Файл: Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды.pdf

166 ГЛ. VII. НЕКОТОРЫЕ ПРОБЛЕМЫ ЭВОЛЮЦИИ

масса спутника оказывается близкой к 0,1 9К0 . Поскольку перетекание вещества происходит от спутника к белому карлику, который в конечном счете избавляется от при­ обретенного при аккреции газа путем вспышек (гл. VI), то аккреция, по-видимому, не оказывает влияния на его вековую эволюцию, хотя и обеспечивает наблюдаемую активность. Спутник, представляющий собой карлик позднего спектрального 'класса, должен иметь большое

этого процесса на его эволюцию. Здесь следует отметить возможность увеличения Q в период вспышки другой компоненты как новой звезды. При вспышке поверхность спутника должна нагреваться и в резз^льтате может про­ исходить дополнительное истечение газа, но по-видимо-

Таким образом, газовые потоки в рассматриваемых систе­ мах, существенно сказываясь на энергетике внешних областей компонент, не должны приводить к очень быст­ рым изменениям внутреннего строения звезд.

Обмен веществом между компонентами тесной двойной системы и потеря ею массы, как известно, оказывают влия­ ние на характеристики орбитального движения и, преж­ де всего, на величину периода обращения Р. Эта величина находится в случае затменной системы достаточно уве­ ренно. Скорость изменения периода зависит от того, теряется ли момент количества движения или нет. Соот­ ветствующая формула приведена в обзоре [116]. Она име­

где Afop6 — орбитальный момент количества движения. Второе слагаемое учитывает потерю массы спутником, третье— потерю вещества всей системой.

Изменения периода в отдельных случаях, например, в случае DQ Her, имеют характер вековых и, в соответ­ ствии-с (1,7), могут быть обусловлены тем, что система

теряет вещество (см. гл. V). У этой системы было отмечено и скачкообразное изменение периода вследствие выброса значительной массы из системы при вспышке новой в 1934 г. [117]. По скорости потери массы система DQ Нет превосходит большинство других, возможно потому, что она содержит бывшую новую, активность которой уве­ личивает количество вещества, уходящего из системы.

Сравнительно быстрые ( d^ Р — 10-8 — 10~°) изменения

периода некоторых тесных систем звезд карликов (RWTri, U Gem и др.) также истолковывались как результат об­ мена массой между компонентами или потери массы си­ стемой. Применение (1.7) при MopG = const в этих слу­ чаях приводит к значениям скорости' потери вещества

спутником Жсп ^ 1 0 -в 9К0 /год, что на два-три порядка превосходит оценки потери массы, получаемые из наблю­ дений. Это само по себе вызывало сомнение в правильно­ сти интерпретации изменений периода. После того как в недавнее время обнаружилось, что изменения периода происходят не монотонно, возможность интерпретации их как результата потери массы системой или просто пе­ ретекания вещества окончательно отпала.

Попытка объяснить колебания величины периода у наблюдаемых затменных новоподобных систем была пред­ принята Смаком [130], предположившим, что эти колеба­ ния вызываются изменением массы дискообразной обо­ лочки. Соответствующая формула для скорости измене­ ния Р имеет вид [126]

моментом количества движения между вращающейся дискообразной оболочкой и компонентами системы, а так­ же перетекание вещества от спутника к оболочке. Так

как в рассматриваемой модели величина Ж2 всегда отри­ цательна, то перемену знака d In Pldt следует, согласно

168 ГЛ. VII. НЕКОТОРЫЕ ПРОБЛЕМЫ ЭВОЛЮЦИИ

[126], приписать изменению момента количества дви­ жения дискообразной оболочки, которое, таким образом, должно играть преобладающую роль в наблюдаемых ко­ лебаниях Р.

Для того чтобы указанным путем получить колебания орбитального периода системы, соответствующие наблю­ даемым, для массы дискообразной оболочки нужны зна­ чения 9Kd 1020 г, что на 6 —7 порядков превосходит оценки, сделанные в гл. III и подтверждаемые многими фактами. Столь большое значение $9Id представляется неприемлемым по ряду соображений, даже если не ка­ саться вычислений гл. III. Прежде всего заметим, что для образования такой оболочки при существующей мощно­ сти газовых потоков потребуется около 1 0 5 лет, так как верхняя граница скорости аккреции в системе U Gem и ей подобных, надежно определенная по свечению систе­ мы, не превосходит 1017 г/сек- Заметные же изменения свечения дискообразных оболочек, а значит, и их массы, происходят за несколько месяцев или еще быстрее. С фи­ зической точки зрения существование дискообразной оболочки такой массы неправдоподобно. Чтобы она была устойчивой против самогравитации, температура в ней должна быть порядка 10е °К и энергосодержание около 1045 эрг. Это совершенно несовместимо с малыми светимо­ стями изучаемых систем и другими их свойствами. Та­ ким образом, объяснение наблюдаемых сравнительно быст­ рых изменений периодов тесных двойных систем типа U Gem следует искать не в механизме, предложенном в [126], а в других факторах.

