ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 24.10.2024
Просмотров: 58
Скачиваний: 0
30 ГЛ. I. НОВОПОДОБНЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ
ность потока сказывается при его столкновении с диском в колебаниях количества кинетической энергии, посту пающей в диск и переходящей в излучение. Тот факт, что флуктуации блеска сильнее всего во время паилучшей видимости горячего пятна, а в минимуме блеска, когда пятно закрыто, флуктуации незначительны, подтверж дает эту точку зрения на их природу. Конечно, определен ную роль во флуктуациях должна играть и неоднородность самой дискообразной оболочки.
Периодические быстрые колебания блеска могут быть объяснены специфической неустойчивостью течения в области горячего пятна. Объяснение характера этой не устойчивости лучше отложить до гл. IV, так как в гл. III будут подробно интерпретированы физические процессы, происходящие в области столкновения струи с оболочкой.
Из поставленных выше проблем все, кроме 8-й, полу чили вполне удовлетворительное и естественное качест венное истолкование в рамках модели тесной двойной системы с газовыми потоками. Происхождение вспышки повой также объясняется на основе этой модели, но под робно о нем будет сказано позже, в гл. VI. Здесь мы лишь заметим, что с газовым потоком к главной звезде перено сится большое количество водорода, который при опре деленных условиях может путем очень быстро протекаю щих термоядерных реакций дать энергию, необходимую для отрыва внешних слоев звезды.
В заключение этого параграфа следует сказать, что газовые потоки существуют не только в системах звезд карликов. Еще в 30-е годы О. Струве объяснил присут ствие слабых эмиссионных линий в спектрах некоторых двойных систем излучением газовых струй и потоков, имеющих кольцеобразную форму. В системах звезд кар ликов вследствие их малой общей светимости роль излу чения газовых потоков гораздо значительнее, чем в сис темах звезд гигантов. Кроме того, малость периодов об ращения и размеров карликовых систем вызывает неко торые дополнительные эффекты. Так, можно думать, что у этих систем динамические приливы оказываются более существенными для процессов выброса вещества, чем ги потетическое заполнение звездой спутником полости Ро ша. Вопрос о роли динамических приливов в образова нии газовых потоков рассматривается в следующей главе.
Г Л А В А It
*
Динамическое взаимодействие звезд
иобразование газовых потоков
втесных двойных системах
§1. Условия истечения газа из звезды — компоненты
тесной двойпой системы
Двойные системы с достаточно малым периодом обра щения — меньше 100 суток — называют тесными парами. К этой группе относятся, как говорилось выше, новые и новоподобные звезды. Методы анализа кривых блеска затменных тесных систем и определения из наблю дений характеристик компонент этих систем разрабо таны весьма полно и изложены в известной монографии Копала [17]. Однако в ряде случаев фотометрические и спектроскопические особенности системы сильно услож няют задачу об определении элементов орбиты и физи ческих свойств компонент. Эти особенности обусловлены, как правило, присутствием в системе газовых потоков. Поглощение излучения звезд газовыми потоками иска жает форму кривой блеска, причем особенно сильно во время затмения. Излучение же самих потоков, преиму щественно в частотах линий, накладываясь на излуче ние звезд, делает наблюдаемый спектр системы очень сложным.
Как говорилось выше, присутствие эмиссионных ли ний водорода в спектрах некоторых двойных систем еще в 30-е годы связывалось с излучением газовых потоков. Данные о системах звезд гигантов с газовыми потоками приведены в статье Сахаде [18]. Почти во всех случаях главная звезда — гигант раннего спектрального класса (В или А), а спутник — гигант или субгигант позднего класса (G — К). В таких условиях излучение газовых потоков составляет малую, порядка одной тысячной, долю общего излучения системы. Понятно, что системы из двух гигантов отличаются от систем карликов не толь
ко тем, какую роль |
играет |
излучение |
газовых потоков |
в них, а также и во |
многих |
других |
отношениях. Но, |
32 ГЛ. II. ДИНАМИЧЕСКОЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ЗВЕЗД
поскольку образование газовых потоков и их динамика вначале исследовались именно для систем гигантов, здесь целесообразно изложить результаты этих исследо ваний, важные для любых тесных систем.
Движение вещества в окрестности звезд, входящих в тесную двойную систему, в сильной мере зависит от фор мы эквипотенциальных поверхностей в системе. Обычно
Рас. 12. Сечеипе эквипотенциальных поверхностей в двойной сис теме. Стрелкой указано сечеппе поверхности Роша.
