Звезды. Двойные звезды

1. Звезды. Общее
2. От рождения до смерти
3. Двойные звезды
4. Сверхмассивные черные дыры и квазары
5. Галактический Армагеддон

До этого речь шла исключительно о звездах одиночных и эволюции звезд как таковой. Однако звезды далеко не всегда одиноки, широко распространены кратные системы, состоящие из двух и более звезд, вращающихся вокруг общего центра масс. В подобных системах наблюдаются весьма интересные эффекты.

Самый распространенный случай – это двойные системы. Двойные звёзды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными или визуально-двойными, однако компоненты большинства двойных систем слишком близки друг к другу и находятся на слишком большом расстоянии, чтобы увидеть их даже в самые мощные телескопы. Однако даже в этом случае их двойственность может быть обнаружена по некоторым другим признакам — колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою (затменные переменные), и периодическим смещениям спектральных линий (спектрально-двойные). В случае, если двойная звезда обладает достаточно большим собственным движением, можно наблюдать отклонение траектории движения по небесной сфере от прямой её главного компонента.
Двойные звёзды, компоненты которых активно взаимодействуют между собой, обмениваясь веществом называют тесными двойными звёздами или тесными двойными системами.

Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром масс этих звёзд. Если расстояние между партнёрами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Для тесных систем орбитальный период может составлять всего несколько часов. В случае, когда две достаточно массивные звезды вращаются вокруг общего центра тяжести на близком расстоянии друг от друга, становятся заметными релятивистские эффекты, такие как смещение периастра и сокращение орбитального периода за счёт излучения системой гравитационных волн (последнее приводит к тому, что в конце концов две звезды сталкиваются).

Возвращаясь к примерам, самая близкая к нам двойная звезда – Сириус (альфа Большого Пса), находящийся на расстоянии всего 8,6 световых лет. В 1844 году Фридрих Бессель обнаружил, что траектория движения Сириуса периодически, хотя и слабо, отклоняется от прямолинейной. В проекции на небесную сферу она представляла собой странную волнообразную кривую. В 1862 году двойная природа Сириуса была оптически подтверждена Альваном Кларком. Двойные звезды составлят более половины звезд вообще. Достаточно интересен тот факт, что каждая из компонент двойной звезды вследствие взаимного притяжения становится не сферической, а вытянутой.

Существуют системы с бОльшим количеством компонент, преобладающее количество которых – тройные (как правило, это пара близко расположенных звёзд и одна достаточно удалённая от этой пары). Но тройная звезда не предел, например, система Ню Скорпиона состоит как минимум из 7 компонент!

Впрочем кратные звезды в общем случае не представляют собой большого интереса, все сводится к достаточно простым физическим уравнениям движения. Значительно интереснее рассмартивать тесные двойные системы, в которых происходит обмен веществом между компонентами.

Полость Роша — область вокруг звезды в двойной системе, границей которой служит эквипотенциальная поверхность, содержащая первую точку Лагранжа”. Для простоты, первая точка Лагранжа – такая точка на прямой, соединяющей центры звезд, что притяжение звезд компенсирует друг друга.
Если система достаточно тесная, а одна из звезд становится гигантом и заполняет полость Роша, то в точке Лагранжа вещество начинает перетекать от этой звезды к соседке. Перетекающее вещество закручивается вокруг второй звезды, падая на нее по спирали, образуя аккреционный диск.

Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды. Новые звезды, в астрономической литературе обычно просто “Новые” – звезды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103-106 раз. Вскоре после вспышки начинается новый цикл аккреции на белый карлик и накопления водородного слоя и, через некоторое время, определяемое темпами аккреции и свойствами белого карлика, вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звезд.

Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3*108 K, возникают условия для поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~1051 эрг).

Аккреция на поверхность нейтронных звезд с накоплением на её поверхности и образованием вырожденной оболочки (см. вырожденный газ), богатой водородом и гелием, приводит к взрывному термоядерному синтезу. Такие объекты наблюдаются как вспыхивающие рентгеновские источники с периодом от нескольких часов до нескольких дней (барстеры).

При аккреции на нейтронные звезды, обладающие сильным магнитным полем, давление магнитного поля в магнитосфере нейтронной звезды сравнивается с давлением аккрецирующего потока ионизированного вещества и канализирует поток аккрецирующей плазмы в область магнитных полюсов. Вследствие вращения нейтронной звезды наблюдаемый поток излучения периодичен; такие системы наблюдаются как рентгеновские пульсары.

При аккреции на чёрные дыры сверхгорячий аккреционный диск наблюдается как рентгеновский источник.

Аккреция на черную дыру дала миру такой крайне интересный объект как SS433. SS433 – двойная система, состоящая из сверхгиганта 20 масс Солнца и черной дыры 12 масс Солнца. “Такое невзрачное имя этот объект получил из-за того, что включен в каталог звезд, испускающих типичное излучение атомарного водорода. Характер излучения этого источника особенный из-за присутствия в системе компактного объекта, черной дыры или нейтронной звезды, около которого образуются аккреционный диск и струи вещества (джеты). Вы видите рисунок с изображением объекта SS433, основанный на наблюдательных данных. Массивная горячая звезда (слева) вращается вокруг компактного объекта. Вещество перетекает с горячей звезды в аккреционный диск, окружающий компактный объект, который в свою очередь выбрасывает в противоположных направлениях два джета ионизированного вещества. Скорость этих потоков составляет около 1/4 скорости света! Свет джета, наклоненного в сторону наблюдателя, смещен в синий диапазон спектра, а свет джета, наклоненного от наблюдателя – в красную. Период этой двойной системы равен 13 дням. Джеты прецессируют (подобно вращающемуся волчку, описывающему круги) с периодом 164 дня.”