МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ РОСІЇ
Бірськ державний педагогічний університет
ФІЗИКО - МАТЕМАТИЧНИЙ ФАКУЛЬТЕТ
Кафедра МПФ і ТСО
ДИПЛОМНА РОБОТА
Унікальний астрономічний об'єкт
SS 433
студентки V курсу фізико-математичного факультету
Рахматулліна Дінара Раушановіча
Науковий керівник :
Кандидат фізико-математичних наук доцент Салавенюк Г.М.
Бірськ 2004
ЗМІСТ
Вступ 3
Глава 1. Подвійні зірки 5
1.1. Методи вивчення фізичних і оптичних візуально-подвійних зірок
7
1.2. Спектрально - подвійні зірки 11
1.3. Затемнення-подвійні зірки 14
1.4. Чорні дірки 18
Глава 2. Фізичні процеси в тісних зоряних системах 21
2.1. Моделі течії речовини в подвійних зірках 23
2.2. Обмін речовиною в полуразделенних системах 25
2.3. Массообмен допомогою зоряного вітру 28
2.4. Еволюція одиночної зірки 31
2.5. Особливості еволюції зірок у парі 32
Глава 3. Унікальний об'єкт SS 433 34
3.1. Загадка SS 433 34
3.2. Джет 54
3.4. Чорна діра або нейтронна зірка? 60
3.5. Прецесія джетов 62
Глава 4. Оцінка амплітуди ефекту відбиття для рентгенівської зіркизоряної системи Her X-1. 64
Висновок 68
Література 69
Введення
Галактики досить часто зустрічаються в природі, тому їхвивчення істотно не тільки для з'ясування природи самих зірок, а й длякосмогонічних проблем походження й еволюції зірок. Подвійні зірки неє рідкістю; навпаки, поодинокі зірки не входять до складу подвійнихсистем (або кратних) швидше виняток, ніж правило.
Рух компонентів подвійних зірок відбувається відповідно дозаконами Кеплера: обидва компоненти описують у просторі подібні (тобтооднаковим ексцентриситетом) еліптичні орбіти навколо загального центрумас. Таким же ексцентриситетом має орбіта зірки-супутникащодо головної зірки, якщо останню вважати нерухомою. Великапіввісь орбіти щодо руху супутника навколо головної зірки дорівнюєсумі великих піввісь орбіт руху обох зірок щодо центру мас.
З іншого боку, величини великих піввісь цих двох еліпсів назадпропорційні масам зірок. Таким чином, якщо зі спостережень відомаорбіта відносного руху, то можна визначити суму мас компонентівподвійний зірки. Якщо ж відомі стосунки піввісь орбіт руху зірокщодо центру мас, то можна знайти ще відношення мас і,отже, масу кожної зірки в окремо, у цьому полягаєвеличезна роль вивчення подвійних зірок в астрономії: воно дозволяє визначитиважливу характеристику зірки - масу, знання якої необхідне длядослідження внутрішньої будови зірки та її атмосфери.
У подвійних і кратних зоряних системах внаслідок відбуваються в нихфізичних процесів (перетікання речовини з одного компоненти на іншу,формування «шлейфів», загальних оболонок, потоків, аккреційному диску)значно прискорюється еволюція компонентів (ТДС). Це дозволяє глибокозрозуміти фізичні процеси та еволюцію звичайних зірок.
Галактики - єдиний спосіб зареєструвати чорну дірку,якщо вона є однією з компонентів тісної подвійної системи.
Мета: розгляд фізичних процесів в тісних подвійних системах зрелятивістським об'єктом.
Дипломна робота складається з вступу, чотирьох глав, висновку ісписку літератури, що містить 24 найменування.
У першому розділі йдеться про подвійних зірок, їх класифікації
(фізичні та оптичні візуально-подвійні зірки, спектрально-подвійні ізатемнення-подвійні зірки) і чорні діри.
У другому розділі розглядаються: фізичні процеси в тіснихподвійних системах, моделі речовини в подвійних зірок, обмін речовиною вполуразделенних системах, массообмен допомогою зоряного вітру,особливості еволюції зірок в парі.
Третя глава присвячена унікальному об'єкту SS 433. Розкривається вчому ж загадка цього об'єкту, як проявляють себе джети в діапазонахелектромагнітного спектру, модель SS 433, невирішене питання про природукомпактного об'єкта в SS 433 і причина 164-денний прецесії джетов.
У четвертому розділі оцінюється амплітуда ефекту відбиття длярентгенівської зірки зоряної системи Her X-1.
