ОБМЕН ВЕЩЕСТВА ВНУТРИ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ. АККРЕЦИЯ. ЭВОЛЮЦИОННЫЕ СЛЕДСТВИЯ

Когда вращающаяся звезда входит в состав тесной двойной системы, вопрос об ее устойчивости сильно усложняется, так как приливообразующее воздействие одной компоненты на другую может быть очень сильным. Как мы видели в § 14, у контактных двойных звезд пространство, даже очень близкое к поверхности какой-либо из компонент, оказывается «ничейным» в данной системе, а через первую лагранжеву точку возможно перемещение вещества из одной полости поверхности нулевой скорости в другую. В § 14 мы рассмотрели подробно систему Lyr, которая может служить примером неустойчивости крупного масштаба, хотя, может быть, и не самого крупного среди двойных систем. Несомненно, в таких случаях происходит перенос вещества от одной компоненты к другой и даже вынос вещества за пределы системы. Могут ли процессы подобного рода существенно повлиять на эволюцию каждой компоненты?

На этот вопрос можно дать утвердительный ответ. Поскольку масса звезды в значительной степени определяет лучеиспускание звезды и ее долголетие, значительные изменения массы в ту или другую сторону обязательно должны отразиться на скорости эволюции звезды и ее конечной стадии.

Мы не можем себе представить, что звезды, входящие в тесную пару, возникли порознь. Они образовались одновременно, но если массы протозвезд были разные, то темпы дальнейшего развития их тоже будут разные и массивная компонента будет опережать другую компоненту. Остается непонятным, почему у многих двойных алголевого типа спутник-субгигант обладает массой, меньшей, чем первичная звезда — обычная горячая, энергично излучающая, звезда сравнительно молодая или просто молодая? Ведь стадия субгиганта — сравнительно поздняя, звезда должна была сойти с главной последовательности, а для этого она должна была потерять в значительной степени свои эффективные источники энергии!

И все это при малой массе. Вопрос разрешится, если допустить, что значительная часть массы первичной звезды перетекла ко вторичной, одарила ее материей, богатой водородом, а сама заняла скромное положение спутника, которому теперь предстоит проходить более поздние стадии звездного существования — через гигант к гелиевой звезде и к белому карлику.

Таким образом, тесная двойная система первоначально разделенного типа в процессе эволюции достигает стадии пол у разделен ной системы, и более массивная звезда, расширившись до границ своей полости Роша, начинает усиленно передавать часть своего вещества спутнику, а так как с уменьшением массы размеры полости Роша неуклонно уменьшаются, то этот процесс будет самоусиливающимся, тем более, что, как показывает теория, размеры орбиты будут уменьшаться до тех пор, пока массы не уравняются, но и тогда перенос массы не прекратится, только он станет затухающим.

В двойной системе через звездный ветер происходит перенос вещества ( в год) от одной компоненты к другой. Но при этом переносится и вращательный момент, который может быть настолько большим, что газ не попадает сразу на другую компоненту, а закручивается вокруг нее по некоторой кеплеровской орбите. В газовом потоке всегда существует разнообразие угловых моментов, так что вокруг звезды образуется в плоскости орбиты газовый диск большей или меньшей толщины и плотности. Его можно рассматривать как совокупность множества колец, движущихся первоначально с разными угловыми скоростями, так что между соседними кольцами действуют силы вязкости, которые стремятся придать кольцу жесткое вращение. Из взаимодействия орбитального вращательного момента (кеплеровского) и крутильных моментов от вязкости диск эволюционирует, внешние его части имеют тенденцию удаляться, а внутренние — приближаться к поверхности звезды, так что газовые массы выпадают на нее, отдавая кинетическую энергию, которая увеличивает температуру звезды, увеличивается и масса. Но разогревается также и газ в диске из-за внутреннего трения в нем. Происходящая при этом диссипация энергии удаляется из диска путем излучения. Аккрецирующая звезда становится, таким образом, двойным излучателем — сама звезда с горячим поясом от выпадающего вещества и окружающий ее диск. Впрочем, если темпы аккреции слабы, диск, даже если он образуется, светится слабо или вовсе не светится.

