WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!


Pages:     || 2 | 3 |
HIGHLY EVOLVED CLOSE ТЕСНЫЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ BINARY STARS НА ПОЗДНИХ СТАДИЯХ A. M. CHEREPASHCHUK ЭВОЛЮЦИИ The progress in observa..

tion and theoretical inves‚ „‰‡‚ ‚ tigations of close binary... ‚‡ stars allows for better understanding of origin and evolution of such peculiar objects as Wolf– Доля двойных и кратных звезд в нашей Галактике составляет около 50%. В составе двойных систем Rayet stars, white dwarfs, встречаются любые комбинации звезд. Астрономы neutron stars, and black считают большой удачей, когда интересующий их holes. Close binary sysобъект входит в состав двойной системы, поскольку в этом случае оказывается возможным определить tems can be viewed as natважнейшие характеристики объекта: его массу, раural laboratories where the диус, температуру, светимость и т.п. Это можно сдеcomponents are moting лать, изучая движение и взаимодействие звезд – компонент двойной системы. Среди двойных звезд and interacting. Investigaвыделяют так называемые тесные двойные системы tion of these interactions (ТДС): системы из двух звезд, в которых на некотоallows astronomers to ром этапе эволюции происходит обмен веществом между компонентами. Наиболее яркие наблюдаstudy the main physical тельные проявления отмечаются у ТДС, находяcharacteristics of stars.

щихся на поздних стадиях эволюции, то есть на стадиях эволюции, следующих после завершения первичного обмена веществом между компонента„ ‚ ‡·‰‡ми. Вместе с тем именно характеристики поздних стадий эволюции ТДС являются наиболее сильным ‰‚‡fl критерием для проверки правильности наших представлений об эволюции звезд, поскольку поздние ‰‚ ‚‰ ‚ стадии эволюции связаны с образованием таких fl ‰ особенных (пекулярных) объектов, как белые кар‚ ‡ - лики, звезды Вольфа–Райе (WR), нейтронные звезды и черные дыры.

· ·‚, ‡ Достижения рентгеновской астрономии привели ‚‰ ‡–‡, к открытию новых типов ТДС, в частности рентге· ‡, новских двойных систем, состоящих из нормальной оптической звезды типа Солнца, которая является ‚‰ донором и поставляет вещество на соседний объект, ‰. ‰‚ и релятивистского объекта (нейтронная звезда, чер – ‚ ная дыра), находящегося в режиме непрерывающегося захвата (аккреции) вещества. Наблюдательные ‡·‡, ‚ проявления релятивистских объектов в ТДС (для ‰ ‰‚ которых существенны эффекты общей теории от‚‡‰‚ носительности А. Эйнштейна) были впервые теоретически описаны в работах Я.Б. Зельдовича и его. ‡fl ‚‡учеников в 1966 – 1972 годах. Предсказание мощнfl, ‡ го рентгеновского излучения от аккрецирующих „ ‰‚‡ нейтронных звезд и черных дыр (когда на них падает вещество) было сделано одновременно в 1964 го‚ ‡ду Я.Б. Зельдовичем и Е.Е. Салпитером (США).

‡ ‚‰.

Прорыв в понимании природы и эволюции релятивистских объектов в ТДС произошел после, ‹8, © ‡.., аб Рентгеновский пульсар Аккреционный диск Оптическая звезда Оптическое излучение Рентгеновское излучение Орбитальный период Рис. 1. а – Модель рентгеновской двойной системы с прецессирующим аккреционным диском вокруг релятивистского объекта; показаны разные фазы прецессии диска. б – Определяемые из наблюдений рентгеновские и оптические кривые блеска системы и кривые лучевых скоростей (1 – для оптической звезды, 2 – для рентгеновского пульсара). По этим кривым находят массы оптической и релятивистской звезд и параметры орбиты двойной системы.

открытия с борта специализированного американ- Схему эволюции звезд в массивной ТДС, изнаского спутника “Ухуру” в 1972 – 1976 годах сотен чально состоящей из двух звезд спектральных класкомпактных рентгеновских источников, которые, сов О–В, можно представить в следующем виде:

как оказалось, представляют собой в большинстве OB1+OB2 WR1+OB2 взрыв как сверхновой ' случаев рентгеновские двойные системы разных типов. звезды WR1+OB2 релятивистский объект (C)+ ' +OB2 C+WR2 (или одиночный объект Лан' В данной обзорной статье мы рассмотрим совредау–Торна–Житков) взрыв звезды WR2 как менные представления об эволюции ТДС на поздсверхновой два релятивистских объекта.

