Двойные звезды

" История существования любой звезды - это поистине титаническая борьба между силой гравитации, стремящейся ее неограниченно сжать, и силой газового давления, стремящейся ее " распылить", рассеять в окружающем межзвездном пространстве. Многие миллионы и миллионы лет длится эта " борьба". В течение этих чудовищно больших сроков эти силы равны. Но в конце концов... победа будет за гравитацией... " - писал известный советский астрофизик И. С. Шкловский.

Современная теория эволюции звезд хорошо объясняет общий ход их развитии и полностью подтверждается данными астрономических наблюдений.

С самых ранних стадий своей эволюции вплоть до своей смерти звезды находятся в состоянии теплового (термодинамического) равновесия: процессы выделения энергии в недрах звезд, теплоотвода из недр к поверхности и излучение энергии с поверхности звезды сбалансированы.

Звезда отдает (излучает) свою энергию в окружающее пространство, при этом ее температура и давление уменьшается и неуравновешенная внутренним давлением сила тяготения сжимает звезду, совершая работу, превращающуюся в теплоту. Работа сил тяготения при сжатии звезды вдвое больше, чем отвод энергии наружу (гравитационная энергия звезды вдвое больше энергии теплового движения частиц газа), поэтому звезды имеют отрицательную теплоемкость.

Рис. 55

В каждом слое звезды внутреннее (лучевое) давление газа уравновешивается силой тяготения (рис. 55):

, где Р - давление газа, r - расстояние от центра звезды, M(r) - масса звездного вещества внутри сферического объема радиусом r.

Уравнение гидростатического равновесия в недрах звезд:

Из усредненного для всей звезды уравнения гидростатического равновесия можно оценить температуру, давление и плотность вещества в центре звезды:

Расчет значений основных параметров внутреннего строения звезд можно рассчитать с помощью законов механики, молекулярной физики и термодинамики.

Состояние звездного вещества можно описать с помощью уравнений состояния идеального газа, причем давление Р, плотность r и температура Т являются функциями расстояния r от центра звезды:

Внутренняя энергия частиц: .

Длина свободного пробега частиц между двумя столкновениями: , где M - масса звезды, m - масса частиц, A - атомная масса элемента, k - постоянная Больцмана, N - концентрация частиц, v_х - скорость частиц.

Для Солнца: N = 10²³ м^-3; v_х = 10 м/с; l_х = 0, 001 м; t_х = 10 с.

Для химически однородных звезд главной последовательности плотность вещества плавно меняется по радиусу, сила тяжести F_T определяется массой вещества в радиальном столбике высотой r, площадью S и значением ускорения свободного падения g.

Например, на расстоянии 0, 5 радиуса звезды ее основные физические параметры будут такими: .

Объем сферы радиусом r = R/2 заключает в себе массу m = 1/8 от массы звезды. По известным законам физики и геометрии:

Следовательно,

Звезды состоят из плазмы – смеси ионов водорода (X~ 70-75 %), гелия (Y~ 20-25 %) и тяжелых элементов (Z ~ 0, 01-4 %). Вблизи центра звезд при температуре свыше 10⁷ К атомы полностью ионизированы. Так как при ионизации атома водорода ¹Н возникает 2 элементарные частицы (протон и электрон), при ионизации гелия – 3 частицы (ядро гелия ⁴Не и 2 электрона), то средняя относительная масса частиц m¢ водорода равна 1/2, гелия равна 4/3 и тяжелых элементов равна 2. Средняя относительная масса частиц вещества звезд определяется формулой: . Для звезд центральной части главной последовательности (в том числе и Солнца) m¢ » 0, 6.

Из уравнения состояния идеального газа , где n - концентрация частиц в звезде, m¢ - средняя масса частиц, R₀ - универсальная газовая постоянная, следует:

Таким образом, температуру звездных недр можно определять по формуле:

Температура в центре звезд определяется по формулам: или .

Относительные размеры звезд определяются соотношением: , где R_* - радиус звезды; Т¤ и R¤ - температура и радиус Солнца.

Вышеуказанные формулы позволяют вычислять основные характеристики звезд с точностью до 5 %. Для достижения более высокой точности (до 2-3 %) нужно учитывать " личный" химический состав звезд.

