Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

для этого типа двойных меньше той же величины для раз­ деленных систем главной последовательности.

2.Субгиганты — вторичные компоненты — обладают значительными избытками светимости и радиуса, причем избытки растут с убыванием q. Эту особенность иллюстри­ руют рис. 6 6 и 67. Интересно отметить, что спектральные классы субгигантов — более ранние, чем у звезд главной последовательности той же массы. Следовательно, для них более характерны избытки светимости, чем радиуса.

3.Субгиганты, за немногими исключениями, запол­ няют соответствующую полость внутренней критической поверхности (ВКП) или близки к ней.

4.Среди систем с субгигантами есть как стационар­ ные, так и нестационарные. Нестационарность системы всегда связана с наличием компоненты, заполняющей ВКП, но заполнение субгигантом ВКП не всегда приводит

кнестационарности.

Появление характеристик субгиганта у компоненты, обладающей меньшей массой, в то время как более мас­ сивная компонента остается нормальной звездой главной последовательности, нельзя понять, оставаясь в рамках теории эволюции, развитой для одиночных звезд. Скорость эволюции сильно зависит от массы звезды: время т, про­

дать, что для большинства систем именно более массивная компонента должна показывать характеристики субги­ ганта. Кроуфорд (1955) показал, что масса компонент тесной двойной системы не может сохраняться при их эволюции от начальной главной последовательности, так как ВКП ограничивает возможные размеры компонент.

Впредложенной Кроуфордом гипотезе о «перемене ролей»

вдвойной системе субгиганты — вторичные компоненты — первоначально были более массивными компонентами, но, заполнив в ходе эволюции ВКП, потеряли значительную долю массы, которая была захвачена спутником. В ре­ зультате этого процесса в системе обратилось отношение масс, и первоначально более массивная, а сейчас менее массивная компонента обладает значительным избытком светимости (из-за повышенного содержания гелия) и

§ 9] П РО В Е Р К А Г И П О Т ЕЗЫ «П Е РЕ М Е Н Ы РО Л ЕЙ » 203

радиуса, так как в ней сохраняется зона переменного химического состава. При этом компонента, ставшая более массивной, остается нормальной звездой главной последовательности, так как скорость ее эволюции до процесса «перемены ролей» была мала, а захваченное ве­ щество имеет нормальный химический состав. В гипотезе Кроуфорда естественно объясняется и зависимость избыт­ ков светимости от отношения масс: чем большая доля бо­ гатой водородом оболочки потеряна первоначально более массивной неоднородной звездой, тем большим избытком гелия, а следовательно, и избытком светимости обладает наблюдаемый субгигант.

Таким образом, возрастание радиуса в ходе ядерной эволюции звезды и наличие в тесной двойной системе поверхности, ограничивающей размеры компонент, при­ водят к заключению о возможности процесса «перемены полей» в двойной системе. Описанные выше особенности систем с субгигантами накладывают следующие требова­ ния на этот процесс:

1. Время протекания процесса должно быть много меньше шкалы времени ядерной эволюции, так как не

стемы, где процесс «перемены ролей» еще не закончился, но и там субгигант уже обладает меньшей массой (см., однако, Плавец, 1971).

2. В ходе процесса «перемены ролей» первоначально более массивная компонента должна терять значительную долю массы, чтобы объяснить малое отношение масс

унаблюдаемых систем.

3.Поскольку системы с субгигантами очень распро­

странены среди тесных двойных систем, то фаза субги­ ганта в эволюции компоненты должна быть достаточно длительной.