них стадиях эволюции.

На начальной стадии система состоит из двух массивных горячих О–В звезд главной последова тельности и однородного химического состава.

Пусть масса более массивной звезды OB1 не сильно Рассмотрим современный сценарий эволюции превосходит массу менее массивной OB2. Время массивных ТДС (суммарная масса M1 + M2 > 30MC, ядерной эволюции звезды на стадии выгорания воMC – масса Солнца), развитый в 1967 – 1983 годах дорода в ядре для звезды с массой 30MC составляет в работах поляка Б. Пачинского, живущего сейчас 3 106 лет. Более массивная звезда OB1 эволюционив США, немцев Р. Киппенхана и А. Вайгерта, рус- рует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заских А.В. Тутукова и Л.Р. Юнгельсона, голландца полняет свою полость Роша (см. словарь терминов Э. Ван ден Хейвела, русских В.Г. Корнилова и в конце статьи). Будем считать, что это заполнение В.М. Липунова. произошло на стадии, когда у звезды OB1 имеется.. Лучевая скорость, отн. ед.

Интенсивность излучения, отн. ед.

При условии M1 + M2 = const эта функция имеет миЛ OB1 OBнимум, когда M1 = M2. Поэтому при перетекании M1 Mвещества от более массивной звезды OB1 к менее массивной OB2 расстояние между компонентами а уменьшается, что, в свою очередь, усиливает обмен масс. Подчеркнем, что в случае массивной ТДС первой заполняет свою полость Роша и начинает перетекать на вторую звезду всегда более массивная WRкомпонента. Поэтому в массивных ТДС расстояние а между компонентами системы всегда уменьшается в начале первичного обмена масс, что делает обмен масс самоподдерживающимся и неизбежным. После завершения первичного обмена масс масса первонаC чально менее массивной звезды OB2 увеличивается SSпочти втрое (поэтому далее эта звезда обозначается как OB2), и в системе реализуется так называемый ' процесс перемены ролей компонент, когда первона5(a) чально более массивная звезда становится менее массивной компонентой двойной системы.



Все ТДС после первичного обмена масс, содерОбъект 5(б) жащие сильно проэволюционировавшие объекты Ландау–Торна– (белые карлики, звезды WR, нейтронные звезды, Житков черные дыры), принято называть ТДС на поздних WRC стадиях эволюции.

5(в) Cyg X-Рассмотрим основные наблюдательные проявления всех последующих стадий эволюции ТДС.

5(г) Ограничимся случаем массивных ТДС, которые в C C теоретическом плане изучены лучше всего.

Рис. 2. Сценарий эволюции массивной тесной двойной системы. 1 – Разделенная ТДС из двух – (WR) массивных горячих ОВ звезд (М1 > М2); указаны критические полости Роша каждой из компонент и внутренняя точка Лагранжа Л (в области их соприПосле завершения первичного обмена масс в косновения). 2 – Первичный обмен масс в системе массивной ТДС на месте первоначально более масчерез внутреннюю точку Лагранжа. 3 – Система сивной звезды OB1 образуется гелиевый остаток, WR1+ OB'. 4 – стадия двойной системы С+ OB', 2 масса которого существенно меньше массы второй содержащей релятивистский объект (С), но без аккреции и мощного рентгеновского излучения. компоненты OB2.

' 5(a) – Рентгеновская двойная система с аккрециКак показывают расчеты, масса гелиевых остатонным диском вокруг релятивистского объекта;

ков MR (с небольшими водородными оболочками) 5(б) – Эволюция с общей оболочкой, приводящая либо к формированию объекта Ландау–Торна– удовлетворительно описывается соотношением Житков, либо 5(в) к двойной системе C+WR2 типа Cyg X-3. Стадия 5(а) может привести также к форMR M1 1,------- 0,1 -------.

- мированию объекта типа SS433 со сверхкритичес- (2) MC MC ким аккреционным диском вокруг релятивистского объекта, но без общей оболочки. 5(г) – Стадия Образовавшаяся на месте звезды OB1 гелиевая двух релятивистских объектов.

звезда с тонкой водородной оболочкой имеет эффективную температуру, достигающую 105 К. Длительинертное гелиевое ядро, где ядерные реакции еще не идут, а водород выгорает в слоевом источнике.