принимают, что компоненты системы имеют высокую кон центрацию массы к центру (построены по модели Роша). Тогда распределение плотности в основной части звезды мало сказывается на форме эквипотенциальной поверхно сти. Среди поверхностей равного потенциала (рис. 12) имеется одна, получившая название критической. Она ограничивает две полости (называемые полостями Роша), смыкающиеся в точке Lx, совпадающей с критической точкой Лагранжа. При отсутствии иных сил, кроме тяготения звезд, скорость и ускорение в точке Lx равны нулю. Частица, находящаяся на критической поверхности, движется по ней без затраты энергии и поэтому свободно
§ 1. УСЛОВИЯ ИСТЕЧЕНИЯ ГАЗА |
33 |
переходит из окрестности одной компоненты в окрестность другой. Если же частица находится внутри полости Роша, то она может удалиться от звезды, лишь получив допол нительную энергию. Чтобы частица была способной по кинуть систему, она должна пересечь эквипотенциальную поверхность, содержащую критическую точку Ьг.
Тесные двойные системы относят к одному из следую щих трех типов [20]:
1.Разделенные — системы, в которых ни одна из звезд не заполняет свою полость Роша.
2.Полуразделенные — только одна из компонент за полняет свою полость Роша.
3.Контактные — обе компоненты заполняют свои полости Роша и соприкасаются в точке Ьг.
Очевидно, что при достижении поверхностью звезды границы полости Роша звезда должна становиться не устойчивой; любое возмущение поверхности, имеющее по ложительную радиальную составляющую скорости, при водит к потере этой звездой вещества. В системах звезд гигантов размеры главной звезды обычно значительно меньше, чем размеры соответствующей полости Роша.
Вместе с тем газ, образующий кольцеобразную оболоч
ку вокруг главной звезды, |
может доставляться лишь |
от спутника. Поэтому было |
предположено [19, 20], что |
спутник, имеющий, как правило, большие размеры, за полняет свою полость Роша и вещество с его поверхности перетекает к главной звезде. Гипотеза о том, что многие из наблюдаемых тесных систем звезд гигантов являются полуразделенными, подтверждается наблюдениями. Но хотя в этих системах неустойчивость связана с заполне нием звездой полости Роша, не следует думать, что и у всех других систем неустойчивость обязательно должна обусловливаться той же причиной. В дальнейшем (§ 2) будет показано, что при определенных условиях звезда теряет устойчивость еще до того, как ее поверхность дос тигнет полости Роша.
Появление ЭВМ позволило уже в конце пятидесятых годов начать расчеты движения газа от спутника к глав ной звезде п выяснить возможность образования указан ным путем газового кольца вокруг главной звезды. Эти расчеты, как и все вычисления, о которых пойдет речь в этом параграфе, проводились без учета газодинамических
2 В. Г. ГорОмцьэш
34 ГЛ. II. ДИНАМИЧЕСКОЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ЗВЕЗД
эффектов, т. е. движение рассматривалось в рамках ог раниченной задачи трех тел. Предполагалось, что частица выбрасывается с некоторой малой начальной скоростью из точки Lx. Именно в таком случае она может попасть внутрь полости Роша главной звезды.
Вычисления, производившиеся Копалом [20, 22] при разных значениях отношения q массы главной звезды ?КГЛ к массе спутника Жсп и начальной скорости v0, предус матривали различие угловых скоростей вращения <вИр и обращения со0др (асинхронность вращения и обращения). В результате расчетов оказалось, что при достаточно малых значениях разности сопр — сообр практически все вещество, уходящее из точки Д , попадает в окрестности главной звезды. Копал связывает с этим выводом извест
smc
ный наблюдательный факт малости величины cf1= 9ЛГ у
полуразделенных систем, содержащих субгиганты в ка честве спутников. По его мнению, значительная часть ве щества в этих системах перетекла от спутника к главной звезде.
При возрастании v0 некоторая доля газа, текущего из точки Z-J, обходит главную компоненту и возвращается к спутнику. С дальнейшим увеличением v0 газ движется вокруг обеих компонент, образуя общую оболочку. Значения скорости v0, необходимые для ухода вещества из системы, получаются большими, чем наблюдаемые в тесных двойных системах звезд гигантов.
Обширное исследование выбрасывания вещества из окрестности точки Lx при условиях асинхронности вра щения и обращения и заполнения спутником своей по лости Роша было предпринято Крушевским [23, 24, 25]. Эти расчеты дали результаты, близкие к полученным Ко палом. Так, в частности, для того чтобы выбрасываемые частицы обращались вокруг главной звезды, необходима большая степень асинхронности: например, при q = 1 должно быть (оар « 2 Шобр (рис. 13). В указанных работах также рассчитаны размеры кольца вокруг главной звез ды, образуемого частицами, выброшенными с поверх ности спутника, и скорость в этом кольце.