Чем больше масса звезды, тем выше ее светимость и температура, тем " голубее" цвет и тем выше ее место на главной последовательности, тем выше температура ее недр и тем быстрее она сжигает свои запасы водородного " горючего". Для звезд главной последовательности светимость звезды определяется ее массой: . Наибольшее теоретическое значение массы звезд определяется эддингтоновским пределом светимости: где s - постоянная Стефана-Больцмана; с - скорость света. М_max » 10³² кг (100М¤ ).

При L ³ Le давление излучения приведет к разлету звезды в окружающее пространство. Звезды с массами М > 50 М¤ интенсивно " испаряются", теряя массу.

Исключительно редко в недрах плотных газопылевых туманностей встречаются сверхмассивные голубые звезды-сверхгиганты с массами свыше 10³² кг. Необходимым условием для существования этих сверхзвезд является наличие внешнего давления газа туманности, препятствующего их катастрофическому расширению.

С внутренним строением основных классов звезд учащиеся знакомятся с использованием схемы рис. 56. В классах со слабыми учениками, " обычных" и гуманитарных классах учитель сам ведет рассказ, используя схему в качестве его иллюстрации; в сильных и физико-математических классах можно предложить ученикам самим с опорой на схему объяснить различия в строении звезд.

1. Ядро звезды (зона термоядерных реакций).
2. Зона лучистого переноса выделяющейся в ядре энергии внешним слоям звезды.
3. Зона конвекции (конвективного перемешивания вещества).
4. Гелиевое изотермическое ядро из вырожденного электронного газа.
5. Оболочка из идеального газа.

Рис. 56. Внутреннее строение звезд

Далее следует ознакомить учащихся с заключительными этапами эволюции (" жизни" ) звезды:

Превращение водорода в гелий в ядре звезды приводит к увеличению массы центральной части звезды, вблизи нее увеличивается сила тяжести и уравновешивающая ее сила газового давления. Газ, сгущаясь, становится все более " непрозрачным" для уносящего энергию излучения. Ядро увеличивается в массе, но становится все меньше по размерам и все слабее притягивает вещество внешних, отдаленных от него слоев звезды. Звезда " распухает", расширяется в окружающее ее пространство. При постепенном сжатии ядра под действием гравитации половина выделяющейся энергии идет на увеличение кинетической энергии и температуры вещества ядра звезды, а вторая половина - на излучение. Температура и давление в центре звезды растет. Возрастает количество энергии, выделяющейся в зоне термоядерных реакций, однако размеры звезды возрастают быстрее, и на единицу площади поверхности звезды приходится все меньше энергии. Для внешнего наблюдателя звезда начинает " остывать" с одновременным увеличением светимости, перемещается вправо и вверх по диаграмме Герцшпрунга-Рассела и превращается, в зависимости от массы, в красный гигант или сверхгигант.

данные процессы могут вызвать пульсации звезды: многие красные гиганты и сверхгиганты являются неправильными (непериодическими) или полупериодическими переменными звездами.

Переменные звезды - мириды - красные сверхгиганты, меняющие свой блеск на протяжение сотен суток с амплитудой до 10⁸раз. Так, звезда Мира, о Кита меняет свой блеск от 3, 4^m до 9, 3^mза 332^d; звезда c Лебедя меняет свой блеск от 2, 3^m до 14, 3^m (в 60000 раз! ) за 407^d.

Когда содержание водорода в ядре уменьшится до 1 %, термоядерные реакции приостановятся, равновесие между силами гравитации и лучевого давления нарушается. Ядро звезды резко сжимается до величины, при которой энерговыделение из-за сжатия не станет превышать потери энергии на теплопроводность и излучение нейтрино. Температура и давление вблизи центра звезды возрастают настолько, что в нем начнут протекать термоядерные реакции превращения гелия в углерод:

По мере " сгорания" гелия ядро продолжает сжиматься, температура и давление в ядре растут и спустя некоторое время вблизи центра звезды начнутся термоядерные реакции превращения углерода в кислород, кислорода - в неон и т. д.:

