Все о космосе

Двойные звезды

Когда астрономы только нача­ли открывать двойные и кратные звезды, они каза­лись необычными и экзотическими объектами. Слишком очевиден был пример нашего Солнца, путешествую­щего по Галактике "в одиночку", в со­провождении семейства несамосветя­щихся планет, общая масса которых составляет чуть больше одной тысяч­ной солнечной массы.

Дальнейшие исследования показали, что, хотя одиночные звезды и составля­ют большинство галактического "населения", кратные системы из межзвез­дного вещества образуются достаточно часто. В некоторых из них компоненты расположены далеко друг от друга и эволюционируют как отдельные звез­ды. В других системах они столь близ­ки, что их взаимным влиянием прене­брегать нельзя — такие двойные звезды называются взаимодействующими.

В зависимости от того, каким образом они были открыты, звезды подразделя­ются на визуально-двойные, спектраль­но-двойные и затменно-переменные. Все двойные системы вращаются вокруг центра масс, находящегося на прямой, соединяющей компоненты. Однако не у всех звезд в этих системах орбиты близки к круговым: у некоторых они вытяну­ты и имеют вид пересекающихся эллип­сов с общим фокусом в центре масс.

Компоненты визуально-двойных сис­тем находятся на значительном расстоя­нии и при использовании телескопа с хо­рошей разрешающей способностью вид­ны раздельно, не сливаясь в один светя­щийся кружок. Систематические наблю­дения на протяжении нескольких лет или более длительного времени позволя­ют установить их орбитальное движение вокруг центра масс. В таких звездных системах периоды обращения велики — от десятков лет до тысячелетий.

Если двойственность обнаруживают при помощи спектральных наблюдений, то систему называют спектрально-двой­ной. Обычно это системы, у которых ско­рости компонентов достаточно велики, а расположены они настолько близко, что увидеть их раздельно с использованием современных телескопов невозможно. В результате орбитального движения звезд вокруг центра масс одна из них прибли­жается к нам, а другая от нас удаляется, их лучевые скорости (вдоль направления на наблюдателя) неодинаковы и, как следствие эффекта Доплера, это приво­дит к сдвигу спектральных линий одной звезды относительно линий другой. Поэ­тому на спектрах двойных звезд наблю­дается расщепление спектральных ли­ний. У приближающейся звезды они смещены к фиолетовому краю спектра, у удаляющейся — к красному. Периоди­ческое изменение лучевой скорости при­водит и к периодическому изменению сдвигов соответствующих линий.

Расщепление спектральных линий наблюдается в системах, где оба компо­нента — яркие звезды. Однако, когда один из них слабее по сравнению с дру­гим, то на спектрах будут видны линии только одной (более яркой) звезды. Их смещение также будет периодически изменяться. Проводя систематические наблюдения таких смещений, можно установить их зависимость от времени и вычислить основные характеристи­ки: массы компонентов двойной систе­мы, расстояние между ними, эксцен­триситет и ориентацию орбиты.

Можно визуально обнаружить двой­ственность звезды, неразделимой с помо­щью телескопа, если плоскость орбиты пары звезд образует небольшой угол с лу­чом зрения. В этом случае наблюдаются периодические затмения одной звезды другой, поэтому такие системы называют затменными. Во время затмений суммар­ный блеск системы уменьшается, а затем восстанавливается до первоначального значения. Форма кривой блеска опреде­ляется, главным образом, расстоянием между компонентами и зависит от накло­на плоскости орбиты к лучу зрения, а также от размеров и светимостей звезд.

