Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

§ 10] РА С Ч Е ТЫ ЭВОЛЮ ЦИИ Т Е С Н Ы Х Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ 209

ры систем были выбраны такими, что более массивная компонента заполняет ВКП раньше полного выгорания водорода в центре звезды. Для всех систем можно выделить три этапа в эволюции более массивной компоненты. Пер­ воначально компонента далека от ВКП и эволюция не от­ личается от эволюции одиночной звезды той же массы. Возрастание размеров звезды в ходе выгорания водорода в конвективном ядре приво­ дит к заполнению соответ­ ствующей полости ВКП (точ­ ка а на эволюционных тре­ ках), после чего начинается быстрый процесс «перемены ролей», в ходе которого в системе происходит обраще­ ние отношения масс. Нако­ нец, восстанавливается устой­ чивость компоненты(точка Ъ

ды. Первоначально менее мас­ сивная компонента становит­ ся более массивной, оставаясь при этом звездой главной по­ следовательности, поскольку

скорости эволюции обеих компонент становятся равными только в конечных точках рассчитанных эволюционных треков. Длительность стадии быстрой потери массы, как можно видеть из табл. 27, много меньше длительности других этапов, так что вероятность наблюдать систему на этой стадии эволюции очень мала. На рис. 74 показано изменение со временем массы 3RX, первоначально более массивной компоненты, скорости потери массы и увеличе­ ния периода системы III табл. 27, согласно Плавецу и др. (1968). Скорость потери массы для нее особенно велика в

§ 10] РА С Ч Е Т Ы ЭВОЛЮ ЦИИ Т Е С Н Ы Х Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ 211

состава определяют большие избытки светимости и радиуса не менее массивной компоненты.

Сравнение расчетов эволюции систем II и IV (табл. 27), начальные 9)^ которых одинаковы, иллюстрирует сильную зависимость результатов эволюции от начальных пара­

ция опять происходит в шкале времени ядерной эволюции. Однако характеристики компоненты, теряющей массу, после окончания процесса «перемены ролей» другие: если в случае А это — субгигант с выгоранием водорода в центре, то в случае В образуется гелиевая компонента.

На рис. 75 показаны эволюционные треки первона­ чально более массивных компонент двойных систем, на­

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

чальные параметры которых приведены в табл. 28. На­ чальные параметры всех моделей выбраны такими, что более массивная компонента заполняет соответствующую полость ВКП сразу же после образования гелиевого ядра

9й®/год (между точками а и Ь), так что массы компонент выравниваются через 3,7• 10Б лет . Через 5,5• 10е лет (точ­ ка с на треке) потеря массы замедляется, и скорость поте­ ри массы на участке трека с — d составляет уже только

1 0 “ 8 5К©/год.

Эволюция компоненты на этом этапе, как и у оди­ ночных звезд, определяется сжатием гелиевого ядра, масса которого возрастает, и расширением оболочки, обуславливающим медленную потерю массы. Развиваю­ щаяся в водородной оболочке мощная конвективная зона на этом этапе эволюции захватывает и часть зоны пере­ менного химического состава, что приводит к формирова-