Тесная двойная система

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA.

Тесные двойные системы — разновидность двойных систем, в которых на тех или иных этапах своей эволюции входящие в неё компоненты могут обмениваться массой. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд. Поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и т. д. Обмен веществом вносит существенные коррективы в ход звездной эволюции, поэтому компоненты тесных двойных систем эволюционируют совсем не так, как обычные звёзды. Особенно интересны системы, в которых один из компонентов находится на завершающей стадии эволюции.

Эволюция тесных двойных систем[править | править вики-текст]

Формирование сверхновых типа Ia

В жизни каждой звезды существует этап, когда её размеры многократно увеличиваются — она становится гигантом или сверхгигантом. При этом внешние слои такой звезды могут попадать в сферу гравитационного влияния звезды-компаньона и перетекать на него. Про такую звезду говорят, что она заполняет свою полость Роша. В результате обмена массами масса звезды-донора уменьшается и поэтому изменяется её спектральный класс и ход эволюции в моменты, когда обмен веществом уже завершился.

Эволюция тесных двойных систем зависит от первоначальных масс компонентов и расстояния между ними. На иллюстрации в качестве примера приведен ход эволюции системы, в которой вспыхнет сверхновая типа Ia. Можно выделить несколько этапов:

  1. Первоначально есть две звезды главной последовательности с массами менее 10 Msun. Компонент «B» чуть массивнее компонента «A».
  2. Компонент «B» эволюционирует быстрее и, естественно, раньше становится красным гигантом.
  3. Компонент «B» заполняет свою полость Роша. Начинается аккреция материи на компонент «A».
  4. Звезда «B» потеряла часть массы, а звезда «A» приобрела, повысив свою температуру и ускорив свою эволюцию.
  5. Звезда «B» стала белым карликом. Компонент «A» пока остаётся на главной последовательности.
  6. Компонент «A» становится красным гигантом, начинается аккреция на белый карлик. Такая система может проявляться как карликовая новая, поляр или какой-либо другой тип катаклизмических переменных
  7. Белый карлик набирает массу, приближаясь к чандрасекаровскому пределу.
  8. Происходит коллапс белого карлика и взрыв сверхновой.
  9. Компонент «B» полностью разрушился в результате взрыва сверхновой.

Точный ход эволюции тесных двойных систем зависит от многих параметров и требует знания внутренней структуры звезд, составляющих такие системы, и происходящих в них процессов. Поэтому все возможные сценарии и их вариации, возможно, до конца ещё не изучены.

Классы звёзд, являющихся тесными двойными системами[править | править вики-текст]

Системы, в которых одна из звёзд завершила свою эволюцию, став компактным объектом, представляют огромный интерес. Ввиду большой плотности компактных объектов они создают гравитационные поля с колоссальной плотностью энергии. Во время аккреции газа эта энергия высвобождается и испускается вместе с излучением. Такие системы обычно являются источниками жесткого излучения и имеют светимость, в миллионы раз превосходящую светимость Солнца.

С белыми карликами:

C нейтронными звездами:

C нейтронными звёздами или чёрными дырами:

См. также[править | править вики-текст]

Литература[править | править вики-текст]

  • Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино, 2006. — 496 с.
  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — Издательство УРСС, 2004.
  • Липунов В. М. В мире двойных звезд. — М.: Наука, 1986. — 208 с.

Ссылки[править | править вики-текст]