Глава 2. Физические процессы в тесных звездных системах

 

Если две звезды образуют достаточно тесную систему, такую, что расстояние между звездами сравнимо с их радиусами, взаимодействие звезд-партнеров не ограничивается только тем, что они вращаются вокруг общего центра тяжести. Очень важно, что в этом случае возможно перетекание вещества с одной звезды на другую под действием гравитационного притяжения.

Каждая звезда в тесной паре имеет свою «зону влияния», в пределах которой преобладает ее, а не партнера, собственное тяготение. Эту зону называют полостью Роша (по имени французского астронома XIX века, который изучал взаимное тяготение планет и их спутников, но построил и общую теорию, применимую к двойным звездам).

Эти зоны должны, очевидно, соприкасаться в одной точке на линии, соединяющей центры звезд: в ней сила тяготения отсутствует, ибо одна звезда создает в ней силу тяготения, точно такую же по величине, что и другая, по противоположную по направлению (рис.7). Для этой точки тоже есть специальное название – внутренняя точка Лагранжа (по имени другого французского ученого, знаменитого математика и механика XVIII – начала XIX вв.). Если массы звезд одинаковы, то точка Лагранжа лежит посередине между ними; если массы разные, то она, естественно, ближе к менее массивной звезде, так как полость Роша тем обширнее, чем больше масса звезды.

Обмен веществом между звездами возможен двумя путями: либо «звездный ветер» проникает из полости Роша «своей» звезды в полость Роша звезды-компаньона, либо одна из звезд, так сказать, переполняет свою полость Роша.

Звездный ветер был открыт, прежде всего, у Солнца (солнечный ветер); оказалось, что происходит непрерывное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. У более массивных и горячих, чем Солнце, звезд потоки плазмы интенсивнее; они имеют вполне достаточные скорости и достаточный запас кинетической энергии, чтобы навсегда покинуть звезду, преодолев ее притяжение. В двойной системе какая-то часть частиц, покинувших одну звезду, может быть захвачена полем тяготения другой звезды.

Гораздо большие порции вещества могут перейти от одной звезды к другой на втором пути, когда дело не ограничивается истечением из короны звезды. Значительный переброс вещества от одной звезды к другой способен очень существенно повлиять на характер дальнейшей эволюции обеих звезд в тесной паре.[10]

Многие интересные черты процессов такого рода выяснены в работах А.Г. Масевич, А.В. Тутукова и Л.Р. Юнгельсона. Более массивная из двух звезд пары первой переходит на ту стадию эволюции, на которой происходит сброс оболочки. Значительную долю вещества этой оболочки способна захватить вторая, менее массивная звезда; но, увеличив массу за счет вещества своего партнера, эта звезда станет теперь более массивной, и потому темп ее эволюции возрастет. Вскоре и она начнет расширяться, причем размеры ее оболочки станут столь значительными, что внутри этой оболочки окажется и остаток первой звезды, успевший уже превратиться в нейтронную звезду. Последняя, двигаясь в среде оболочки, тормозится (как спутник в плотных слоях земной атмосферы), приближается из-за этого к ядру второй звезды и в конце концов образует вместе с ним тесное двойное ядро внутри обширной единой оболочки. Такие объекты – две компактные звезды в общей оболочке – обнаружены прямыми астрономическими наблюдениями. [4]

 

 

 2.1. Модели течения вещества в двойных звездах

 

Для расчета течения вещества в двойных звездах обычно используют уравнения газодинамики, описывающие поведение инертного газа под действием гравитационных, радиационных и магнитных полей. Численное рассмотрение трехмерных течений было до недавнего времени затруднено отсутствием надлежащей вычислительной техники и даже теперь оно ограничено скудностью ресурсов. Поэтому теоретики вынуждены были ограничиться расчетами для двумерных газодинамических моделей. При этом предполагалось, что решение, полученное для экваториальной плоскости, отражает общие особенности структуры течения. Немногочисленные расчеты конкретных двойных систем, проведенные в последнее время в рамках трехмерных моделей, подтверждают, что характерные особенности течения, обнаруженные в упрощенных двумерных моделях, качественно остаются неизменными. [3]

Двойные системы (без сильного магнитного поля) можно разделить на три класса в зависимости от механизма массообмена и его типичных параметров. К первому типу относятся системы, в которых процесс массопереноса происходит через окрестность внутренней точки Лагранжа  (полуразделенные двойные системы).

Рассмотрим двойную систему звезд. По какой орбите движется материальная точка, оказавшаяся в окрестностях этой системы? Пока она близка к одному из компонентов, ее движение определяется тяготением этого компонента. Частицы движутся по коническим сечениям (эллипс, парабола, гипербола). По мере удаления от одной звезды и приближения к другой потенциал, создаваемый одной звездой, уменьшается, а другой - растет. И где-то на линии, соединяющей звезды, существует точка, где силы притяжения двух звезд и центробежная сила уравновешены. Частица, попавшая в эту точку, может свободно перейти из поля действия одной звезды в поле действия другой. Это и есть внутренняя точка Лагранжа L ₁. Участки пространства вокруг каждой звезды, заключенные внутри эквипотенциальной поверхности с потенциалом, равным потенциалу в точке Лагранжа, называются полостью Роша данной звезды. Процесс массообмена может быть весьма интенсивным, если одна звезда (донор) находится в процессе перехода в красный гигант и заполняет свою полость Роша.

Ко второму и третьему типам относятся системы, в которых массообмен определяется звездным ветром. Структура течения в этом случае сильно зависит от отношения W скорости ветра к орбитальной скорости системы, поэтому и пришлось ввести два варианта таких систем: с отношением W»£1 (второй тип), и W>1 (третий тип). [3]