§ 9. Проверка гипотезы «перемены ролей»

Скорость эволюции сильно зависит от массы звезды. Поэтому при q Ф 1 более массивная компонента первой заполнит соответствующую полость ВКП, тогда как вто­ ричная заметно не проэволюционирует. Заполнившая ВКП компонента должна терять массу хотя бы из-за

204 Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5

возрастания радиуса в ходе обычной ядерной эволюции, поэтому на этой стадии для изменения ее радиуса можно написать так:

Первый член написанного уравнения, за исключением стадии сжатия гелиевого ядра, определяется ядерными реакциями и поэтому не может быть ответствен за процесс

при изменении масс компонент также будут изменяться: dRn dR Qm

~dt = ~dffi ' ~W • Отсюда получаем, что если при заполне-

новесные размеры звезды при потере ею массы все больше превышают размеры ВКП и в системе может осуществить-

массы определяется обычной ядерной эволюцией и будет медленной. Последний случай не удовлетворяет требова­ ниям, накладываемым на процесс «перемены ролей» на­ блюдениями, но для наблюдаемой нестационарности полуразделенных систем именно этот случай может иметь место.

Таким образом, возможность быстрой потери массы компонентой двойной системы определяется как измене­ нием размеров звезды при потере ею массы, так и изме­ нением размеров ВКП при изменении масс компонент системы. До настоящего времени все сведения, относя­ щиеся к изменению параметров системы при изменении масс компонент, получены в рамках ограниченной задачи трех тел (Джинс, 1929; Хуан, 1963; Крущевский, 1967). Мы ограничимся обсуждением двух предельных случаев: а) полное перетекание вещества, теряемого одной компо­ нентой, на другую, с сохранением орбитального момента; б) полный выброс вещества из системы с сохранением ор­ битального момента на единицу массы. В обоих случаях пренебрежем вращательным моментом компонент по срав­ нению с орбитальным, а компоненты системы предполо­ жим построенными по модели Роша. На рис. 71 показано

изменение размеров полости ВКП первоначально более массивной компоненты системы при потере ею массы со­

Можно выделить две последовательные стадии возрас­ тания радиуса: стадия главной последовательности, когда выгорание водорода в конвективном ядре сопровожда­ ется медленным увеличением размеров звезды, и быстрая стадия сжатия гелиевого ядра, в конце которой радиус достигает максимального для рассчитанных стадий эво­ люции значения.

Таким образом, компонента, заполнившая ВКП, мо­ жет иметь различную структуру, и, следуя терминологии Киппенхана и Вайгерта (1967), можно выделить следую­ щие возможности:

С л у ч а й А. Компонента заполняет соответствую­ щую полость ВКП, будучи неоднородной звездой, свети­ мость которой поддерживается выгоранием водорода в центре звезды.

С л у ч а й В. Компонента заполняет ВКП на стадии сжатия гелиевого ядра. В этом случае звезда имеет ге­ лиевое ядро и водородную оболочку с зоной перемен­ ного химического состава, на дне которой выгорает во­ дород.

На более поздних этапах эволюции радиус звезды до­ стигает больших значений, чем в стадии сжатия инерт­ ного гелиевого ядра, поэтому можно выделить

С л у ч а й С. Компонента заполняет ВКП на стадиях с инертным углеродным ядром и более поздних. Однако, ввиду неопределенности расчетов столь поздних стадий эволюции, мы этот случай подробно обсуждать не будем.

Первая проверка гипотезы «перемены ролей» была про­ ведена Мортоном (1960). Следуя сложившимся представ­ лениям теории устойчивости звезд, Мортон рассмотрел возможность динамической и вековой неустойчивости компоненты двойной системы, заполнившей соответствую­ щую полость ВКП, для случая А. Метод проверки состоял в сравнении изменения радиуса возмущенной модели звез­ ды, теряющей массу, с изменением размеров полости ВКП. Мортон показал, что заполнившая ВКП компонента об­ ладает вековой неустойчивостью: при потере массы рав­ новесные размеры неоднородной звезды превышают раз­ меры ВКП, и компонента, заполнившая ВКП, теряет значительную долю массы прежде, чем восстановится

