Тесная двойная система
Тесные двойные системы — разновидность двойных звёзд, в которых на тех или иных этапах своей эволюции входящие в неё компоненты могут обмениваться массой. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд. Поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и т. д. Обмен веществом вносит существенные коррективы в ход звёздной эволюции, поэтому компоненты тесных двойных систем эволюционируют совсем не так, как обычные звёзды. Особенно интересны системы, в которых один из компонентов находится на завершающей стадии эволюции[1].
Эволюция тесных двойных систем
править
В жизни каждой звезды существует этап, когда её размеры многократно увеличиваются — она становится гигантом или сверхгигантом. При этом внешние слои такой звезды могут попадать в сферу гравитационного влияния звезды-компаньона и перетекать на него. Про такую звезду говорят, что она заполняет свою полость Роша. В результате обмена массами масса звезды-донора уменьшается и поэтому изменяется её спектральный класс и ход эволюции в моменты, когда обмен веществом уже завершился.
Эволюция тесных двойных систем зависит от первоначальных масс компонентов и расстояния между ними. На иллюстрации в качестве примера приведён ход эволюции системы, в которой вспыхнет сверхновая типа Ia. Можно выделить несколько этапов:
- Первоначально есть две звезды главной последовательности с массами менее 10 Msun. Компонент «B» чуть массивнее компонента «A».
- Компонент «B» эволюционирует быстрее и, естественно, раньше становится красным гигантом.
- Компонент «B» заполняет свою полость Роша. Начинается аккреция материи на компонент «A».
- Звезда «B» потеряла часть массы, а звезда «A» приобрела, повысив свою температуру и ускорив свою эволюцию.
- Звезда «B» стала белым карликом. Компонент «A» пока остаётся на главной последовательности.
- Компонент «A» становится красным гигантом, начинается аккреция на белый карлик. Такая система может проявляться как карликовая новая, поляр или какой-либо другой тип катаклизмических переменных
- Белый карлик набирает массу, приближаясь к чандрасекаровскому пределу.
- Происходит коллапс белого карлика и взрыв сверхновой.
- Компонент «B» полностью разрушился в результате взрыва сверхновой.
Точный ход эволюции тесных двойных систем зависит от многих параметров и требует знания внутренней структуры звёзд, составляющих такие системы, и происходящих в них процессов. Поэтому все возможные сценарии и их вариации, возможно, до конца ещё не изучены.
Классы звёзд, являющихся тесными двойными системами
правитьЭтот раздел не завершён. |
Системы, в которых одна из звёзд завершила свою эволюцию, став компактным объектом, представляют огромный интерес. Ввиду большой плотности компактных объектов они создают гравитационные поля с колоссальной плотностью энергии. Во время аккреции газа эта энергия высвобождается и испускается вместе с излучением. Такие системы обычно являются источниками жёсткого излучения и имеют светимость, в миллионы раз превосходящую светимость Солнца.
C нейтронными звёздами или чёрными дырами:
См. также
правитьПримечания
править- ↑ Шакура Н. И. ТЕСНЫЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ. bigenc.ru. Большая российская энциклопедия - электронная версия (2017). Дата обращения: 17 июля 2020. Архивировано 24 октября 2020 года.
Литература
править- Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино, 2006. — 496 с.
- Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — Издательство УРСС, 2004.
- Липунов В. М. В мире двойных звёзд. — М.: Наука, 1986. — 208 с.
- Ivanova, N.; Justham, S.; Chen, X.; De Marco, O.; Fryer, C. L.; Gaburov, E.; Ge, H.; Glebbeek, E.; Han, Z.; Li, X. D.; Lu, G.; Podsiadlowski, P.; Potter, A.; Soker, N.; Taam, R.; Tauris, T. M.; van den Heuvel, E. P. J.; Webbink, R. F. (2013). "Common envelope evolution: where we stand and how we can move forward". The Astronomy and Astrophysics Review. 21: 59. arXiv:1209.4302. Bibcode:2013A&ARv..21...59I. doi:10.1007/s00159-013-0059-2.
Ссылки
править- Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции
- Darling, David Binary star. www.daviddarling.info. Дата обращения: 6 мая 2019.