Итак, звезды в двойных системах отличаются массами и геометрически­ми размерами. Кроме того, двойные звезды подразделяются на широкие па­ры (долгопериодические) и тесные (короткопериодические) системы. У долгопериодических затменных двойных типа Алголя между спадами блеска — первичным минимумом (главным зат­мением, во время которого яркий компонент скрывается за более слабым спутником) и вторичным минимумом (спутник затмевается ярким компонен­том) — наблюдается продолжительное плато с постоянным блеском, который обеспечивают обе звезды. Это означает, что расстояние между ними в несколь­ко раз превышает сумму их радиусов. Если в системе происходит частное зат­мение, на кривой блеска в минимумах после спада блеска сразу наблюдается его подъем. При полном затмении блеск системы в течение некоторого времени сохраняет свое наименьшее значение. Однако существуют двойные системы, в которых один из компонен­тов настолько слабый, что вторичный минимум практически не наблюдается. Иногда встречаются звезды типа Алголя, у которых обе звезды имеют поч­ти равные блеск и размеры. Тогда пер­вичный и вторичный минимумы также практически одинаковы. Если орбита круговая, кривая блеска симметрична, т.е. промежутки времени между пер­вичным и вторичным минимумами, а также между вторичным и последую­щим первичным, одинаковы и равны половине периода обращения (обычно называемого орбитальным периодом). Если орбита эллиптическая, то первич­ный и вторичный минимумы располо­жены несимметрично.

Эллиптические орбиты со значи­тельным эксцентриситетом наблюда­ются у разделенных систем со сравни­тельно большим расстоянием между компонентами. В более тесных систе­мах существенна приливная деформа­ция звезд, которая приводит к посте­пенному округлению ("циркуляризации") орбиты.

Достаточно распространены системы, компоненты которых деформированы приливными силами и вытянуты навс­тречу друг другу. В этом случае блеск меняется даже вне затмения, будучи максимальным, когда ось системы, про­ходящая через центры звезд, перпенди­кулярна направлению на наблюдателя. Такая деформация наиболее заметна в так называемых контактных системах (у звезд этого типа периоды обычно меньше суток). Наиболее ярким пред­ставителем звезд этого типа является W Большой Медведицы. Это контактная система с компонентами сравнимых размеров и светимостей. На протяжении периода наблюдаются два максимума и два минимума блеска, почти одинако­вых по глубине, причем участки посто­янного блеска отсутствуют.

Таким образом, кривая блеска затменной двойной звезды показывает периодическое уменьшение блеска — одно или два за период — и постоянный блеск между минимумами, либо непре­рывное его изменение.

Еще одним интересным эффектом, наблюдаемым в двойных системах, яв­ляется так называемый эффект "отра­жения". Поток излучения одной звез­ды нагревает часть атмосферы второй, в результате чего температура и яр­кость этого участка повышается, что приводит к максимуму на кривой блес­ка, когда "обожженная" сторона на­правлена к наблюдателю. Этот макси­мум по понятным причинам располо­жен по обе стороны от вторичного ми­нимума, означающего затмение слабо­го компонента системы более ярким. "Отражение" является образным тер­мином, более правильно было бы гово­рить "переизлучение". Хотя эффект взаимный, при различии звездных компонентов обычно более существен­ным является освещение холодной звезды излучением горячей. В зависи­мости от характеристик звезд, наблюдаемый эффект может составлять от нескольких процентов до нескольких раз (в случае, если в паре с красным или коричневым карликом находится бе­лый карлик или нейтронная звезда).

Сложные взаимодействия в тесных двойных звездах

Звезда не имеет твердой поверхнос­ти, ее плотность убывает с расстоянием от центра. Однако толщина слоя атмо­сферы ("фотосферы"), из которого вы­ходит видимое излучение, значительно меньше радиуса звезды. Например, толщина фотосферы Солнца составляет около 0,1 % его радиуса, равного 696 тыс. км. Поэтому о поверхности звезды можно говорить лишь условно, подра­зумевая под ней фотосферу. Форма по­верхности звезды зависит от сил, при­ложенных к ней. Но она всегда перпен­дикулярна к направлению равнодейс­твующей сил в данной точке. В двойной системе центробежная сила направлена от оси вращения, проходящей через центр масс, а не через центр одной из звезд. Звезды вытягиваются вдоль ли­нии, соединяющей их центры. При этом форма звезд становится похожей на эллипсоиды вращения, и круговое сечение (с наименьшим радиусом) про­ходит через их полюса. Если звезда са­ма по себе быстро вращается вокруг своей оси, то эллипсоид повернут отно­сительно линии центров в направлении вращения. Заметим, что приливное взаимодействие между двумя компо­нентами приводит к синхронизации собственного вращения звезд с орби­тальным движением.