Глава 1. Подвійні зірки
Питання про супутники зірок залишиться невирішеним до тих пір, поки хто-небудь, що володіє мистецтвом виробляти надзвичайно точні спостереження, не відкриє їх.
І. Кеплер. 1610
У середині XVII ст. були виявлені зірки, які, нічим не відрізняючисьвід інших зірок при спостереженні неозброєним оком, в телескоппредставляються у вигляді подвійних або навіть кратних (тобто потрійних абочетверні) зірок. Проте вперше серйозну увагу на такі зірки звернувлише Вільям Гершель, який у 1784 р. склав каталог, що містить даніспостережень близько 700 подвійних і кратних зірок. В. Гершель, грунтуючись наряді своїх спостережень одних і тих самих подвійних зірок, а також на більш старихспостереженнях, встановив з усією очевидністю наявність орбітальних рухів
(тобто рухів по орбітах навколо загального центру мас) у кількох подвійнихзірок. Це відкриття Гершеля було перше в історії астрономії фактом,що показало поширення закону всесвітнього тяжіння за межі сонячноїсистеми (1803 р.).
В. Я. Струве вперше зробив точні вимірювання відстаней міжкомпонентами подвійних зірок та напрямків ліній, що з'єднують частини. Вінспостерігав понад 2600 подвійних зірок і майже в 100 випадках виявив у нихорбітальні руху. Каталоги та численні спостереження подвійних зірок В.
Я. Струве та його сина О. В. Струве до цих пір мають величезну цінність.
Галактики носять назву візуально-подвійних, якщо їхподвійність може бути помічена при безпосередніх спостереженнях втелескоп (а в окремих випадках і неозброєним оком, наприклад: (і g
Великої Ведмедиці, що знаходяться один від одного на відстані близько 12 '). Урезультаті робіт ряду спостерігачів (серед яких видатну роль відігралироботи астрономів Пулковської обсерваторії) в каталоги до теперішнього часузанесено близько 40 000 візуально-подвійних зірок.
Застосування спектрального аналізу привело до відкриття в 1889 р. зірок ззмінними променевими швидкостями (лінії в спектрах цих зірок періодичнозміщуються за принципом Доплера - Фізо). Вивчення цього явища показало, щокожна з таких зірок являє собою подвійну систему, компонентиякої настільки близькі один до одного, що їх не вдається розглянути вокремо навіть за допомогою найпотужніших телескопів. Такі зіркиотримали назву спектрально-подвійних.
Ще задовго до відкриття спектрально-подвійних зірок увагу астрономівпривернула зірка Алголь ((Персея), чудова правильним настаннямперіодів, протягом яких її блиск зменшується більш ніж втричі, а потімзнову збільшується до колишньої величини. Зміна блиску Алгол буловідмічено в 1669 р., а в 1782 р., тобто більш ніж 100 років по тому, глухонімийюнак - любитель астрономії Джон Гудрайк - висловив дотепну здогад, щоблиск Алгол змінюється внаслідок затемнення його темним супутником.
Припущення це в подальшому отримало повне підтвердження. В данийчас відомо майже 2,5 тис. зірок, блиск яких періодично змінюєтьсяз тих же причин, що і у Алгол. Ці зірки були названі зірками типу
Алгол. Вони становлять більшу частину так званих затемнення-подвійних зірок.
Таким чином, відомо три типи подвійних зірок: візуально-подвійні,спектрально-подвійні і затемнення-подвійні. Вивчення зірок, що входять в коженз цих типів, має дуже важливе значення вже тому, що до цих піртільки подвійні зірки (і, звичайно, Сонце) служать джерелом наших знань прозоряних масах. [5, 24]
1 Методи вивчення фізичних і оптичних візуально-подвійних зірок
Подвійні зірки, у яких виявлено орбітальний рух обохкомпонентів навколо спільного центру мас, називаються фізичними подвійними;зірки, у яких спостерігається близькість компонентів відбувається тому, щоці компоненти, перебуваючи на абсолютно різних відстанях від нас,розташовані майже в точності по одному променю зору, називаються оптичнимиподвійними. У деяких випадках взаємне лінійне відстань міжкомпонентами фізичної подвійної зірки настільки великий (наприклад, третійкомпонент зірки Капела із сузір'я Візничого, що знаходиться на відстані
12 'від двох яскравих компонентів), що їх орбітальні руху відбуваютьсянадзвичайно повільно. У такому випадку судити про те, чи представляє данаподвійна зірка фізичну або оптичну подвійну, можна на основі порівняннявласних рухів її компонентів. Якщо ці власні руху близькіодин до одного, за обсягом, і за напрямком, значить, подвійна зіркафізична, в іншому випадку-оптична.