ность этой стадии эволюции 3 105 лет. Гелиевые осЗвезда OB1 теряет вещество через внутреннюю точ- татки с тонкими водородными оболочками обычно ку Лагранжа. Это вещество перетекает на звезду OBрассматриваются как модели звезд WR. В настоящее и присоединяется к ней. Процесс первоначального время известно 170 звезд WR в нашей Галактике и обмена масс является самоподдерживающимся и примерно столько же в других ближайших галактиочень быстрым (соответствующая шкала времени ках. Их характерная особенность – наличие мощтепловая, а не ядерная), в частности, ввиду того, что ных и широких линий излучения, которые формирасстояние а между компонентами двойной систе- руются в протяженной атмосфере, расширяющейся мы в консервативном случае меняется по закону со скоростями в тысячи километров в секунду, повидимому, под действием давления излучения (эта const атмосфера также называется звездным ветром). Окоa = --------------. (1) M2M2 ло половины известных звезд WR ярче 10 звездной 1, ‹8, ние формируется в ударной волне, образованной в результате столкновения звездных ветров WR и ОВ CQ Cep компонент. Эффекты столкновения звездных вет32MC 64MC ров компонент в массивных ТДС приводят к неконV444 Cyg сервативности процесса обмена веществом между компонентами, что должно учитываться теорией CV Ser эволюции ТДС.

10MC CX Cep 32MC WRЭволюция гелиевой звезды зависит от массы об16MC разующегося у нее углеродно-кислородного ядра.

Для достаточно массивных первичных звезд ОВ с 3,9MC 10MC массой более 12MC масса СО-ядра превышает верхний предел для соответствующих белых карликов (1,4MC), и такие ОВ-звезды в двойных системах мо2,1MC гут породить нейтронные звезды или черные дыры.

После истощения гелия в ядре звезды WR последовательно и во все ускоряющемся темпе выгорают углерод, кислород, неон и кремний с последующим 5,0 4,6 4,образованием железного ядра, коллапс которого Логарифм эффективной температуры приводит к образованию релятивистского объекта, сопровождаемого, по всей вероятности, взрывом Рис. 3. Положение четырех звезд Вольфа–Райе, сверхновой. Поскольку масса взрывающейся звезявляющихся компонентами затменных двойных ды велика, это должна быть сверхновая II типа (по систем, на диаграмме Герцшпрунга–Рессела классификации И.С. Шкловского) с той лишь разспектр–светимость (по результатам нашей инницей, что из-за отсутствия протяженной водотерпретации кривых блеска этих систем). Для примера показан один из эволюционных треков родной оболочки (характерной для массивных звезды ОВ в массивной ТДС (по А.В. Тутукову и сверхгигантов, но не для звезд WR) коэффициент Л.Р.Юнгельсону), обусловленный первичным обпереработки энергии взрыва в излучение очень мал меном масс.

(порядка 0,001, согласно оценкам Имшенника и Надежина).

величины обнаружены как компоненты WR1 + OB' В последнее время выявлен новый класс сверхсистем. Орбитальные периоды этих систем p лежат новых, возникновение которых связывают со взрыв пределах от 1,6 до 2900 дней. Эксцентриситеты орвами звезд WR. В частности, аномально слабая бит e 0 для p < 14 суток и e = 0,3 – 0,8 для p > 70 сверхновая, сопровождавшая образование остатка сверхновой Кассиопея А, могла быть вызвана взрыMWR дней. Отношение масс компонент q = ----------- лежит в вом звезды WR.

MOB пределах 0,17 – 2,78.





“” Модель звезды WR как обнаженного гелиевого ядра первоначально массивной ОВ звезды подРассмотрим теперь эволюцию второй звезды – тверждается нашими определениями радиусов и OB2. После первичного обмена масс в двойной системператур звезд WR из анализа кривых затмений теме звезда OB2 захватила (аккрецировала) вещестдвойных затменных WR+ОВ систем. Особенно во звезды OB1 (ее водородную оболочку, то есть босильное подтверждение модели звезды WR как гелее 60% массы звезды OB1) и масса звезды OBлиевого остатка было получено недавно в связи с возросла, но она остается звездой главной последооткрытием Ван Керквиком с соавторами звезды WR вательности нормального химического состава с в составе сильно проэволюционировавшей рентгехарактерным временем ядерной эволюции около новской двойной системы Cyg X-3, содержащей 106 лет. После взрыва звезды WR1 и образования ренейтронную звезду или черную дыру.