Вблизи звезды 1 и звезды 2 на части­цы вещества действует результирую­щая сила, направленная к звезде. С уве­личением расстояния от звезды сила притяжения убывает, а центробежная сила увеличивается. Таким образом, для звезды 1 и звезды 2 можно опреде­лить некоторый максимальный "разре­шенный" объем, из которого частицы вещества будут притягиваться преиму­щественно к звезде, находящейся в центре этого объема и не выходить за его пределы. Около звезд "разрешен­ная" зона имеет эллипсоидальную фор­му с увеличивающейся деформацией вдоль линии центров. Край такой зоны называется эквипотенциальной повер­хностью, а максимально возможный объем вокруг звезды в двойной системе называется полостью Роша, по имени французского ученого, занимавшегося численным моделированием динамики двойных звезд. Поверхности, ограничи­вающие полости Роша обоих компонен­тов, соприкасаются в точке Лагранжа Li (названной в честь выдающегося математика, физика и астронома), через окрестности которой вещество может попасть в полость Роша другой звезды. Размеры полости зависят от массы звезд и от расстояния между ними.

Тесные двойные системы классифи­цируют на разделенные (обе звезды глу­боко погружены внутрь своих полос­тей), полуразделенные (одна из компо­нент системы погружена в полость, а другая ее заполнила) и контактные (обе звезды полностью заполнили полости Роша). Именно в полуразделенных двойных системах осуществляется про­цесс, который астрофизики называют "обменом масс", когда вещество одной из звезд системы попадает в полость Ро­ша второй звезды, а затем ею аккрецируется (выпадает в ее атмосферу).

Конечно, возможен неконсерватив­ный обмен масс. В этом случае значи­тельная часть вещества, теряемого пер­вой звездой через окрестности точки Лагранжа, все же уходит из системы. В дальнейшем оставшееся вещество по сильно закрученной спирали движется ко второй звезде.

Эволюция тесных двойных систем

Когда звезда рождается после фраг­ментации и сжатия межзвездного обла­ка, в ней начинаются термоядерные ре­акции синтеза гелия из водорода. На ди­аграмме Герцшпрунга-Рессела "спектр-светимость" она выходит на ветвь Глав­ной последовательности. Затем, на ста­дии расширения, она уходит в область красных гигантов, а далее вступает в полосу нестабильности и, сбросив кон­вективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в бе­лый карлик с химическим составом, определяемым исходной массой звезды. Нейтронные звезды и черные ды­ры — результат эволюции тяжелых звезд, с первоначальной массой более 10 солнечных. Совсем иначе выглядит судьба звезд в тесных системах, когда оба компонента существенно меняют и ускоряют протекающие физические процессы.

Эволюция двойных звезд зависит от их массы, поэтому они разделяются на маломассивные двойные, звезды уме­ренных масс и на массивные двойные системы. В каждой из этих групп, в свою очередь, эволюция звезд зависит от расстояния между компонентами и от соотношения их масс.

На первом этапе эволюция систем умеренных масс и массивных звезд развивается по одному сценарию. Сна­чала они находятся на главной после­довательности. Следующий этап свя­зан с тем, что один из компонентов двойной системы окажется массивнее другого. В его центральной части выше температура и давление, что приводит к более быстрому выгоранию водорода в ядре. Как следствие, звезда расширя­ется и заполняет свою полость Роша. Система из разделенной становится по­луразделенной, и с этого момента на­чинается перетекание вещества, часть которого рассеивается в межзвездном пространстве, а часть попадает на вто­рую звезду. Примером такого процесса является двойная β Лиры. Необходимо отметить, что при больших орбиталь­ных периодах первичный компонент может заполнить полость Роша на ста­дии, когда большая часть водорода уже выгорела, или на стадии горения гелия в ядре.