орбітальний рух фізичних подвійних зірок можна вивчати, визначаючизміна екваторіальних координат обох компонентів, що відбувається зплином часу. Для цієї мети можна користуватися так званимиабсолютними методами (спостереження в меридіані), так і диференціальнимиметодами (наприклад, визначаючи положення кожного з компонентів щодофону слабких зірок). Однак простіше й точніше можна вивчати відноснерух компонентів. З цією метою один з компонентів (зазвичай більш яскравий,званий головною зіркою) приймають за нерухомий і вивчаютьвідносний рух іншого компонента (менш яскравого, званогосупутником). При цьому за допомогою окулярної мікрометра або зафотографічного знімку вимірюють дві величини: відстань міжкомпонентами, що позначається буквою р і виражається в секундах дуги, такзваний позиційний кут (між напрямком від головної зірки допівнічного полюса світу і лінією, що з'єднує головну зірку зі супутником.
Кут (відраховується від напрямку до полюса світу проти ходу годинниковоїстрілки від 0 до 360 °.
Якщо повторювати такі вимірювання однієї і тієї ж подвійної зірки черездосить тривалі проміжки часу, можна, отримавши ряд положеньсупутника щодо головної зірки, визначити спочатку видиму, а потім ісправжню орбіти супутника.
Деякі з подвійних зірок надзвичайно красиві внаслідок різкоговідмінності у забарвленні компонентів. Так, у подвійної зірки (Андромеди головназірка помаранчева, а супутник блакитний. У подвійний (Кассіопеї головна зіркажовта, а супутник пурпуровий і т. п. Така різниця в забарвленні пояснюєтьсяголовним чином причинами фізіологічного характеру (контрастністю) ілише частково залежить від дійсного відмінності кольору компонентів.
Видимі орбіти, супутників візуально-подвійних зірок завжди мають формуеліпса (рис. 1). Однак головна зірка зазвичай виявляється не в фокусітакого еліпса. Відбувається це внаслідок того, що справжня орбітасупутника розглядається земним спостерігачем навскіс і видима орбітаявляє собою її проекцію на площину, перпендикулярну до променязору. І тільки в тих рідкісних випадках, коли ця площина збігається зплощиною істинної орбіти, видима і справжня орбіти теж збігаються іголовна зірка опиняється у фокусі видимої орбіти супутника.
Побудувавши видиму орбіту, можна визначити справжню орбіту. Для цьогозазвичай знаходять наступні 7 елементів істинної орбіти: T - період обертання,виражений в роках; t - момент проходження супутника через періастр
(найближчу до головної зірку точку істинної орбіти); е - ексцентриситет; а --велику піввісь орбіти, виражену в секундах дуги; i-нахил орбіти,тобто кут нахилу площини орбіти до площини, перпендикулярній променюзору;? - Позиційний кут одного з вузлів орбіти, тобто тих двох їїточок, в яких вона перетинає площину, що проходить через головну зіркуі перпендикулярну променя зору (зазвичай береться той позиційний кут,який менше 180 °); (- кут у площині орбіти від вузла до періастра,рахуємо в напрямку руху супутника. [2, 23]
Значно складніше йде справа з визначенням орбіт кратних зірок утих випадках, коли три (або більше) компонента знаходяться один від одного напорівняно невеликих відстанях і доводиться, таким чином, мати справуіз завданням трьох тел.
Третій закон Кеплера у формі, отриманої Ньютоном для випадку рухусупутника щодо центрального тіла, дає наступне вираз для сумимас центрального тіла і супутника:
, (1.1)де k2 - гравітаційна стала, a - велика піввісь орбіти супутника, а
T - період його звернення.
Застосуємо вираз для визначення суми мас компонентів візуально -подвійної зірки і напишемо подібне вираз для суми мас Сонця і
Землі:
, (1.2)де - астрономічна одиниця, а - період обертання Землінавколо Сонця, тобто зоряний рік.
Розділемо вираз (1.1) на (1.2), нехтуючи масою Землі через їїмалість, отримаємо:
. (1.3)
Знаючи величину відносин і, можна за формулою (1.3)обчислити, у скільки разів сума мас компонентів подвійної зірки більшемаси Сонця.
Якщо прийняти за одиницю довжини астрономічну одиницю, за одиницючасу - зоряний рік (час повного оберту Землі навколо Сонця) і заодиницю маси - масу Сонця, вираз приймає дуже простий вигляд:
. (1.4)
Період Т є одним з семи елементів істинної орбіти, а великапіввісь а пов'язана таким очевидним співвідношенням з великої півосіістинної орбіти, вираженої в секундах дуги і з паралакс (:
. (1.5)
Якщо за одиницю довжини прийняти астрономічну одиницю, то
. (1.6)
Таким чином, чи будемо ми для обчислення мас користуватися формуламиабо більш простими формулами в обох випадках, крім елементів орбітиі Т, необхідно знати також і паралакс зірки (.