Изменение потенциальной энергии от бесконечности до поверхности звезды равно . Если диск тонок, то при выпадении вещества половина этой энергии уходит на кинетическую энергию, а другая половина излучается диском: где есть масса, переносимая на диск за единицу времени. Совершенно ясно, что ход описанных событий очень сильно зависит от кинематической вязкости v, которая в свою очередь зависит от плотности газа и его температуры и наличия турбулентных движений в диске.

При нормальных плотностях и температурах только турбулентные движения могут сильно поднять значение v. Но анализ турбулентности в околозвездных дисках очень труден, особенно, если оказывается необходимым принимать во внимание магнитное поле звезды.

Наблюдения показывают в соответствии с ожиданием, что размеры аккреционного диска будут тем больше (относительно размеров орбиты), чем больше масса принимающей компоненты относительно отдающей.

Рис. 123. Схема развития тесной двойной системы с первоначальными массами компонент 3,0 и . Рядом с каждой конфигурацией указаны массы их, изменяющиеся вследствие переноса вещества от одной компоненты к другой (ср. рис. 95 и сопровождающий его текст)

Легко понять, что при наличии аккреции процесс развития может очень ускориться и протекать совсем иначе, чем у одиночной звезды. У очень горячих и массивных звезд, как, например, у Лиры, эволюция протекает очень быстро, за лет. Здесь спутник, масса которого, по-видимому, больше массы первичной компоненты, обладает меньшей светимостью и почти ничем не проявляет себя в спектре, будучи окружен мощной газовой оболочкой (см. с. 190, рис. 99). Поэтому он и обладает такими особенностями, что его строение существенно отличается от строения главной звезды, вероятно, в результате переноса масс (например, звезда уже сошла с главной последовательности в область сверхгигантов). Можно понять также, чтоэволюция в тесной двойной системе приведет к тому, что в паре окажется звезда главной последовательности и белый карлик (такие системы уже известны).

Отличным от описанного, по крайней мере количественно, будет развитие компонент, когда, достигнув своего предела Роша, звезда будет терять вещество не только и не столько через лагранжеву точку, а по всей своей поверхности, заполняя пространство около двойной системы или вовсе ее покидая (рис. 123).

Процессы, описанные выше, могут быть усилены очень быстрым вращением одной из компонент, как, например, в системе U Цефея, где главная горячая компонента вращается с заведомо большей угловой скоростью, чем происходит орбитальное движение. То же можно сказать и о системе RZ Щита. В таких системах неустойчивость и потеря вещества главной компонентой, как более быстро вращающейся, может наступить раньше, чем звезда заполнит свою полость предельной поверхности Роша, вычисленной в предположении синхронности вращений и обращений.

Достоверность систематического выброса материи за пределы поверхности Роша во все стороны никем не была доказана, но он представляется более вероятным, чем альтернативный процесс перекачки вещества главной компоненты через первую лагранжеву точку в полость второй компоненты в таких масштабах, что по истечении некоторого времени масса второй компоненты превзойдет массу первой.

Своеобразие эволюции компонент двойных звезд усиливается еще благодаря тому взаимодействию, которое существует между вращением компонент и их орбитальным движением. Оно осуществляется благодаря приливному воздействию компонент друг на друга при наличии вязкости звездного вещества, которой может существенно помочь магнитное поле звезды. В результате взаимодействия всех названных факторов достаточно тесная система может прийти к состоянию точной синхронности осевого и орбитального вращения. Тогда вся система вращается так, как будто она надета на твердый стержень. Это состояние не может сохраняться неизменным неопределенно долго. Уменьшение массы одной или обеих компонент вызывает потерю момента вращения, которая расстраивает синхронизацию вращения. Приливное трение, однако, вновь его восстанавливает за счет момента орбитального движения, а это должно вести к уменьшению размеров орбиты и к ускорению орбитального движения, что вновь ускоряет вращение компоненты за счет приливного трения и т. д. В конце концов система может прийти к предельному сближению компонент, которое осуществляется в контактных системах — у короткопериодических затменных переменных звезд типа WB. Медведицы, где обе компоненты, хотя и позднего спектрального класса (позднее F5), вращаются очень быстро, со скоростью 150—200 км/с. Очевидно, и в этом случае мы встречаемся с эволюцией, которая отличается от эволюции одиночной звезды вследствие специфической неустойчивости, проявляющейся лишь в тесных двойных системах.