Причина того, что в Млечном Пути мы наблюдаем только такие двойные, в которых быстрый обмен массой либо еще не произошел (разделенные системы), либо уже завершился (полуразделенные системы), состоит в следующем: время, в течение которого происходит обмен веществом, в 200 раз короче периодов спокойной эволюции до и после обмена. Соответственно и шансов застать систему «с поличным» в момент обмена в 200 раз меньше. В принципе Дональд Мортон дал верное описание пятью годами раньше в своей диссертации.
История второй звездной пары: возникновение белого карлика
При проведении этого расчета в нашу группу вошел также Клаус Коль, впоследствии перешедший работать в компьютерную промышленность. Расчет делался для не слишком массивных звезд с массой в 1 и 2 солнечных, удаленных друг от друга на расстояние 6,6 солнечного радиуса. Результаты показаны на диаграмме Г-Р на рис. 9.5 и в масштабе на рис. 9.6.
Рис. 9.5. Возникновение белого карлика. Более массивная компонента (две солнечных массы) движется из точки а, менее массивная (одна солнечная масса) — из точки а на главной последовательности. Более массивная компонента развивается быстрее и первой заполняет свою полость Роша (точка b). Отдавая массу своей спутнице, она по штриховой красной кривой переходит в точку d, где передача массы заканчивается. Звезда, у которой осталось всего 0,26 массы Солнца, переходит в точку е и становится белым карликом. Ее спутница переходит по главной последовательности вверх в точку d. (См. также рис. 9.6.)
Рис. 9.6. Наглядное изображение эволюции звезд, показанной на диаграмме Г-Р на рис. 9.5. Буквы соответствуют точкам на диаграмме рис. 9.5. Полость Роша для каждой из звезд указана черной штриховой линией. Видно, что в результате массообмена расстояние между звездами может заметно измениться; соответственно изменяется и объем полости Роша. Вертикальная линия на рисунке соответствует оси вращения двойной системы. В результате эволюции вместо двух звезд главной последовательности (вверху) получаются (внизу) одна звезда главной последовательности (справа) и крошечный белый карлик (слева).
Здесь опять более массивная компонента поначалу эволюционирует быстрее и ее радиус непрерывно растет. Расстояние между звездами выбрано, однако, таким, что звезда достигает границ своей полости Роша лишь тогда, когда водород в ее центре уже полностью превратится в гелий. Этот критический момент наступает для звезды через 570 миллионов лет. Как и в предыдущем случае, начинается быстрый (за 5 миллионов лет) перенос массы, и звезда отдает примерно одну солнечную массу своей звезде-спутнику, а затем происходит все более и более медленная передача вещества, так что в результате через 120 миллионов лет от двух солнечных масс у звезды остается лишь 0,26 солнечной массы. Звезда теряет почти полностью свою богатую водородом оболочку, и у нее остается лишь гелий, который образовался в ее глубинах в результате сгорания водорода в термоядерной реакции. Теперь эта звезда с массой 0,26 солнечной состоит внутри из гелия, а снаружи ее окружает разреженная водородная оболочка большого радиуса. К концу обмена веществом звезда превращается в красный гигант. Компьютерная модель позволяет заглянуть внутрь этой гигантской звезды, чего нельзя сделать непосредственно. Почти вся сфера в 10 солнечных радиусов заполнена разреженным газом водородной оболочки; 99 % массы звезды составляет гелий, сосредоточенный в малом центральном ядре, которое по диаметру в 20 раз меньше Солнца. Внутри красного гиганта находится белый карлик! Но пока что наша звезда имеет протяженную оболочку. По окончании обмена веществом звезда теряет способность расширяться, и оболочка «схлопывается» на центральное маленькое гелиевое ядро. Радиус звезды резко уменьшается, и теперь она и снаружи выглядит как белый карлик. На диаграмме Г-Р звезда смещается в левую нижнюю часть, туда, где находятся белые карлики.
Что же происходит тем временем со звездой-спутником? Она приобретает от изначально более массивной компоненты 2–0,26 = 1,74 солнечной массы. Таким образом, главная звезда и спутник меняются ролями. Но звезда, которая теперь стала более массивной (2,74 солнечной массы), еще не успела после получения дополнительной массы претерпеть значительную эволюцию, в то время как другая звезда уже превратилась в белый карлик. Итак, полученное решение доказывает, что в двойной звездной системе могут сосуществовать белый карлик и более массивная молодая главная звезда, что наблюдается, например, в системе Сириуса.