В якості прикладу розглянемо подвійну зірку Сиріус, для якоївідношення мас компонентів виявилося приблизно рівним 2,5. Елементи Ті справжньої орбіти супутника щодо головної зірки і паралаксвиявилися: Т = 50,0 років, = 7 ", 57 і (= 0", 375.
Підставляючи ці величини у формули, знаходимо: = 20,1 і 3,2,а тому що: = 2,5, то = 2,3 і = 0,9, тобто масасупутника не набагато менша за масу Сонця. Відомо, що супутник Сіріусає білим карликом. [16]
2 Спектрально - подвійні зірки
Зірки, двоїстість яких встановлюється лише на підставіспектральних спостережень, називаються спектрально - подвійними.
Характер і причина зміни спектрів спектрально-подвійних зірокпояснюються рис. 2. Якщо дуже близькі компоненти подвійної зорі,рухаються навколо спільного центру мас, мало відрізняються один від одного заспектру і за блиском, то в спектрі такої зірки повинно спостерігатисяперіодично повторюється роздвоєння спектральних ліній.
Якщо один компонент займає положення А1, а інший - положення В1, тообидва вони будуть рухатися під прямим кутом до променя зору, направленому доспостерігачеві, і роздвоєння спектральних лінії не вийде. Але якщокомпоненти займають положення А2 і В2, то компонент А рухається доспостерігача, а компонент В - від спостерігача і роздвоєння спектральних лінійспостерігатися буде, так як у першому компоненту спектральні лініїзмістяться до фіолетовому кінця спектра, а у другому - до червоного кінця.
Потім при подальшому русі компонентів роздвоєння спектральних лінійпоступово зникне (обидва компоненти будуть знову рухатися під прямим кутомдо променя зору) і знову повториться, коли компонент А рухатиметься відспостерігача, а компонент В - до спостерігача. Таким чином, спектральнілінії компонентів А і В будуть коливатися близько деяких середніх своїхположень, при яких вони будуть збігатися і які відповідають променевоїшвидкості центру мас системи.
У разі ж, якщо один з компонентів значно поступається за блискомдругому (права частина рис. 2), роздвоєння спектральних ліній спостерігатися небуде (через слабість спектру супутника), але лінії спектра головної зіркиколиватися будуть так само, як і в першому випадку.
Періоди змін, що відбуваються в спектрах спектрально-подвійних зірок,очевидно, що є і періодами їх обігу, бувають досить різні.
Найбільш короткий з відомих періодів 2,4 Ч ((Малої Ведмедиці), анайдовші - десятки років.
Для визначення елементів орбіти якої-небудь спектрально-подвійної зіркинеобхідно мати досить велику кількість спектрограм цієї зірки,що дають можливість побудувати так звану криву променевих швидкостей. Припобудові цієї кривої по осі абсцис відкладається час, а по осі ординат
- Променеві швидкості. Форма кривої променевих швидкостей залежить тільки від двохелементів - ексцентрісітета е і кута (, що визначає положення періастра.
Характерні зразки кривих променевих швидкостей для некотяких приватних значеньі і (зображені на малюнку 3. Положення горизонтальної прямої у всіхкривих цього малюнка відповідає променевої швидкості, яку компонентимають при своєму русі під прямим кутом до променя зору (тобто, іншимисловами, променевої швидкості центру мас системи).
Незалежно від застосовуваного способу з числа елементів орбітспектрально-подвійних зірок можуть бути визначені тільки (,, Т і t.
Зовсім не можна визначити позиційний кут і не можна визначити вокремо нахил i площини орбіти і велику піввісь а, так як одніі ті ж променеві швидкості можуть вийти під час руху зірки по орбітах зрізними способу і відповідно різними великими півосями. [2,
4, 23]
1.3. Затемнення-подвійні зірки
затемненим перемінними називаються нерозв'язні в телескопи тісні паризірок, видима зоряна величина яких змінюється внаслідок періодичнонаступаючих для земного спостерігача затемнень одного компонента системиіншим. У цьому разі зірка з великої світності називається головною, а зменшою - супутником. Типовими прикладами зірок цього типу є зірки
Алголь ((Персея) і (Ліри. Внаслідок регулярно відбуваються затемненьголовної зірки супутником, а також супутника головною зіркою сумарнавидима зоряна величина затемнених змінних зір змінюється періодично.