лятивистского объекта формируется система Сильное рентгеновское излучение двойных сис- C+OB2 с релятивистским объектом. При этом ' тем WR1+OB2 было предсказано в 1967 – 1976 годах двойная система не распадается под действием ' в работах автора статьи и в работах О.Ф. Прилуцкого взрыва сверхновой, поскольку взрывается менее и В.В. Усова. Наблюдения с борта внеатмосферной массивная звезда WR1, а удар оболочки сверхновой американской обсерватории “Эйнштейн” подтвер- о звезду OB2 не приводит к распаду системы. Ско' дили наше предсказание: было обнаружено значи- рость центра масс системы после взрыва сверхнотельное (порядка 1033 – 1034 эрг/с) рентгеновское вой может превышать 100 км/с, и за время жизни излучение от WR+ОВ двойных систем. Это излуче- звезды OB2 двойная система может удалиться от '.. Логарифм отношения светимости звезд к светимости Солнца звезд гелиевых Главная последовательность Последовательность однородных плоскости Галактики на расстояние до нескольких свидетельствуют о произошедших в них взрывах сотен парсек. сверхновых, а наличие активных испускающих (эжектирующих) радиоволны и частицы, но не акПосле взрыва сверхновой и образования на мескрецирующих вещество радиопульсаров позволяет те звезды WR1 релятивистского объекта последний со всей определенностью отнести эти двойные сисне является мощным источником рентгеновского темы к классу “нерентгеновских” двойных систем, излучения, и в этом смысле он “невидим”. Это свяописанному выше.

зано с тем обстоятельством, что звезда OB2 является ' звездой главной последовательности и далека от за полнения своей полости Роша, а захват вещества из звездного ветра этой звезды на релятивистский объПо прошествии порядка миллиона лет после ект, по-видимому, недостаточен для образования взрыва звезды WR1 как сверхновой звезда OB2 уве' мощного рентгеновского источника. Заметим, одналичит свой радиус, приблизит свою поверхность к ко, что если OB2 звезда быстро вращается, в области ' границам полости Роша. Стимулированный приэкватора этой звезды образуется мощный звездный ливными гравитационными силами звездный ветер, ветер, стимулированный вращением. Это может особенно интенсивно истекающий через внутренобеспечивать достаточно интенсивный темп аккренюю точку Лагранжа, приведет к формированию воции вещества из экваториального звездного ветра круг релятивистского объекта аккреционного дисна релятивистский объект и формирование мощнока. В системе возникает мощный рентгеновский го рентгеновского источника даже в том случае, есисточник со светимостью порядка 1036 – 1038 эрг/с.

ли звезда OB2 далека от заполнения своей полости ' Многие десятки таких рентгеновских двойных сисРоша. Такая ситуация наблюдается у рентгеновских тем с массивными ОВ компонентами открыты в Гадвойных систем умеренных масс с оптическими лактике, а также в Большом и Малом Магелланокомпонентами (то есть наблюдаемыми в оптическом вом облаках (ближайших к нам галактиках).

диапазоне длин волн) – звездами Ве. Активность моРентгеновские двойные системы с ОВ сверхгиганлодой нейтронной звезды (быстрое вращение с сильтами состоят из оптической ОВ звезды, близкой к ным магнитным полем, выброс ею релятивистских заполнению своей полости Роша, и релятивистскочастиц и т.п.) может также препятствовать аккреции го объекта, находящегося в режиме аккреции вещевещества звезды OB2. Таких массивных ТДС с неви' ства, поставляемого ОВ звездой. Большинство тадимыми релятивистскими объектами может сущестких систем было открыто в 70-х годах с помощью вовать несколько тысяч в нашей Галактике. Отличиспециализированных американских спутников тельные особенности таких систем – большие “Ухуру” и “Эйнштейн”. Отождествление этих рентпространственные скорости (до сотен км/с) и знагеновских источников с оптическими звездами, акчительные (до 1 килопарсека) высоты z над галактитивно проводившееся рядом групп, в том числе в ческой плоскостью, которые двойные системы приГосударственном астрономическом институте им.

обретают в результате произошедших в них взрывов П.К. Штернберга (ГАИШ) МГУ, позволило детальсверхновых.

но исследовать основные характеристики рентгеВ Галактике наблюдается значительное число новских двойных систем и определить массы нейтаких “убегающих” ОВ звезд с большими простран- тронных звезд и черных дыр.

ственными скоростями. По современным представ Известно более десятка массивных рентгеновлениям, по крайней мере некоторые из них могут ских двойных с ОВ сверхгигантами, близкими к быть ТДС, содержащими релятивистские спутники заполнению своих полостей Роша. Рентгеновское в неактивной, нерентгеновской стадии. В таких сиизлучение от таких систем квазистационарно.

стемах релятивистские спутники могут быть обнаОрбитальные периоды сравнительно короткие:

Pages:     || 2 | 3 |










© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.