Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

ниш на верхней границе этой зоны скачка химического со­ става. Когда слоевой источник достигает скачка (точка d на треке), радиус звезды начинает убывать, потеря мас­ сы прекращается и система становится разделенной. Од­ нако компонента близка к ВКП: в точке е трека разме­ ры ее лишь на 25% меньше размеров полости ВКП. Когда слоевой источник пройдет скачок химического состава и сгладит распределение водорода, радиус звезды начинает снова возрастать, и в точке / начинается потеря массы. Окончательно потеря массы прекращается в точке g, где начинается сжатие звезды в целом с постоянной свети­

гелиевое ядро составляет 96% массы и сильно вырождено (я|)с = 16,1). Водородная оболочка занимает 99,7% радиу­ са звезды, а светимость полностью определяется слое­ вым источником выгорания водорода на поверхности ге­ лиевого ядра. В дальнейшем сжатии участвует только обо­ лочка, толщина которой убывает более чем в 1 0 0 раз. Наконец, в точке о эволюционного трека, до которой до­

214 Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ [Г л. 5

ведены расчеты, гелиевое ядро составляет уже 99,1% мас­ сы звезды и представляв! собой белый карлик. Водород­ ная оболочка обуславливает вдвое больший радиус, чем у однородного белого карлика той же массы, а светимость определяется выгоранием водорода в слоевом источнике и охлаждением гелиевого ядра, причем термическая неустойчивость слоевого источника приводит к быстрому выгоранию водородной оболочки. В этот момент перво­

главной последовательности. Таким образом, эволюция системы I привела к образованию системы, менее массив­ ная компонента которой является белым карликом, а компонента с большей массой — звездой главной после­ довательности.

Эволюция системы II отличается от эволюции системы I отсутствием фазы медленной потери массы. Заполнив­ шая ВКП компонента (точка а на треке) за 4-104 лет теряет 77% массы. Светимость звезды при этом резко па­ дает из-за поглощения энергии расширяющейся оболоч­ кой, хотя мощность слоевого источника в процессе «пе­ ремены ролей» остается постоянной. Когда устойчивость восстанавливается (точка b на треке), восстанавливается и светимость звезды, полностью определяемая выгоранием водорода в слоевом источнике, хотя масса звезды в этот момент составляет только 2 3RS. (Таким образом, для мо­ делей со слоевым источником вообще не существует соот­ ношения масса — светимость: светимость звезды практи­ чески не зависит от ее массы). Дальнейшая эволюция соп­ ровождается сжатием звезды с постоянной светимостью, которое останавливается через 3-105 лет выгоранием ге­

звезды. Содержание водорода в оболочке много меньше первоначального, так как в процессе «перемены ро­ лей» компонента теряет даже часть зоны переменного химического состава. Дальнейшая эволюция компоненты определяется выгоранием гелия, а водородная оболочка полностью выгорает в слоевом источнике за время порядка 105 лет. Эволюция системы III совершенно аналогична

сохраняющей лишь часть зоны переменного химического состава.

Таким образом, потеря массы компонентой, запол­ нившей ВКП на стадии сжатия гелиевого ядра, приводит к появлению в системе гелиевой звезды. Будет или нет выгорать гелий в центре звезды, определяется начальной массой компоненты $0^. В работе Киппенхана и др. (1967) показано, что при начальной массе SKj < 3 ЗК® образуется белый карлик, поскольку при массе гелиевой звезды, меньшей 0,35 3R®, выгорание гелия не наступает. Другим условием для формирования белого карлика является малая масса второй компоненты: ее эволюция должна быть достаточно медленной, чтобы успел сформироваться белый карлик. При > 3 Ж® теряющая массу компонента превращается в гелиевую звезду, вторая медленная фаза эволюции которой проходит вблизи гелиевой главной последовательности.

Как показал Жолковский (1969), обмен массой в слу­ чае В может последовать после процесса «перемены ро­ лей» в случае А, начавшегося при малом содержании водо­ рода в центре хс ^ 0,10 (случай АВ). Расчеты Жолков­ ского (1969; 1970), Горна (1971) и др. показали, что ко­ нечные характеристики систем, эволюционирующих в случае АВ, подобны таковым для случая В, т. е. перво­ начально более массивная компонента становится гелие­ вой звездой.

В работе Лаутерборна (1970) рассмотрен процесс «пе­ ремены ролей» в системе с общей массой 7 5DJ® при запол­ нении ВКП более массивной компонентой после выгора­ ния гелия в центре (случай С). Общий ход эволюции подобен случаю В, но масса образующегося белого карлика ока­ зывается значительно большей. В работе Лаутерборна отмечаются трудности расчетов для случая С, обусловлен­ ные неопределенностью радиуса моделей звезд для позд­ них этапов эволюции (радиусы моделей с учетом и без учета перемешивания в полуконвективной зоне отлича­ ются почти на порядок).