Різниця зоряних величин в мінімумі і максимумі називаєтьсяамплітудою, а проміжок часу між двома послідовними максимумамиабо мінімумами - періодом змінності. У Алгол, наприклад, періодзмінності дорівнює 2d20h49m, а у (Ліри-12d21h48m.
За характером кривої блиску затемнень змінної зірки можна знайтиелементи орбіти однієї зірки щодо іншої, відносні розмірикомпонентів, а в деяких випадках навіть отримати уявлення про їх формі.
На рис. 4 показані криві блиску деяких затемнених змінних зірразом з отриманими на їх підставі схемами руху компонентів. На всіхкривих помітні два мінімуму: глибокий (головний, відповідний затемненнюголовної зірки супутником), і слабкий (вторинний), що виникає, коли головназірка затьмарює супутник.
На підставі детального вивчення кривих блиску можна отриматинаступні дані про компоненти затемнених змінних зір:
1. Характер затемнень (приватне, повне або центральне) визначаєтьсянахилом i і розмірами зірок. Коли i = 90 °, центральне затемнення, як у
(Ліри (рис. 5). У тих випадках, коли диск однієї зірки повністюперекривається диском іншого, відповідні області кривої блиску маютьхарактерні плоскі ділянки (як у IH Кассіопеї), що говорить про постійністьзагального потоку випромінювання системи протягом деякого часу, поки меншазірка проходить перед або за диском більшою. У випадку тільки приватнихзатемнень мінімуми гострі (як у RX Геркулеса або (Персея).
2. На підставі тривалості мінімумів знаходять радіусикомпонентів R1 і R2, виражені в частках великої півосі орбіти, так яктривалість затемнення пропорційна діаметрам зірок.
3. Якщо затемнення повне, то по відношенню глибин мінімумів можна знайтиставлення світимостей, а при відомих радіусах, - також і ставленняефективних температур компонентів.
4. Відношення проміжків часу від середини головного мінімуму досередини вторинного мінімуму та від вторинного мінімуму до наступногоголовного мінімуму залежить від ексцентрісітета орбіти і і довготи періастра
(. Точніше, фаза наступу вторинного мінімуму залежить від твору
. Якщо вторинний мінімум лежить посередині між двома головнимимінімумами (як у RX Геркулеса), то орбіта симетрична щодо променязору і, зокрема, може бути кругової. Асиметрія положення вторинногомінімуму дозволяє знайти твір.
5. Нахил кривої блиску, іноді спостерігається між мінімумами,дозволяє кількісно оцінити ефект відображення однією зіркою випромінюванняінший, як, наприклад, у (Персея.
6. Плавне зміна кривої блиску, як, наприклад, у (Ліри, говоритьпро еліпсоїдальної зірок, викликаної приливні впливом дуже близькихкомпонентів подвійних зірок. До таких систем відносяться зірки типу (Ліри і
W Великої Ведмедиці (див. рис. 5). У цьому випадку за формою кривої блискуможна встановити форму зірок.
7. Детальний хід кривої блиску в мінімумах іноді дозволяє судити прозаконі потемніння диска зірки до краю. Виявити цей ефект, як правило,дуже важко. Однак це єдиний наявний в даний час методвивчення розподілу яскравості по дисках зірок.
У результаті на підставі виду кривої блиску затемнень змінної зірки впринципі можна визначити наступні елементи і характеристики системи: i --нахил орбіти; Т - період; - епоху головного мінімуму; е --ексцентриситет орбіти; (- довгота періастра; R1 і R2 - радіусикомпонентів, виражені в частках великої півосі; для зірок типу (Ліри --ексцентриситет еліпсоїдів, що представляють форму зірок; L1/L2 - відношеннясвітимостей компонентів або їх температур.
В даний час відомо понад 4000 затемнених змінних зіррізних типів. Мінімальний відомий період - близько години, найбільший - 57років. Інформація про затемнених зірках стає більш повної і надійної придодаток фотометричних спостережень спектральними. [4,6].
1.4. Чорні дірки
Вважається, що, якщо маса зірки більше 2,5, то в кінці свогоеволюції ця зірка перетвориться на чорну діру.
Чорною дірою називається релятивістський об'єкт, у якомугравітаційне поле настільки сильно, що навіть світло не може покинути цюобласть. Це відбувається, якщо розміри тіла менше його гравітаційногорадіусу
, (1.7)де G - постійна тяжіння Ньютона, с - швидкість світла, М - маса тіла.
Гравітаційний радіус Сонця - 3 км, Землі - близько 9 мм. [18]
Як виникають чорні дірки?
