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

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.

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.

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.