Табл. 15

Основные этапы ядерной эволюции звезд

Ядерное " топливо"	Продукты " горения"	Температура, К	Продолжительность (% от жизни звезды)
H	He	1–3× 10⁷	90 %
He	C, O	2× 10⁸	10 %
C	Ne, Na, Mg	10⁹	1 %
Ne	О, Mg	1, 3× 10⁹	до 1 % (~ 10⁴ лет)
O	от Si до Ca	1, 8× 10⁹	< 1 % (10²–10³ лет)
Si	от Se до Ni	3, 4× 10⁹	< < 1 % (10 лет)

В ходе этих последовательных термоядерных реакциях образуются тяжелые химические элементы; в недрах звезд с массой М > 8M¤ вплоть до ядра элементов группы железа, имеющих наибольшую энергию связи. Скорость протекания реакций все ускоряется: гелиевое ядро превращается в углеродное за миллионы лет; звезда с " железным" ядром существует несколько десятков лет. Строение такой звезды напоминает луковицу: в центре - ядро из элементов группы железа диаметром в десятки километров и массой 1, 25 - 2, 05 М¤, а вокруг него - концентрические оболочки из все более и более легких химических элементов вплоть до гелия и водорода. Высокая скорость вращения массивных звезд способна смешивать вещество внешних и глубинных слоев и оказывать влияние на ход термоядерных реакций. Конвективные процессы еще сильнее перемешивают вещество и выносят " новорожденные" атомы тяжелых элементов (вплоть до Na, Al, Si) из звездных глубин во внешнюю оболочку. В атмосферах сверхгигантов рождаются мельчайшие тугоплавкие пылинки (графита (С), карбида кремния (SiC) и т. д. ) размерами 0, 05-0, 25 мкм. Плотные пылевые оболочки поглощают видимое излучение звезд, уменьшают их блеск и изменяют спектр.

При каждом скачкообразном сжатии звездного ядра вокруг него распространяются все более мощные ударные волны, стремящиеся отбросить в окружающее пространство вещество внешних оболочек звезды.

Такие звезды наблюдаются с Земли как вспыхивающие (эруптивные) переменные звезды - Новые и новоподобные.

На поздней стадии эволюции многие массивные гиганты и сверхгиганты теряют свои внешние водородные оболочки. Их атмосферы интенсивно " испаряются" мощными клочковатыми потоками звездного ветра. Размеры отдельных облаков, уносящих со скоростью до 400 км/с до 10²⁴-10²⁸ кг вещества в год, составляют от 0, 1R¤ до 4, 0R¤! Потери вещества, уносимого звездным ветром, так велики, что за несколько десятков тысяч лет от звезд с начальной массой 35-85 М¤ могут остаться " огарки" с массой 12-15 М¤ и даже еще меньше, до 4 М¤!

Их обнаженные гелиевые ядра наблюдаются как звезды типа Вольфа-Райе. Средняя масса звезд Вольфа-Райе 17, 8-18, 5М¤ (от 1-2 М¤ до 20-44 М¤ ) при массе углеродно-кислородного ядра 7, 4-10, 3 М¤. Свыше 40 % звезд Вольфа-Райе являются компонентами тесных двойных систем, активно обменивающимися веществом со своими компонентами. Это изменяет дальнейший ход и конечный результат звездной эволюции, отсрочивает " смерть" звезды.

Далее излагается материал о двойных звездных системах. Нужно хотя бы вкратце ознакомить учеников с методами их изучения (соответствующий материал хорошо изложен в учебниках) и обратить внимание на то, что количественное увеличение взаимодействующих элементов системы – звезд, от одной до двух или трех, ведет к качественному изменению характеристик и свойств системы: усложнению характера эволюции каждого компонента и всей звездной системы в целом.

Двойные звезды

Важность изучения звездных систем определяется их распространенностью: 50-70 % звезд в Галактике являются двойными, и до 10 % - кратными. Для их исследования привлекаются знания по небесной механике, астрофизике и космогонии. Многие двойные системы наблюдаются как затменно-переменные или физически переменные звезды.

В двойных и кратных звездных системах компоненты вращаются вокруг общего центра масс системы. В зависимости от условий наблюдения звезды могут быть:

1) Визуально-двойные звезды, разделяемые в телескоп на отдельные компоненты, когда двойная звезда относительно близка к Земле, а ее компоненты относительно далеки друг от друга.