Описанные в этом разделе расчеты эволюции тесных двойных систем показывают, что эволюцию любой тесной системы, массы компонент которой не равны, можно раз­

делить на три этапа, характеризующиеся различной дли­ тельностью и различной скоростью потери массы. На пер­ вом этапе, имеющем шкалу времени ядерной эволюции, компоненты эволюционируют подобно одиночным звез­ дам. Затем заполнившая ВКП компонента теряет устой­ чивость и в системе происходит процесс «перемены ролей», в ходе которого более массивная компонента становится менее массивной, т. е. обращается отношение масс. Тре­ тий этап эволюции, в зависимости от начальных парамет­ ров системы, сопровождается медленной потерей массы (случай А и случай В при 33?х < 3 $01©), либо происходит при постоянных массах компонент (случай В при $0^

333?0). В описанных расчетах длительность этих этапов такова, что система может практически наблюдаться только на первом и третьем этапах эволюции. Как в слу­ чае А, так и в случае В после завершения процесса «пе­ ремены ролей» массы компонент различаются больше, чем их начальные массы, а избытки светимости и радиуса субгиганта тем больше, чем большую долю массы теряет первоначально более массивная компонента. Таким обра­ зом, выполненные расчеты объясняют все описанные выше особенности наблюдаемых систем с субгигантами (отсут­ ствие субгигантов — более массивных компонент — будет обсуждаться ниже). Выяснившееся в этих расчетах влия­ ние ВКП на эволюцию компонент системы позволяет дать следующее определение ранее несколько неясному поня­ тию «тесной двойной системы»: двойная система называ­ ется тесной, если хотя бы одна из компонент может запол­ нить (или заполняла в прошлом) соответствующую по­ лость ВКП.

§ 11. Сравнение теории с наблюдениями

Размеры внутренней критической поверхности (ВКП) определяются отношением масс q и расстоянием между компонентами системы (большой полуосью системы А). Имеющиеся в настоящее время расчеты эволюции оди­ ночных звезд позволяют для любой системы с известными массами компонент указать фазу эволюции, на которой произойдет заполнение ВКП. Введем понятие критиче­ ских периодов Ра и Рв (Плавец, 1967а). Если период системы Р < Р \, то более массивная компонента системы

§ 11] С РА В Н ЕН И Е ТЕО РИ И С Н А БЛ Ю Д ЕН И Я М И 217

заполнит полость ВКП на стадии выгорания водорода в конвективном ядре и эволюция следует случаю А. Если

в случае В). Значения Ра и Рв д л я различных значений масс более массивных компонент $9^ и различных зна­

Для грубых определений можно пользоваться прибли­ женными выражениями:

lg Р а = 0,73 • lg 3»! - 0,41, lg Рв = 2,20 • lg 3»! + 0,49.

Расчеты эволюции с «переменой ролей»^показали, что разделенные системы с Р < . Р а эволюционируют в полуразделенные системы. При Р Ра тесная двойная си­ стема эволюционирует в систему с горячим субкарликом или белым карликом, причем в стадии медленной потери массы она может наблюдаться как система с субгигантом. В ходе эволюции изменяются не только физические характерис­ тики компонент, но и параметры системы (период Р, боль­ шая полуось А и т . д.), поэтому сравнение характеристик разделенных систем главной последовательности и систем, обладающих субгигантами, дает возможность проверить основные положения теории эволюции тесных двойных систем. Однако нужно отметить, что в настоящее время можно провести лишь самое общее сравнение выводов тео­ рии с наблюдениями ввиду малого числа и приближенного характера проведенных расчетов, а также малой точности получаемых из наблюдений характеристик систем, обла­

обсуждение различных статистических соотношений, ко­ торые могут быть сильно искажены наблюдательной селек­ цией.

Каким этапам эволюции соответствуют различные типы наблюдаемых тесных систем?

Р а з д е л е н н ы е с и с т е м ы г л а в н о й п о с ­ л е д о в а т е л ь н о с т и . Обе компоненты находятся в начальной стадии ядерной эволюции. Многие из этих си­ стем входят в состав тройных или кратных систем, что яв­ ляется подтверждением их молодости, согласно Агекяну и Аносовой (1964; 1967).

П о л у р а з д е л е н н ы е с и с т е м ы . Эти системы уже прошли стадию «перемены ролей», и наблюдаемый сейчас субгигант является либо неоднородной водородной звездой (эволюция в случае А), либо звездой с вырожден­ ным гелиевым ядром и водородной оболочкой (случай В при Ф?! *< 39К©). Как и следует из теории, среднее отно­ шение масс для полуразделенных систем меньше той же величины для систем главной последовательности. Наличие газовых потоков и нестационарность полуразделенных систем могут быть обусловлены медленной потерей массы субгигантом. Многие полуразделенные системы входят в состав кратных систем или являются членами молодых рассеянных скоплений, что доказывает их относительную молодость, хотя вторичные компоненты и находятся в да­

том . Во всех расчетах для случая А скорость эволюции компоненты, ставшей более массивной, становилась равной скорости эволюции субгиганта еще до полного истощения водорода в его ядре. Поэтому на более поздних, чем рас­ считанные, стадиях эволюции в случае А полуразделенная система не может стать системой с разделенным субги­ гантом. Следовательно, разделенные системы главной последовательности эволюционируют в системы с разде­ ленным субгигантом лишь в случае В. Но в случае В при Э?! Д> 3 5SR®потерявшая в процессе «перемены ролей» мас­ су компонента находится вблизи гелиевой главной после­ довательности. Достаточно длительная, чтобы стать на­ блюдаемой, стадия эволюции, с разделенным субгигантом имеется только у системы I (см. табл. 27, участок d — /