Кажущиеся парадоксы и затруднения разрешились. Данные, полученные в результате наблюдения двойных звезд, еще раз показывают, что основные представления теории звездной эволюции в целом верны.
В небе наблюдается много разделенных двойных систем, у которых массы компонент и расстояния между ними таковы, что в будущем, когда более массивная компонента израсходует свой водород, произойдет обмен массой по приведенному выше сценарию, и в конечном счете будет рожден белый карлик.
Нельзя сказать с уверенностью, что описанная история звездной пары, завершившаяся образованием белого карлика, действительно описывает эволюцию системы Сириуса. Некоторые особенности этой звездной пары дают основания для сомнений. Мы, однако, уже видели, что одиночная звезда может избавиться от своей оболочки благодаря звездному ветру или за счет образования планетарной туманности и превратится в белый карлик. Возможно, в системе Сириуса и не происходил обмен веществом, а более массивная изначально компонента совершенно самостоятельно сбросила свою оболочку. При этом основная доля массы ушла в межзвездное пространство и лишь малая часть досталась звезде-спутнику. Но и тогда парадокс разрешается, так как ранее эта звезда эволюционировала быстрее своего спутника благодаря тому, что ее масса была больше. Во всяком случае, нынешняя менее массивная компонента была прежде более массивной.
Обмен массой между компонентами двойной звездной системы играет важную роль и в феномене новых звезд. С древних времен известны эти яркие вспышки звезд, однако лишь после 1945 г. стало ясно, что все новые являются, по-видимому, двойными звездами.
Новая в созвездии Лебедя 29 августа 1975 года
Тот, кому случилось посмотреть на небо вечером в пятницу 29 августа 1975 года, должен был заметить-во всяком случае, если ему были знакомы очертания основных созвездий, — что в созвездии Лебедя что-то не так. Здесь появилась звезда, которой раньше не было. В странах к востоку от нас это заметили раньше, так как там раньше наступили сумерки и на небе раньше показались звезды. Когда же и к нам пришла ночь, многие увидели высоко в небе новую звезду (рис. 9.7). Астрономы-любители навели на нее свои телескопы, и профессионалы поспешили под куполы обсерваторий. Неужели произошло событие, которого ожидали со времен Кеплера, и нам посчастливилось наблюдать вспышку Сверхновой в нашем Млечном Пути? Стали ли мы свидетелями возникновения нейтронной звезды, подобной Сверхновой в Крабовидной туманности?
Рис. 9.7. Вспышка Новой в созвездии Лебедя 29 августа 1975 года. Точки соответствуют отдельным измерениям блеска.
Сегодня звезда в созвездии Лебедя представляет собой неприметный слабый объект, который можно увидеть только в телескоп. Это была не та заветная звезда, появления которой ждали так долго: звезда в созвездии Лебедя была не сверхновой, а всего лишь новой.
То, что наряду со взрывами сверхновых случаются также и малые, безобидные вспышки, было замечено, по всей видимости, впервые в 1909 г., когда в Туманности Андромеды вспыхнули две звезды. Эти вспышки были, однако, в тысячу раз слабее, чем взрыв Сверхновой, который наблюдал за четверть века до этого в той же галактике Гартвиг. Сегодня мы знаем, что выделение энергии при этом соответствовало вспышкам других звезд, наблюдавшимся и в нашем Млечном Пути. Особенно красивое явление можно было наблюдать в 1901 г. в созвездии Персея в Млечном Пути.
Новые, как называют эти вновь вспыхивающие звезды, не имеют ничего общего с феноменом сверхновых. Они существенно слабее и возникают существенно чаще. В одной только галактике, которую мы называем Туманностью Андромеды, ежегодно отмечают 20–30 вспышек новых. Пользуясь старыми фотографическими снимками, можно увидеть, что в том месте, где отмечена новая, обязательно находилась звезда. Через несколько лет после вспышки звезда вновь приобрела свои прежние характеристики. Таким образом, происходит резкое увеличение яркости звезды, после чего все идет по-прежнему.
Нередко впоследствии по соседству с новой замечают небольшую туманность, которая разлетается с большой скоростью, очевидно, в результате взрыва. Однако в отличие от туманностей, образующихся после взрывов сверхновых, это облачко обладает очень малой массой. Звезда не взрывается, а лишь выбрасывает часть своего вещества, по-видимому, не более тысячной доли своей массы.