устойчивость. Характеристики возникающей таким обра­ зом компоненты близки к характеристикам вторичных ком­ понент полуразделенных систем: значителен избыток све­ тимости и радиуса, так как потерявшая часть массы ком­ понента обладает повышенным содержанием гелия и со­ храняется зона переменного химического состава. Время протекания процесса потери массы определяется временем установления теплового равновесия (так называемая шка­ ла Кельвина), что много меньше шкалы времени ядерной эволюции. Таким образом, расчеты Мортона показали, что в случае А компонента, заполнившая соответствующую полость ВКП, необходимо теряет массу и что процесс потери массы удовлетворяет всем условиям, накладывае­ мым на процесс «перемены ролей» наблюдениями. В даль­ нейшем расчеты, аналогичные проведенному Мортоном, были выполнены для широкого интервала масс и для раз­ личных содержаний водорода в обедненном конвективном ядре (Пачинский, 1966; Снежко, 1967; Пачинский, 1967а; Пачинский и Жолковский, 1967). В этих работах было по­ казано, что изменение радиуса звезды с потерей массы сильно зависит от развития неоднородности химического состава: чем больше неоднородность, тем сильнее наруша­ ется тепловое равновесие при заполнении компонентой полости ВКП. Поэтому характеристики вторичной ком­ поненты, образующейся в процессе «перемены ролей», сильно зависят от начальной массы компоненты, началь­ ного отношения масс и начальных размеров системы. В ра­ боте Снежко (1967) проверка гипотезы «перемены ролей» была проведена и для случая В. Было показано, что в этом случае процесс «перемены ролей» приводит к появле­ нию в системе гелиевой компоненты с водородной обо­ лочкой.

Результаты названных работ позволили сделать вы­ вод, что процесс «перемены ролей» является обязательным этапом эволюции тесной двойной системы, и дали возмож­ ность понять многие особенности наблюдаемых двойных звезд. Однако результаты этих работ имеют только ка­ чественный характер (поскольку не учитывался гравита­ ционный источник энергии — перераспределение энтро­ пии). Поэтому мы подробно не описываем результаты проверки гипотезы «перемены ролей», а переходим к из­ ложению расчетов эволюции тесных двойных систем (из

208 Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5

большого и быстро растущего числа работ по эволю­ ции тесных двойных систем в списке литературы приве­ дены только пионерские и необходимые для обсуждения работы).

§10. Расчеты эволюции тесных двойных систем

Для расчета эволюции компонент двойной системы к уравнениям, которыми описывается эволюция одиночной звезды, необходимо добавить уравнение, характеризую­ щее изменение массы компоненты при заполнении ею по­ лости ВКП (см., например, Киппенхан и Вайгерт, 1967). Все описываемые ниже расчеты эволюции тесных двойных систем выполнены в предположении сферической симмет­ рии компонент и сохранения полной массы и орбитального момента системы. Предположение о сферической симмет­ рии не может сильно исказить результаты, поскольку эволюционные изменения определяются ядерными реак­ циями в центре звезды, где сферическая симметрия нару­ шается слабо. Наоборот, предположение о сохранении полной массы и орбитального момента, а также пренебре­ жение взаимодействием вращательного и орбитального моментов сильно влияют на результаты, поскольку дли­ тельность процесса «перемены ролей» и характеристики компонент после его окончания зависят от изменения пара­ метров системы при изменении масс компонент. Поэтому эти предположения требуют особого рассмотрения, что будет сделано в следующих разделах.

Компонента двойной системы в ходе ядерной эволюции может заполнить ВКП либо на стадии выгорания водорода в конвективном ядре (случай А), либо на более поздних стадиях (случаи В и С). Характеристики компонент после окончания процесса «перемены ролей» для этих случаев совершенно различны, поэтому мы опишем результаты расчетов отдельно для каждого случая.

С л у ч а й А. На рис. 73 показаны эволюционные тре­ ки более массивных компонент систем, начальные парамет­