Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

• Название: Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд
• Автор: Рудольф Киппенхан
• Издательство: Мир
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 1990
• ISBN: 5-03-001195-1 (русск) 3-492-10343-X (нем)

Книга астронома из ФРГ посвящена изложению современных взглядов на свойства, строение, происхождение и эволюцию звезд. Не применяя математики и сложной терминологии, автор просто и наглядно объясняет все основные результаты теории звезд, начиная с ее классических разделов и кончая самыми современными данными о пульсарах, рентгеновских звездах и черных дырах.

---

Обратимся, например, к Сириусу. Мы уже знаем, что он образует двойную систему со своим спутником, белым карликом с массой 0,98 солнечной. Расчеты на ЭВМ показывают, что звезда с массой меньше солнечной может превратиться в белый карлик не раньше, чем через 10 миллиардов лет после своего возникновения. Поэтому спутник Сириуса должен в любом случае быть намного старше нашего Солнца. Главная же звезда системы имеет массу в 2,3 солнечных, и поэтому должна развиваться гораздо быстрее.

Однако она обладает всеми признаками молодой звезды, существующей за счет термоядерного горения водорода. Получается, что и в этой системе более массивная компонента еще не израсходовала свой водород, а менее массивная, напротив, уже вошла в стадию угасания.

Сириус не является патологическим исключением существует много двойных звезд, в которых менее массивный белый карлик соседствует с более массивной «молодой» звездой.

Двойные звезды в компьютере

Собственно говоря, в основных положениях теории звездной эволюции сомневаться не следовало. В конце концов результаты теории очень хорошо согласовались с наблюдениями звездных скоплений. Почему же с эволюцией звезды начинается такая неразбериха, когда она находится в двойной системе, а не в звездном скоплении, где звезды удалены друг от друга на значительные расстояния? Дело тут может быть только во взаимном влиянии звезд друг на друга.

Основной эффект состоит не в деформации, которую испытывают подобные близко расположенные звезды: отклонение формы звезды от сферической затрагивает только ближайшие к поверхности слои, которые не играют практически никакой роли в эволюции. Главное здесь в том, что звезда не может быть сколь угодно большой.

Представим себе, что звезда по известным причинам расширяется, и происходит это до тех пор, пока она не достигнет своего максимально допустимого объема — объема своей полости Роша. При дальнейшем расширении звезды часть ее внешней оболочки попадет в полость Роша ее спутника. Отсюда вещество расширяющейся звезды должно падать на спутник. Вот в этом и состоит особенность эволюции тесно расположенных двойных звезд: масса звезды может претерпевать со временем резкие изменения. Ведь каждая звезда начинает расширяться, когда в ее центре запасы водорода истощаются в результате ядерных реакций с выделением энергии.

В двойной системе, где вначале, как на рис. 9.2, а, компоненты полностью разделены, более массивная компонента первой расходует свой водород и готова уже превратиться в красный гигант. Однако довольно скоро она, расширяясь, заполняет свою полость Роша, по мере дальнейшего расширения ее масса переходит к звезде-спутнику. Но что происходит дальше, сразу сказать трудно.

И вновь на помощь приходит компьютер. По существу дальнейшее мало чем отличается от эволюции одиночной звезды. Нужно только вразумительно растолковать компьютеру, что в распоряжении расширяющейся звезды имеется лишь ограниченный объем. Компьютер должен рассчитать величину этого объема на каждый момент эволюции звезды и сравнить его с объемом самой звезды. Если объем звезды окажется больше ее полости Роша, то избыточную массу следует отнять и рассчитать модель для звезды с соответственно меньшей массой. Избыток же массы переходит к другой звезде. Перенос массы от одной звезды к другой приводит к изменению сил притяжения каждой из них, а также скорости вращения и, следовательно, центробежной силы. Поэтому компьютер должен всякий раз вновь рассчитывать объемы полостей Роша и определять, находятся ли звезды после передачи массы внутри своих полостей Роша или же происходит дальнейший унос вещества с одной из звезд на другую. Таким образом, на вычислительной машине удается моделировать эволюцию звезд, обменивающихся массой, и мы получаем в распоряжение аппарат, позволяющий исследовать развитие двойных звездных систем на различных примерах.

Первое решение «парадокса Алголя» предложил Дональд Мортон в своей диссертации, которую он подготовил в начале 1960 года в Принстоне у М. Шварцшильда. К 1965 году на компьютере научились моделировать и более сложные этапы звездной эволюции, и мы с Альфредом Вайгертом в Гёттингене занялись этой задачей. Нам удалось рассчитать несколько вариантов эволюции двойных систем. Приведем здесь лишь два примера.

История первой звездной пары: возникновение полуразделенной системы

Этот расчет был первым из произведенных нами. Исходными послужили две звезды с массой в 9 и 5 солнечных, обращающиеся одна относительно другой с периодом 1,5 суток на расстоянии 13,2 солнечных радиуса. Поначалу эволюционирует более массивная компонента; скорость эволюции менее массивной компоненты сравнительно мала. По мере того, как звезда с массой в 9 солнечных масс расходует все большую и большую долю своего водорода, ее внешняя оболочка медленно расширяется. Через 12,5 миллионов лет количество водорода в центре звезды уменьшается примерно наполовину, и к этому времени звезда расширяется настолько, что подходит к границам своей полости Роша. На диаграмме Г-Р (рис. 9.4) ее теперешнее состояние изображается точкой а. Дальнейшее расширение звезды становится невозможным: ее вещество должно переходить к спутнику.

Рис. 9.4. Эволюция тесной двойной системы с компонентами в 5 и 9 солнечных масс. У более массивной компоненты истощение запасов водорода начинается раньше. Она могла бы стать красным сверхгигантом (красная пунктирная линия). Однако уже в точке а она полностью заполняет свою полость Роша, и в результате быстрой передачи массы своему спутнику переходит в точку b (красная штриховая линия), а менее массивная компонента перемещается по главной последовательности вверх (черная штриховая стрелка). Звезда, которая была более массивной, а теперь стала менее массивной компонентой, дожигает в своей центральной области остатки водорода и переходит из точки b в точку с, где ее масса равна теперь всего трем солнечным, в то время как масса ее спутницы равна 11 солнечным (цифрами на диаграмме обозначены массы компонент в массах Солнца).

Расчет показывает, что передачи малой доли вещества недостаточно, чтобы остановить увеличение объема звезды. Дальнейшая эволюция происходит катастрофически: за 60 000 лет звезда отдает своему спутнику 5,3 солнечных массы из своих 9, и масса спутника становится равной 5 + 5,3 — 10,3 солнечных массы. Звезда-спутник накопила такое количество звездного вещества, что ее масса стала существенно больше. За время, очень малое по звездным масштабам, более массивная и менее массивная компоненты двойной поменялись ролями. «Ограбленная» звезда находится теперь на диаграмме Г-Р в точке b. Ранее, когда она еще была более массивной компонентой двойной, она израсходовала значительную часть своего водорода и теперь является «старой» звездой. Поэтому она стоит справа от главной последовательности. Для нее наступает период медленной эволюции, во время которого она сжигает в центре остатки своего водорода. При этом она постепенно расширяется и в течение следующих десяти миллионов лет понемногу отдает массу своей звезде-спутнику.

Компонента, которая имеет теперь большую массу, начинает понемногу стариться. Но еще многие миллионы лет она не покинет главную последовательность. В этот период двойная система обладает всеми признаками, характерными для системы Алголя: более массивная компонента еще не состарилась и находится на главной последовательности, а менее массивная уже ушла с главной последовательности и полностью заполняет свою полость Роша!

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.)