2) Спектрально-двойные звезды, когда при большом удалении до звезды или малом расстоянии между компонентами о двойственности системы судят по наложению спектров компонент друг на друга.

Наличие невидимого компонента (белого карлика, нейтронной звезды, черной дыры и т. д. ) выдают периодические изменения в характере движения звезды или такие же равномерные периодические смещения всех линий в ее спектре.

Часть двойных звезд наблюдается в качестве затменно-переменных звезд, изменяющих свой блеск на несколько звездных величин с периодом от 82 минут (NZ Стрелы) до 57 лет (ВМ Эридана) при условии, если звезды, образующие двойную систему, вращаются вокруг общего центра тяжести в плоскости, параллельной к лучу зрения земного наблюдателя.

В отличие от масс и некоторых других характеристик одиночных звезд, определяемых косвенными методами, массы компонент двойной системы рассчитываются на основе прямых наблюдений. Измеряя характеристики движения компонент относительно более далеких звезд, определяют относительные размеры и форму их орбит; сведения о параллаксе системы позволяет рассчитать их истинные характеристики. На основании III закона Кеплера, зная периоды обращения компонент и большие полуоси их орбит, можно выяснить их массы.

Эволюция звездных систем - тесных двойных и кратных звезд носит более сложный характер, нежели эволюция одиночных звезд. Вплоть до недавнего времени разработка моделей тесных двойных систем затруднялась недостаточным развитием ЭВМ

Потеря вещества звездами за счет излучения и " звездного ветра", движение звезд в магнитном поле уменьшает период их обращения вокруг центра масс. Звезды постепенно сближаются и все активнее взаимодействуют между собой. В результате они не только " нагревают" друг друга, но и могут обмениваться веществом, " истекающим" с одной звезды - " донора" и " перетекающим" и падающим (аккрецирующим) под действием сил тяготения на другую звезду - " аккретор" с образованием общих оболочек. В результате система теряет часть вещества, рассеивающегося в окружающем пространстве, изменяется масса компонент, характеристики их орбит, периоды вращения вокруг оси и общего центра масс. На отдельных этапах эволюции возникают объекты с необычным для одиночных звезд сочетаниями массы, радиуса и светимости, к переменности некоторых характеристик.

Рис. 57. Процесс обмена веществом в тесной двойной звездной системе

Наиболее часто встречаются системы, в которых одна из звезд, расширяясь, заполняет своим веществом пространство зоны Роша. Процесс переноса вещества происходит через окрестности внутренней точки Лагранжа. Формируется 3 потока вещества: первый образует аккреционный диск вокруг звезды-аккретора, на которую выпадает до 75% вещества; второй поток огибает эту звезду за диском; третий удаляется от звезд, рассеиваясь в пространстве, но большая часть его вещества остается в пределах звездной системы (рис. 57).

Потеря вещества тесной пары взаимодействующих звезд-карликов может привести к снижению давления и температуры их ядер до значений, критических для протекания термоядерных реакций и превращению компонент в коричневые карлики.

До недавних пор, по мнению многих ученых, знаменитая звезда h Киля в туманности NGC3372 считалась одиночной с массу около 200 М¤. Новые исследования показали, что h Киля представляет собой тесную двойную систему с массой компонент 30 М¤ и 70 М¤, вращающихся вокруг общего центра тяжести по сильно вытянутым орбитам, и прояснили сложный характер ее эволюции. Около 2000 лет назад сближение компонент совпало с расширением оболочки одной из звезд, превращающейся в красный гигант. Притяжение другой звезды сорвало эту оболочку и превратило ее в толстый диск (тор) массой 15 М¤ с радиусом 15 св. лет. В 1843 году в обнаженном ядре первой звезды произошел взрыв. Исторгнутое вещество смешалось с газовым тором, образовав красивую туманность в виде двух слепившихся гигантских симметричных пузырей.

В других классах взаимодействующих систем процессы обмена веществом определяются характеристиками звездного ветра и сильно зависят от его скорости: в " низкоскоростных" системах формируется устойчивый аккреционный диск; в " высокоскоростных" диск образуется лишь изредка.

12 3 Следующая ⇒