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

на которых происходит деление ядра. Есть основания полагать, что деление имеет место на стадии вырожде­ ния ядра красного гиганта, когда в результате сжатия ядра его угловая скорость сильно возрастает [145]. Детальные расчеты этого процесса пока не производи­ лись, но он представляется весьма вероятным. Эта ги­ потеза позволяет понять, в частности, почему в состав новоподобной системы входит белый карлик.

Фактором, играющим согласно некоторым работам значительную роль в эволюции тесных двойных систем, является излучение гравитационных волн. Скорость по­ тери энергии <§вследствие этого излучения системой звезд, движущихся по круговым орбитам, определяется форму­ лой [125]:

(5.7)

где а — расстояние между центрами звезд и соорб — час­ тота обращения по орбите. В работе [127] оценено харак­ терное время изменений периода за счет излучения гра­ витационных волн у некоторых систем. При этом предпо­ лагалось, что для спутника в системе выполняется соот­ ношение масса — светимость и он заполняет свою полость Роша. Принималось также, что вещество системой не те­ ряется. Для систем WZ Sge и Z Саш [127]

— 1 0 -1 эрг/сек и - ^ - ^ 1 0 13.

Получившаяся скорость' изменения периода мала, п для того, чтобы система W UMa с Р — 10h при таких темпах эволюции могла уменьшить свой период до l h, требует­ ся несколько миллиардов лет. Но за это время должно произойти множество вспышек в системе, сопровождаю­ щихся потерей массы. Кроме того, происходит и непрерыв­ ная потеря вещества. В результате за 109 лет системой будет потеряна масса, близкая к ®2, что решающим образом должно сказаться на эволюции системы. Все это в [127] и других работах не учтено и поэтому нельзя считать, что в настоящее время достаточно надежно вы­ яснена роль излучения гравитационных волн в эволюции тесных, двойных систем~

172ГЛ. VII. НЕКОТОРЫЕ ПРОБЛЕМЫ ЭВОЛЮЦИИ

Всвязи с отмеченным влиянием потери вещества на эволюцию тесной двойной системы представляет интерес

малой массы. Газовый диск вокруг главной звезды не содержит водорода. Высказывалось предположение о том [119], что спутник уже потерял водородную оболочку и в результате наблюдается только его гелиевое ядро.

При обсуждении эволюции систем звезд карликов неоднократно высказывалось предположение о возможном присутствии хотя бы в некоторых из них нейтронной звез­ ды или даже коллапсара. Ни для одной из систем нет убе­ дительных данных о наличии там подобного объекта. Вообще, нельзя ожидать, чтобы вспышка сверхновой (приводящая, по современным взглядам, к возникновению нейтронной звезды) или, тем более, коллапс, могли про­ изойти в системе и при этом не сказаться заметным обра­ зом на ее свойствах. В частности, вследствие известного «эффекта пращи» орбита не должна была бы оставаться почти круговой, а именно таковы орбиты у всех рассмат­ риваемых систем звезд карликов.

Следует сказать, что в изменении периода, вообще го­ воря, может играть роль обмен между орбитальным мо­ ментом количества движения и моментом вращения звезд благодаря достаточно сильному магнитному полю. Од­ нако, как уже неоднократно отмечалось выше, полное отсутствие сведений о магнитных полях в таких системах делает невозможной оценку этого эффекта.

§3. О роли тесных двойных систем звезд карликов

вбалансе вещества и энергии межзвездной среды

Всоответствии с широко распространенной теорией звездной эволюции, звезды возникают путем конденсации межзвездной среды. Современная скорость этого процесса оценивалась многими авторами. Количество газа, конден­ сирующегося в звезды за один год, составляет около 1 Непосредственными наблюдениями эту оценку проверить трудно, но ее можно сопоставить со скоростью притока газе в межзвездную среду. Обычно принимается, что сей­ час межзвездная среда находится в квазиравновесном состоянии, то есть количество вещества, конденсирующе­

гося в звезды, равно количеству газа, поступающего в нее путем выбрасывания из звезд и звездных систем.

При оценке суммарной потери вещества звездами По­ таш [128] нашел, что в настоящее время межзвездная среда пополняется веществом главным образом от планетарных туманностей, сверхгигантов классов О и В и гигантов позд­ них спектральных классов. Ими выбрасывается около 5-10-13 ®0 //ic3-год. Поскольку объем Галактики л; 1012 пс3, то для всей Галактики получается величина, близкая к 0,5 ®©/год. Согласно [128] все остальные источ­ ники — вспышки новых, свехновых, звездный ветер — дают

всумме меньшую величину.

Кнесколько иным выводгм привела оценка А. А. Бо­ ярчуком [85] количества газа, теряемого нестационар­ ными звездами. Выброс из всех нестационарных звезд, кроме систем U Gem, вносит в межзвездную среду око­

мы являются главными «поставщиками» вещества в меж­ звездную среду, А. А. Боярчук исходил из завышенной ве­ личины потери массы на одну систему: 1 ,8 -10~7 ЗЛэ/год. Такое значение было получено в предположении о том, что быстрые изменения периода (см. § 1) обусловлены

®о/год. Число систем этого вида в Галактике не превосхо­ дит 10s и всеми системами за год должно теряться не более нескольких сотых солнечной массы. Все же вклад таких систем в баланс вещества межзвездной среды оказы­ вается сравнимым с вкладом всех нестационарных звезд других типов.

Звезды типа U Gem представляют собой лишь долю тесных двойных систем звезд карликов, теряющих ве­ щество. Для некоторых из них, например, для бывших новых, скорость потери массы может быть на 1 — 2 поряд­ ка больше, чем для U Gem. Точная оценка общего числа таких систем затруднительна, но, по-видимому, их в пять — десять раз меньше, чем систем типа U Gem. Тогда общий приток газа в межзвездную среду может достигать нескольких десятых солнечной массы.