Відомо, що якщо маса ядра зірки, зазнали змінхімічного складу через термоядерних реакцій і складається в основному зелементів групи заліза, перевищує 1,4, але не перевищує 3, товідбувається колапс ядра, в результаті якого зірка скидає зовнішнюоболонку. Це призводить до спалаху наднової і утворення нейтронноїзірки. У такій зірку силам гравітації протистоїть тиск виродженогонейтронного речовини. Радіопульсари і рентгенівські пульсари як раз іявляють собою нейтронні зірки. Перші спостерігаються як джерелаперіодичних радіоімпульсу, що пов'язано з переробкою сильним магнітнимполем нейтронної зірки енергії обертання в спрямоване радіовипромінювання.
Рентгенівські пульсари світять за рахунок аккреции речовини в тіснихподвійних системах: магнітне поле нейтронної зірки направляє плазму наполюса, де вона стикається з поверхнею нейтронної зірки і розігріваєїї до температури в десятки мільйонів градусів. Це призводить до випромінюваннярентгенівських квантів. Оскільки гарячі рентгенівські плями на магнітнихполюсах обертається нейтронної зірки періодично бувають звернені доспостерігача, він бачить строго періодичні пульсації інтенсивностірентгенівського випромінювання [19]. Періодичні пульсації радіо-аборентгенівського випромінювання говорять про те, що у нейтронної зірки єтверда поверхня, сильне магнітне поле і швидке обертання. У чорноїдірки строго періодичних пульсацій випромінювання очікувати не доводиться,оскільки вона не має ні твердої поверхні, ні магнітного поля.
Зіркам, маси залізних ядер яких перевищують 3, ОТОпророкує наприкінці еволюції необмежену стиснення з утворенням чорноїдірки. Це пояснюється тим, що сили гравітації, які прагнуть стиснути зірку,визначаються щільністю енергії, а при величезних щільності речовини,що досягаються при стисненні ядра зірки, головний внесок у щільність енергіївносить вже не енергія спокою частинок, а енергія їх руху і взаємодії.
Виходить, що тиск речовини при дуже великих щільностях як би саместає вагомим. Чим більший тиск, тим більше щільність енергії і,отже, більше сили гравітації, які прагнуть стиснути речовина. Крімтого, при сильних гравітаційних полях, згідно з ЗТВ, стаютьпринципово важливими ефекти викривлення простору-часу, що такожсприяє необмеженому стиску речовини. [18, 20]
Глава 2. Фізичні процеси в тісних зоряних системах
Якщо дві зірки утворять досить тісний систему, таку, щовідстань між зірками можна порівняти з їх радіусами, взаємодія зірок -партнерів не обмежується тільки тим, що вони обертаються навколо спільногоцентру тяжіння. Дуже важливо, що в цьому випадку можливе перетіканняречовини з однієї зірки на іншу під дією гравітаційного тяжіння.
Кожна зірка в тісній парі має свою «зону впливу», в межахякій переважає його, а не партнера, власне тяжіння. Цю зонуназивають порожниною Роша (по імені французького астронома XIX століття, якийвивчав взаємне тяжіння планет і їх супутників, але побудував і загальнутеорію, застосовну до подвійних зірок).
Ці зони повинні, очевидно, стикатися в одній точці на лінії,сполучає центри зірок: у ній сила тяжіння відсутня, бо одна зіркастворює в ній силу тяжіння, точно таку ж за розміром, що й інша, попротилежну за напрямом (рис.7). Для цієї точки теж єспеціальну назву - внутрішня точка Лагранжа (на ім'я іншогофранцузького вченого, знаменитого математика і механіка XVIII - початку XIXст.). Якщо маси зірок однакові, то точка Лагранжа лежить посередині міжними; якщо маси різні, то вона, природно, ближче до менш масивноїзірку, так як порожнину Роша тим більші, чим більше маса зірки.
Обмін речовиною між зірками можливий двома шляхами: або «зорянийвітер »проникає з порожнини Роша« своєю »зірки в порожнину Роша зірки -компаньйона, або одна з зірок, так би мовити, переповнює свою порожнину Роша.
Зоряний вітер був відкритий, перш за все, у Сонця (сонячний вітер);виявилося, що відбувається безперервне витікання плазми сонячної корони вміжпланетний простір. У більш масивних і гарячих, ніж Сонце, зірокпотоки плазми інтенсивніше; вони мають цілком достатні швидкості ідостатній запас кінетичної енергії, щоб назавжди покинути зірку,подолавши її тяжіння. У подвійній системі якась частина часток,залишили одну зірку, може бути захоплена полем тяжіння іншої зірки.