Произведены также расчеты движения частиц в тес ной двойной системе без допущения об асинхронности вращения и обращения компонент [26—29]. В работах
§ 1. УСЛОВИЯ ИСТЕЧЕНИЯ ГАЗА |
35 |
Гулд предполагалось, что начальная скорость выброса достигается частицей вследствие каких-то механизмов ускорения у поверхности спутника, аналогичных выбросу протуберанцев. При g_1 = 0,2 и скорости выброса мень шей 100 км/сек частицы возвращаются и падают на
г
Рис, 13. Траектории частиц, |
выброшенных из спутника, ( 7 = 1 , |
/ = |
1 [25]. |
поверхность спутника. Таким образом, по существу, пока зано, что для перетекания вещества от спутника к глав ной звезде необходимо большое значение v0 и малое зна чение д-1 0,2}. Вычисления также привели к выводу о концентрации выброшенного вещества вблизи внешних точек Лагранжа, что может указывать на постепенную потерю вещества системой.
Аналогичные результаты получены из вычислений Плавеца [29] — вещество, выброшенное из точки Lx, мо жет попадать к главной звезде и обращаться вокруг нее лишь при достаточно большой скорости v0. Но даже если v0 > 100 км/сек (при д-1 = 0,21), частицы огибают глав ную звезду, но не образуют кольца, а падают на ее по верхность (рис. 14). Если частица выброшена из далекой от Lx точки поверхности спутника, то лишь при очень специальных начальных условиях она может попасть в области, близкие к главной звезде.
2*
30 ГЛ. II. ДИНАМИЧЕСКОЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ЗВЕЗД
Проводя очень большую вычислительную работу по расчету траекторий частиц, ее авторы, по-видимому, от четливо сознавали необходимость учета газодинамических свойств потоков, но все же в этом направлении практиче ски ничего не было сделано до начала 70-х годов. Осо бенно существенна роль газодинамических эффектов в
Рис. 14. Траектории частиц, выброшенных из точки 1_л под разными углами при g_1 = 0,21, v0 = 110 км/сек [29J.
потоках, существующих в системах, которые рассматри ваются в этой книге.
Газовым давлением можно пренебречь при изучении движения потоков, если вдоль потока выполняется нера
венство |
^ Gp®}* |
|
|
dp |
( 1- 2) |
||
дг |
^ |
||
|
где производная берется по радиусу потока и через ах обозначено характерное расстояние точки от звезды. За
меняя для оценки ^ -j , где d — поперечник потока, вместо (1.2) получаем
Л*Г |
аг. |
( 2-2) |
СЗЙ* |
|
|
Здесь R* — газовая постоянная и Т — температура в потоке.
|
§ 1. |
УСЛОВИЯ ИСТЕЧЕНИЯ |
ГАЗА |
37 |
||
Так как |
Т ^ |
104°К, |
то для тесных систем карликов, |
|||
полагая аг ^ |
3- 10го см, |
Ж* |
1033 г, |
находим, |
что дав |
|
ление можно не учитывать лишь в том случае, когда по перечник потока становится больше 109 см. В случае систем звезд гигантов величина d должна превосходить 1010 — 1011 см, что заведомо не выполняется, если считать течение начинающимся лишь в окрестности точки Ьг. Конечно, не приходится и говорить о том, чтобы в прово дившихся расчетах учитывались специфические газоди намические эффекты, как, например, ударные волны, тур булентность и т. п. Ниже, в § 3 этой главы, будут изло жены некоторые из результатов исследований движения потоков при учете их газовой структуры. Сейчас же мы, резюмируя, подчеркнем два существенных вывода, сле дующих из проделанных «в небесно-механическом прибли жении» расчетов:
а) Если вращение звезд системы происходит синхрон но с обращением по орбите, то для потери газа спутником даже при условии заполнения им полости Роша требу ются весьма значительные начальные скорости и поэтому нужно допускать мощные выбросы газа с поверхности звезды, природа которых не известна. Трудности усугуб ляются тем, что не у всех систем с газовыми кольцами спутник-гигант заполняет свою полость Роша [19, 29], а тогда выброс вещества должен происходить с еще большей скоростью.
б) При достаточно большой степени асинхронности вращения и орбитального обращения спутника, при ус ловии заполнения им полости Роша возможно истечение вещества.
Расчеты, о которых будет идти речь в следующем параграфе, показывают, что заполнение полости Роша не является необходимым условием для истечения веще ства из звезды. Что же касается влияния асинхронности вращения и обращения в системе на истечение, то оно является очень существенным. Поэтому здесь уместно сказать о современном состоянии этого вопроса.
В соответствии с общепринятыми представлениями синхронизация вращения и обращения звезд в тесных двойных системах устанавливается под действием прили вов. При более быстром вращении какой-либо из компо нент приливное трение затормаживает ее. Более медлен