9.2. а — разделенная двойная система. Каждая из звезд заметно меньше своего объема Роша, показанного черной штриховой линией; б — полуразделенная двойная система. Левая звезда полностью заполнила свой объем Роша.

 

Но существуют и такие двойные, у которых одна компонента существенно меньше своей полости Роша, а другая уже заполнила свой предельный объем; такие системы называют полуразделенными (рис. 9.2, б) к этому типу относится и Алголь. Вот здесь начинаются сложности.

 

Парадоксы Алголя и Сириуса

 

Более массивная компонента полуразделенной двойной системы меньше своей полости Роша и является нормальной звездой главной последовательности. Совершенно иначе обстоит дело с менее массивной компонентой: она уже достигла пределов полости Роша и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (Г-Р) находится справа от главной последовательности, заметно сместившись от нее в сторону красных гигантов (рис. 9.3). И в то время как более массивная компонента еще не израсходовала свой запас водорода — ведь она находится на главной последовательности, — у менее массивной, по-видимому, водород в центре уже выгорел, и поэтому она переходит в область красных гигантов.

 

Рис. 9.3. В полуразделенной двойной системе более массивная компонента (красная точка) еще находится на главной последовательности, а менее массивная (красный кружок) уже ушла с главной последовательности. Не противоречит ли это теории, согласно которой более массивная компонента должна первой покинуть главную последовательность?

 

Это, однако, переворачивает с ног на голову все наши представления об эволюции звезд. Мы уже видели, что более массивные звезды эволюционируют быстрее и свой запас водорода расходуют раньше. Здесь же мы имеем дело с двумя звездами одного возраста, и при этом менее массивная первой проявляет признаки выгорания. В том, что возраст компонент двойной одинаков, сомневаться не приходится. Звезды должны были образоваться одновременно, поскольку захват одной звезды другой невозможен. Почему же менее массивная звезда стареет раньше? Неужели наши основные представления об эволюции звезд неверны?

Представления о развитии звезд приводят нас к затруднениям не только в случае двойных звезд типа Алголя-сложности возникают и при рассмотрении разделенных двойных.

Обратимся, например, к Сириусу. Мы уже знаем, что он образует двойную систему со своим спутником, белым карликом с массой 0,98 солнечной. Расчеты на ЭВМ показывают, что звезда с массой меньше солнечной может превратиться в белый карлик не раньше, чем через 10 миллиардов лет после своего возникновения. Поэтому спутник Сириуса должен в любом случае быть намного старше нашего Солнца. Главная же звезда системы имеет массу в 2,3 солнечных, и поэтому должна развиваться гораздо быстрее.

Однако она обладает всеми признаками молодой звезды, существующей за счет термоядерного горения водорода. Получается, что и в этой системе более массивная компонента еще не израсходовала свой водород, а менее массивная, напротив, уже вошла в стадию угасания.

Сириус не является патологическим исключением существует много двойных звезд, в которых менее массивный белый карлик соседствует с более массивной «молодой» звездой.

 

Двойные звезды в компьютере

 

Собственно говоря, в основных положениях теории звездной эволюции сомневаться не следовало. В конце концов результаты теории очень хорошо согласовались с наблюдениями звездных скоплений. Почему же с эволюцией звезды начинается такая неразбериха, когда она находится в двойной системе, а не в звездном скоплении, где звезды удалены друг от друга на значительные расстояния? Дело тут может быть только во взаимном влиянии звезд друг на друга.

Основной эффект состоит не в деформации, которую испытывают подобные близко расположенные звезды: отклонение формы звезды от сферической затрагивает только ближайшие к поверхности слои, которые не играют практически никакой роли в эволюции. Главное здесь в том, что звезда не может быть сколь угодно большой.

Представим себе, что звезда по известным причинам расширяется, и происходит это до тех пор, пока она не достигнет своего максимально допустимого объема — объема своей полости Роша. При дальнейшем расширении звезды часть ее внешней оболочки попадет в полость Роша ее спутника. Отсюда вещество расширяющейся звезды должно падать на спутник. Вот в этом и состоит особенность эволюции тесно расположенных двойных звезд: масса звезды может претерпевать со временем резкие изменения. Ведь каждая звезда начинает расширяться, когда в ее центре запасы водорода истощаются в результате ядерных реакций с выделением энергии.

В двойной системе, где вначале, как на рис. 9.2, а, компоненты полностью разделены, более массивная компонента первой расходует свой водород и готова уже превратиться в красный гигант. Однако довольно скоро она, расширяясь, заполняет свою полость Роша, по мере дальнейшего расширения ее масса переходит к звезде-спутнику. Но что происходит дальше, сразу сказать трудно.

И вновь на помощь приходит компьютер. По существу дальнейшее мало чем отличается от эволюции одиночной звезды. Нужно только вразумительно растолковать компьютеру, что в распоряжении расширяющейся звезды имеется лишь ограниченный объем. Компьютер должен рассчитать величину этого объема на каждый момент эволюции звезды и сравнить его с объемом самой звезды. Если объем звезды окажется больше ее полости Роша, то избыточную массу следует отнять и рассчитать модель для звезды с соответственно меньшей массой. Избыток же массы переходит к другой звезде. Перенос массы от одной звезды к другой приводит к изменению сил притяжения каждой из них, а также скорости вращения и, следовательно, центробежной силы. Поэтому компьютер должен всякий раз вновь рассчитывать объемы полостей Роша и определять, находятся ли звезды после передачи массы внутри своих полостей Роша или же происходит дальнейший унос вещества с одной из звезд на другую. Таким образом, на вычислительной машине удается моделировать эволюцию звезд, обменивающихся массой, и мы получаем в распоряжение аппарат, позволяющий исследовать развитие двойных звездных систем на различных примерах.

Первое решение «парадокса Алголя» предложил Дональд Мортон в своей диссертации, которую он подготовил в начале 1960 года в Принстоне у М. Шварцшильда. К 1965 году на компьютере научились моделировать и более сложные этапы звездной эволюции, и мы с Альфредом Вайгертом в Гёттингене занялись этой задачей. Нам удалось рассчитать несколько вариантов эволюции двойных систем. Приведем здесь лишь два примера.