Набагато більші порції речовини можуть перейти від однієї зірки до іншоїна другому шляху, коли справа не обмежується закінченням із корони зірки.
Значний перекидання речовини від однієї зірки до іншої здатний дужесуттєво вплинути на характер подальшої еволюції обох зірок у тісномупарі. [10]
Багато цікавих риси процесів такого роду з'ясовані в роботах А.Г.
Масевіч, А.В. Тутукова і Л.Р. Юнгельсона. Більш масивна з двох зірокпари перший переходить на ту стадію еволюції, на якій відбувається скиданняоболонки. Значну частку речовини цієї оболонки здатна захопитидругий, менш масивна зірка, та, збільшивши масу за рахунок речовини свогопартнера, ця зірка стане тепер більш масивної, і тому темп їїеволюції зросте. Незабаром і вона почне розширюватися, причому розміри їїоболонки стануть настільки значними, що всередині цієї оболонки опиниться ізалишок першої зірки, який встиг вже перетворитися на нейтронну зірку.
Остання, рухаючись в середовищі оболонки, гальмується (як супутник в щільнихшарах земної атмосфери), наближається через це до ядра друге зірки і вЗрештою утворює разом з ним тісне подвійне ядро всередині великоїєдиної оболонки. Такі об'єкти - дві компактні зірки у загальній оболонці --виявлені прямими астрономічними спостереженнями. [4]
2.1. Моделі течії речовини в подвійних зірок
Для розрахунку течії речовини в подвійних зірках зазвичай використовуютьгазодинаміки рівняння, що описують поведінку інертного газу під дієюгравітаційних, радіаційних та магнітних полів. Чисельне розглядтривимірних течій було до недавнього часу утруднено відсутністюналежної обчислювальної техніки і навіть тепер воно обмежене мізерністюресурсів. Тому теоретики змушені були обмежитися розрахунками длядвовимірних газодинамічних моделей. При цьому передбачалося, що рішення,отримане для екваторіальній площині, відображає загальні особливостіструктури течії. Нечисленні розрахунки конкретних подвійних систем,проведені останнім часом у рамках тривимірних моделей, підтверджують,що характерні особливості перебігу, виявлені в спрощених двовимірнихмоделях, якісно залишаються незмінними. [3]
Подвійні системи (без сильного магнітного поля) можна розділити на трикласу в залежності від механізму масообміну і його типових параметрів. Допершого типу належать системи, в яких процес масопереносу відбуваєтьсячерез околиці внутрішньої точки Лагранжа (полуразделенние подвійнісистеми).
Розглянемо подвійну систему зірок. За якою орбіті рухаєтьсяматеріальна точка, яка виявилася в околицях цієї системи? Поки вонаблизька до одного з компонентів, її рух визначається тяжінням цьогокомпонента. Частинки рухаються по конічних перетинів (еліпс, парабола,гіпербола). У міру віддалення від однієї зірки і наближення до іншоїпотенціал, що створюється однією зіркою, зменшується, а інший - зростає. І де -то на лінії, що сполучає зірки, існує точка, де сили тяжіння двохзірок і відцентрова сила врівноважені. Частка, що потрапила в цю точку,може вільно перейти з поля дії однієї зірки в поле діїінший. Це і є внутрішня точка Лагранжа L1. Ділянки просторунавколо кожної зірки, укладені всередині Еквіпотенціальна поверхні зпотенціалом, рівним потенціалу в точці Лагранжа, називаються порожниною Рошацієї зірки. Процес масообміну може бути досить інтенсивним, якщо одназірка (донор) знаходиться в процесі переходу в червоний гігант і заповнюєсвою порожнину Роша.
До другого і третього типів відносяться системи, в яких массообменвизначається зоряним вітром. Структура течії в цьому випадку сильнозалежить від ставлення W швидкості вітру до орбітальної швидкості системи,тому й довелося ввести два варіанти таких систем: з відношенням W ((1
(другий тип), і W> 1 (третій тип). [3]
2.2. Обмін речовиною в полуразделенних системах
У полуразделенной ТДС одна з зірок заповнила критичну поверхню
Роша. Ця зірка - донор; друге, в кінцевому рахунку поглинає значнучастку речовини, втраченого перше, - аккретор. Обмін речовиною відбуваєтьсячерез околиці внутрішньої точки Лагранжа L1. Газодинаміку закінченняречовини з околиць точки L1 неодноразово досліджували багато авторів.
Вперше аналіз даної проблеми, отриманий в полуаналітіческом наближенні,представлений в роботах Б. Пачінского і Р. Сенкевича, а також С. Любова і Ф.
