Тесные пары: второй обмен массами

Прежде чем продолжить рассказ, мы вынуждены чуть отступить в сторону и узнать кое-что новое о нейтронных звездах. Нейтронные звезды обладают быстрым вращением, а их сильное магнитное поле создает явление, при котором в двух противоположных направлениях, совпадающих с осью магнитного поля, звезда активно излучает в радиодиапазоне. Так как в большинстве случаев ось магнитного поля не совпадает с осью вращения звезды, это вращение приводит к тому, что радиолуч описывает в пространстве конус и может периодически проходить через Землю, как бы задевая ее. Так мы получаем пульсирующий радиоисточник, называемый радиопульсаром. В некоторых случаях, пульсаром может стать и белый карлик.

Рисунок двойной звезды

Рисунок двойной звезды

В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Посмотрите на рисунок. Справа — звезда больших размеров, отток частиц с поверхности которой (звездный ветер) весьма высок. Слева — релятивистская звезда (нейтронная или черная дыра). Белым цветом указаны ось ее вращения и его направление (в данном случае — условное). Зеленоватыми дугами на рисунке обозначены линии магнитного поля звезды, которые задерживают частицы звездного ветра. Эти частицы могут двигаться только вдоль линий поля. Следовательно, они попадают на поверхность звезды вблизи магнитных полюсов. Приобретая по пути к полюсам очень высокую энергию, заимствуя ее у магнитного поля звезды, частицы вызывают сильное рентгеновское излучение. Рентгеновский пульсар — единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений.

На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это — уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает «возвращать» забранное при первом обмене.

Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление «новой» звезды.

Другой исход в системе с белым карликом — вспышка сверхновой. Следствием перетекания вещества со второй звезды может стать достижение белым карликом предельной массы в 1,4 солнечной. Если это уже железный белый карлик, то он не в силах будет удержать гравитационное сжатие и взорвется. Вспышки сверхновых в двойных системах очень похожи по яркости и развитию друг на друга, так как всегда взрываются звезды одной и той же массой — 1,4 солнечной. Напомним, что в одиночных звездах этой критической массы достигает центральное железное ядро, а наружные слои могут иметь разную массу. В двойных системах, как ясно из нашего повествования, эти слои почти отсутствуют. Именно поэтому подобные вспышки имеют одинаковую светимость. Замечая их в далеких галактиках, мы можем высчитывать расстояния гораздо большие, чем можно определить, используя звездный параллакс или цефеиды.

Потеря значительной части массы всей системы в результате взрыва сверхновой может привести к распаду двойной. Сила гравитационного притяжения между компонентами сильно уменьшается, и они по инерции своего движения могут разлететься.

Процессы, проистекающие в двойных очень непросты и в сильнейшей степени зависят как от общей массы двойной, так и от соотношения между массами ее членов. Изучение двойных звезд — одна из отраслей астрономии, находящаяся на острие развития всей физики. Объяснение свойств нейтронных звезд и черных дыр (а ведь только в двойных системах эти звезды себя обнаруживают!) еще требуют огромных теоретических и наблюдательных исследований.

Тесные пары: первый обмен массами НАСА назначило запуск ракеты Ares I-X на 27 октября

2 комментариев(я)

  1. dedd
    #1

    Даже и не знал о существовании таких звезд. Если при сближении звезд перетекает масса из одной в другую то получается что через некоторое время одна звезда перетечет во вторую и образуется черная дыра так или не так я понял. Если не прав поясните

  2. Андрей
    #2

    Замечательная статья, но очень хочется добавить от себя про такой класс двойных звезд, как астрометрическо-двойные звезды.

    Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36``. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.

Оставить комментарий





Перед отправкой формы:

Облако меток


Rambler's Top100