В качестве одной из наиболее вероятных причин ко­ лебаний величины периода у рассматриваемых систем можно предположить присутствие третьего тела, тяго­ тение которого влияет на движение звезд. В работе Кшеминского [119] приведены убедительные доводы относи­ тельно того, что система HZ 29 — тройная. Третья ком­ понента является красным карликом очень малой свети­ мости, находящимся на расстоянии л; 1 0 13 см от других. Непосредственно невидимое третье тело имеется и в двой­ ной системе |3 Лиры [120]. Таким образом, обнаружение в тех системах, период которых быстро и неправильным образом меняется, третьего тела является важной на­ блюдательной задачей.

§ 2. Вековые изменения периодов тесных затменных систем

Непрерывная потеря вещества тесными двойными си­

©h

которое, по-видимому, для реальных систем выполняется, полной компенсации возрастания периода не происходит. Потеря момента вращения уносимого с веществом из системы, при наблюдаемой мощности газовых потоков также недостаточно велика, чтобы воспрепятствовать воз­ растанию Р, хотя при некоторых специфических предпо­ ложениях о характере потери вещества системой можно получить и уменьшение Р [116]. Следовательно, системы новоподобных и бывших новых, обладающие самыми ко­ роткими из известных периодами обращения, не могли возникнуть в результате эволюции из систем с много боль­ шим значением периода.

Наиболее близкими к этим системам по величине перио­ да и по массе являются двойные системы типа W UMa. Они обладают следующими характерными особенностями (см. например [122]): значения Р в среднем около 0а,4,

Масса одной из компонент обычно вдвое превосходит массу другой. Поскольку при этом наблюдаются спектры обеих компонент, то, по-видимому, известное соотношение между массой и светимостью звезды для таких звезд не выполняется. Систем типа W UMa на порядок больше, чем затменных систем других типов [123]. Этим определя­ ется их важная роль в звездной эволюции.

На основании результатов анализа спектров систем типа W UMa был сделан вывод о существовании вокруг

ляются контактными, но из более тщательного анализа наблюдений этого не вытекает, они могут быть и полуразделенными [124].

Крафт [5] высказал предположение о происхожде­ нии систем типа U Gem в результате обмена массой и поте­ ри вещества из систем типа W UMa. При этом учитыва­ лись не только величины периода и массы тех и других систем, но также данные о распределении их в прост­ ранстве и о пространственных скоростях. Гипотеза о таком происхожденин систем типа U Gem встречается с рядом трудностей.

Как было отмечено [126], в ряде случаев массы систем типа W UMa оказываются меньшими, чем систем новопо­ добных и бывших новых. Очевидно, что такие системы не’ могут эволюционировать в направлении к новоподоб­ ным. Вообще, гипотетический процесс превращения си­ стем типа W UMa в системы типа U Gem в той форме, как он предположен в [5], требует потери системой в ходе эволюции большей части своей массы, а это трудно согласовать с имеющимися наблюдательными данными. Следует заметить, что до конца не выяснено место в эволю­ ции звезд самих систем типа W UMa. Согласно работе [144] они возникают в результате деления быстро вращающе­ гося ядра протозвезды в конвективной фазе сжатия.

Еще ранее соображение о возможном происхож­ дении тесных двойных систем звезд карликов высказал Копал [134]. Он считает, что такие системы образовались в- результате деления очень быстро вращавшегося ядра одиночной звезды, обладавшей сильной концентрацией вещества к центру. Деление ядра, масса которого мог­ ла быть и значительно больше, чем теперешняя масса системы, приводит к образованию очень тесной звездной пары. В результате потери вещества из этой системы

с периодами всего несколько десятков минут и очень малыми массами компонент, по-видимому, подтверждает эту гипотезу.