Шу на початку 70-х років. Детальне дослідження процесу обміну речовиною вподвійних зірок аналітичними методами ускладнений, оскільки процес дужескладний, зокрема, необхідно враховувати взаємодію струменя речовини,що проходить в околицях точки Лагранжа, з навколишнім середовищем. Нелінійнийхарактер такої взаємодії призводить до необхідності вирішення повноїсистеми газодинамічних рівнянь для опису процесів, що відбуваються вполуразделенних подвійних.
Розглянемо тепер результати досліджень, виконаних у рамкахтривимірної моделі. Розрахунки були зроблені для типових представниківмаломасивні рентгенівських і катаклізмічних подвійних. Катаклізмічнихзмінні - системи, що складаються з маломасивні зірки головноїпослідовності і білого карлика з коротким (кілька годин) періодоморбітального звертання. Крім змін блиску, викликаних орбітальнимрухом, у них спостерігаються різні види спалахової активності.
Отримані результати свідчать про якісно подібному характерітечії в досліджуваних системах. Виявлено наступні особливості процесу:
1) речовина струменя поділяється на три потоки: перший формуєквазіелліптіческій аккреційному диску навколо зірки-аккретора; другуогинає аккретор поза диска, а третина струменя віддаляється від обох зірок,однак значна частка речовини цього потоку в подальшому змінюєнапрямок свого руху під дією сили Коріоліса і залишається всистемі;
2) взаємодія струменя і диска не є ударним.
Частина речовини струменя відразу потрапляє в диск і надалі, втрачаючикутовий момент під дією в'язкості, бере участь у процесі аккреции.
Отримані кількісні оцінки показивают, що в стаціонарному режимітечії частка аккреціруемого речовини становить досить значну частку
(аж до 75%) від загальної кількості газу, вкидаємо в систему зіркою -донором.
Гіпотеза "гарячого плями", що утворюється, нібито, в місці передбачуваногоудару що минає з донора струменя про аккреційному диску, була запропонованараніше для пояснення складної картини змінності катаклізмічних зірок.
Навколо зірок системи існує загальна оболонка з розрідженого газу і, яквиявилося, взаємодія газу із струменем, що випливає з околиці Ц,відхиляє її. Це призводить до ненаголошеними (відносно) контакту струменя ззовнішнім краєм аккреційному диску і, як наслідок, до відсутності "гарячогоплями ". У той же час взаємодія газу загальною оболонки із струменем приводитьдо утворення протяжної ударної хвилі змінної інтенсивності,розташованої уздовж краю струменя. Область висвічування гарячого газу,нагрітого ударною хвилею, лежить поза аккреційному диску, проте основнаенерговиділення, внаслідок зміни інтенсивності ударної хвилі вздовжструменя, що відбувається у досить обмеженій області (60% виділяється вприлеглої до диска частини хвилі). Цей факт, а також приблизно рівнізначення швидкості енерговиділення і приводили до того, що гіпотеза
"гарячого плями" в загальному досить добре задовольняла спостереженнями.
Для перевірки істинності представленої моделі були розраховані кривіблиску для катаклізмічних подвійний Z Хамелеон (Z Cha) та проведено їхпорівняння зі спостереженнями. При побудові теоретичних кривих блискувикористовувалася фотометрична модель, розроблена членом-кореспондентом
РАН A.M. Черепащук і кандидатом фізико-математичних наук Т.С. Хрузіной.
Порівняння спостерігається і розрахованої кривих блиску показує гарнезгоду. На теоретичної кривої можна побачити практично всі основнідеталі, характерні для спостерігається кривої блиску Z Cha. Подібні кривіблиску побудовані для різних типів катаклізмічних подвійних. Вонипоказали, що, залишаючись у рамках даної моделі течії без
"гарячого плями", можна пояснити все різноманіття спостережуваних кривихблиску. Більш того, у ряді випадків нова модель здатна краще пояснитиспостереження, ніж модель з "гарячим плямою".
Якісне подібність отриманих рішень для різних типівполуразделенних систем дозволяє говорити про універсальністьрозглянутій моделі. Однак всі ці результати отримані длясталого режиму течії. Якщо сильний вплив зовнішніх факторів,можливе виникнення та інших особливостей, зокрема, областейударного взаємодії диска з потоком газу в системі. Наприклад, якщо дисксформувався ще до заповнення зіркою-донором своєї порожнини Роша, то впочатку стадії інтенсивного обміну масою можливе виникнення гарячогоплями в місці зіткнення струменя речовини з зовнішнім краєм диска,яке повинно зникнути після виходу течії на стаціонарний режим.
Цікаво визначити тривалість життя цього образо