Газовые потоки присутствуют и в других тесных двой­ ных системах, в частности, в системах типа W UMa,

ким образом, оценка поступления вещества в Галактику

Результаты расчетов эволюции звезд — компонент тес­ ных двойных систем — гораздо лучше согласуются с на­ блюдениями, если принять, что перетекание вещества от одной компоненты к другой сопровождается уходом зна­ чительной части вещества из системы.

Находимая из расчетов эволюции при учете этого об­ стоятельства суммарная потеря массы системами состав­ ляет 14 ЗК©/год [129], что даже превосходит сделанную выше оценку.

Вместе с веществом, теряемым двойной системой,

где N — общее число систем и — скорость потери массы. Усреднение производится по всем системам. Ве­ личина Ер равна: Е r « 1037 — 1039 эрг/сек и оказывается существенно меньшей, чем кинетическая энергия оболочек новых звезд, составляющая в расчете на 1 секунду не ме­ нее Ю40 эрг. Поэтому в балансе энергии межзвездной среды роль непрерывного истечения из двойных систем сравнительно мала. Существенно больше энергии меж­ звездная среда должна получать при взаимодействии га­ зовых потоков в системах со звездами и звездными оболоч­ ками.

Скорость v газового потока в тесной двойной системе пе­ ред тем, как он сталкивается с дискообразной оболочкой, составляет несколько сотен км/сек. При столкновении около половины его кинетической энергии переходит в тепловую, а затем в излучение. Преобладающая доля энергии испускается при этом в ультрафиолетовой и рентгеновской областях снектра.

где N — общее число систем и Q — расход газа в струе. При найденных в гл. III и IV значениях Q получается, что Еазл ~ Ю'10—10‘и эрг/сек. Таким образом, всеми тесными двойными системами звезд карликов должна в указанных спектральных интервалах излучаться энер­ гия того же порядка, что и суммарная энергия излучения горячих звезд. Поэтому излучение от тесных двойных си­ стем звезд карликов нужно принимать во внимание при расчетах ионизации межзвездного газа, как один из важ­

нейших факторов.

Еще более значительное количество энергии Е1изл вносится в межзвездное поле излучения вследствие на­

оболочке звезды преобразуется в излучение с частотой, меньшей частоты лаймановского предела vlc и поэтому она должна оказывать меньшее влияние на ионизацию межзвездной среды, чем излучение горячих пятен в обо­ лочках. Однако оценка общей энергии поля излучения в Галактике в ближней ультрафиолетовой области, т. е. при v2c 0 < v lc, заметно увеличится при учете действия указанного источника.

Полученные оценки Ег, Е изп и 7?1ИЗЛ являются мини­ мальными, так как они относятся лишь к новоподобным системам (N 108). Хотя общее число тесных двойных систем, в частности систем TnnaWUMa, на порядок боль­ ше, но роль их излучения в балансе энергии межзвезд­ ной среды оценить трудно, поскольку эти системы недо­ статочно изучены. Нельзя сказать сейчас что-нибудь определенное и о скорости потери вещества и энергии тесными двойными системами на самых ранних этапах

их существования. Возможно, что в это время они более активны.

Непрерывно происходящее излучение энергии тесны­ ми двойными системами, обусловленное в конечном счете превращением потенциальной энергии, должно быть одним из важнейших обстоятельств, определяющих физическое состояние межзвездной среды. В отличие от коротковол­ нового излучения горячих звезд, которое преобразуется в видимое лишь в областях Н II пространства, излуче­ ние, исходящее от тесных двойных систем, должно срав­ нительно равномерно распределяться по всему объему Галактики. В какой мере оно влияет на температуру межзвездной среды, процессы конденсации газа в ней и образования звезд можно установить лишь путем де­ тальных расчетов.

Литература

(I) Воронцов-Вельяминов Б. А., Газовые туманности и новые звез­ ды, изд. АН СССР, М., 1948, 512 с.

7.Schatzman Е., Theory of Novae and Supernovae, в сб. «Stellar structure», Univ. of Chicago Press, 1965, c. 327—365.

8.Walker M ., Nova DQ Herculis (1934): an eclipsing binary with very short period, Pubis. Astr. Soc. Pacif. 66, 230—232, 1954. Photoelectric observations of Nova DQ Herculis (1934), Astrophys. J. 123, 68—89, 1956.

9.Warner B., Robinson E. L., Non-radial pulsations in white

12.Warner B ., Peters W., Hubbard W ., Nather R ., Observations of rapid blue variables, X I. DQ Her, Mon. Not. R. astr. Soc. 159, 321—335, 1972.

13.Krzeminsky W ., The eclipsing binary U Geminorum, Astrophys.

J.142, 1051—1067, 1965.

14.Walker M ., The extremely rapid light-variations of old novae and related objects, в сб. «Non-stable stars» (IAU Symp. N 3), Cambridge, 1957, p. 46—56.

15.Krzeminsky W ., Kraft R ., Binary stars among cataclysmic va­ riables, V. Photoelectric and spectroscopic observations of the ultra short-period binary Nova WZ Sge, Astrophys. J. 140, 921— 935, 1964.

16.Мирзоян Л . В., Каллоглян H. Л ., О непрерывном излучении

SSCyg, Астрофизика 1, 385—396, 1965.

17. Kopal Z., Close binary systems, London, 1959, XIV + 588 p.

18.Сахаде Дж., Составные и композиционные спектры, в сб, «Звездные атмосферы», И Л , М., 1963, с, 461—500.