Двойные звезды: Страница 2

Оглавление статей
Двойные звезды
Страница 2
Страница 3

Страница 2 из 3

 

 

 

Сценарии эволюции массивных двойных звезд

После первичного обмена масс изна­чально более тяжелый компонент быс­тро эволюционирует. В его ядре после­довательно происходит выгорание ге­лия с образованием углерода, затем выгорает углерод с образованием кис­лорода и так до образования железно­го ядра. После этого звезда становится нестабильной. Происходит коллапс ядра, и она взрывается как сверхновая II типа. Остаток сверхновой коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру. Для описания таких объектов необходимо учитывать эффекты об­щей теории относительности Эйн­штейна, поэтому их называют реляти­вистскими (от английского слова rela­tivity — относительность). На этой стадии эволюции система еще не про­являет себя как рентгеновская массив­ная двойная система.

Выброс звездой части своего вещес­тва образует быстро расширяющуюся туманность. Проходит некоторое вре­мя, и вторичная звезда, находясь на стадии сверхгиганта, заполняет нако­нец полость Роша. Начинается интен­сивный перенос вещества. Оно достига­ет релятивистской звезды и, прежде чем поглотиться, излучает в рентгенов­ском диапазоне. С этого момента систе­ма переходит в класс массивных рен­тгеновских звезд. Двойные звезды на этой стадии эволюции относят к рентге­новским новым.

При большой скорости переноса обра­зуется общая оболочка, поглощающая рентгеновское излучение. Большое количество вещества делает систему неви­димой в рентгеновском диапазоне. Реля­тивистская звезда погружается вглубь оболочки. Если плотность вещества обо­лочки вблизи этой звезды становится достаточно большой, то двойная система превращается в быстровращающийся гигант с релятивистским ядром. Однако слипания ядер может не произойти, и тогда образуется тесная двойная систе­ма, в которой расстояние между компо­нентами значительно меньше первона­чального. После выгорания ядерного топлива вторая звезда тоже взрывается как сверхновая. При этом распад систе­мы практически неизбежен, т.к. взры­вается более массивная звезда (вторич­ный компонент после первого обмена масс стал массивнее за счет аккреции ве­щества первичного), и образуются две убегающие друг от друга звезды.

Кроме приведенной, наиболее веро­ятной, схемы эволюции массивных двойных звезд существует еще одна, в которой заполнение полости Роша про­исходит на стадии горения водорода в ядре. Таким образом, двойная система становится полуразделенной еще тогда, когда обе звезды находятся на главной последовательности. Скорость, с кото­рой вторичный компонент может погло­щать вещество, ограничена, поэтому при дальнейшем увеличении радиуса расширяющейся звезды, приводящем к увеличению скорости аккреции, об­разуется общая оболочка. На следую­щем этапе первичный компонент пос­ле выгорания водорода в ядре начнет сжиматься, но, с началом горения во­дорода в слоевом источнике, вновь рас­ширится и возобновится обмен вещес­твом.

Также возможен сценарий эволю­ции, приводящий к слиянию обоих компонентов. Таким ходом развития тесных двойных систем больших масс можно объяснить возникновение наи­более массивных звезд класса Of с наи­большей известной температурой по­верхности (около 40000 К).

Image 

При первом обмене первичный ком­понент может потерять около 60% ве­щества, а вторичный — соответствен­но увеличить свою массу и стать более массивным, чем первичный. В этом ва­рианте сценария эволюции он проэволюционирует быстрее и, на стадии го­рения водорода в слоевом источнике, сбросит оболочку, а первичная звезда будет эволюционировать как немас­сивная звезда главной последователь­ности.

Сценарии эволюции двойных звезд умеренных масс

Рассмотрим наиболее вероятные эта­пы эволюции двойных звезд умерен­ных масс (у которых масса крупного компонента находится в интервале от 1,5 до 10 солнечных). В одном из вариантов эволюции могут образоваться контактные двойные системы на ста­дии горения водорода в ядре, ниже он будет рассмотрен более подробно для маломассивных звезд. Необходимо от­метить, что вероятность слияния звезд в общей оболочке выше именно для та­ких систем.

В другом варианте эволюции пер­вый обмен масс происходит на этапе образования вырожденного гелиевого ядра у первичного компонента, что приводит к появлению системы, состо­ящей из компактного гелиевого (или более тяжелого) карлика и звезды главной последовательности, окру­женной быстровращающимся диском из вещества первичного компонента. Затем наступает момент, когда вто­ричный компонент начинает расши­ряться. При этом в наиболее широких системах он может не достигнуть по­лости Роша. Таким образом, получим систему, типичную для симбиотических звезд.

В более тесных системах вторичный компонент заполняет свою полость Ро­ша, что, как правило, приводит к обра­зованию общей оболочки вследствие быстрой аккреции вещества. Далее обо­лочка рассеется и останется тесная сис­тема, состоящая из вырожденных кар­ликов. Звезды на этом этапе превраща­ются в планетарные туманности с двой­ным ядром. Двукратное образование общей оболочки в процессе эволюции тесных двойных звезд делает их еще бо­лее тесными, а широкие системы становятся еще шире вследствие потери ве­щества.

Таким образом, системы, у которых во время стадии с общей оболочкой в процессе сближения большая полуось орбиты осталась больше трех солнечных радиусов, заканчивают эволюцию ана­логично системам с большими полуося­ми орбиты, не проходящими стадию с общей оболочкой. Однако, если компо­ненты сблизились так, что полуось ста­ла меньше 3 радиусов Солнца, то в даль­нейшем, вследствие излучения гравита­ционных волн, они сблизятся еще силь­нее. В результате компонент с меньшей массой и, следовательно, с большим ра­диусом, первым заполнит полость Роша. Для систем, состоящих из углеродно-кислородных карликов, процесс обмена веществом невозможен, что приведет к разрушению компонента, заполнившего свою полость Роша. Дальнейшая судьба получившегося объекта — вырожденно­го карлика, окруженного массивным диском — зависит от скорости аккреции вещества диска карликом. При малой скорости система устойчива и, если сум­марная масса карлика и диска не пре­восходит чандрасекаровский предел, равный 1,44 масс Солнца, то образуется вырожденный белый карлик. В случае, если эта масса превысит 1,44 солнечной, вспыхнет сверхновая I типа.

Если диск состоял из гелия, при большой скорости аккреции образуется протяженная гелиевая оболочка. Ко­нечный итог эволюции — образование вырожденного карлика. Среди множества вариантов эволю­ции здесь рассмотрены лишь некоторые, с наибольшей вероятностью реализации.

« ПредыдущаяСлед. »


Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: