1.4 Еволюція зірок у тісних подвійних системах

Процеси, що відбуваються у тісних подвійних системах є предметом серйозного вивчення. Воно доволі важке через те, що ряд етапів еволюції зірок різних мас досі не зрозумілий. Еволюція тісних подвійних систем відбувається більш складнішим чином, ніж одиночних зірок. Відмінності починаються, як тільки більш масивна з зірок пари в ході перетворення у красного гіганта заповнить свою порожнину Роша. При цьому починається перетікання речовини оболонки червоного гіганта через точку Лагарнжа до супутника.

Якщо маси компонентів становить приблизно 1-10 мас Сонця, то, скоріш за все, на короткий час оболонка стає загальною для обох зірок, як у в Ліри, і частина речовини акрецирує на другу зірку, а частина - губиться системою через точки Лагранжа. Поки оболонка цілком заповнює порожнину Роша, світимість головної зірки дуже велика. Ми маємо систему типу Алголя. Еволюція головної зірки закінчується утворенням білого карлика або з гелієвим ядром, або з вуглекислотним.

Друга зірка, по-видимому, деякий час залишається на головній послідовності. Потім можливі акреція нею маси та прискорення її еволюції з перетворенням також у червоного гіганта. Тепер вже атмосфера другого заповнює порожнину Роша, і знову у системи на деякий час виникає загальна оболонка. Після її дисипації виходить пара, що складається з червоного гіганта, що заповнює свою порожнину Роша, та білого карлика. У цей час речовина перетікає вже з другої зірки до першої або може накопичуватися у кільці (акреційному диску) навколо карлика і час від часу скидатися на карлик, викликаючи, в залежності від масштабу явища, процеси, подобні тим, що спостерігаються у нових зірках або у зірках подібних типів (новоподібних, повторних нових).

Після виснаження оболонки червоного гіганта має виникнути система з двох тісних вироджених карликів. Однак на цьому еволюція може не закінчитися, якщо акреція продовжується.

Якщо маси обох компонентів перевищують 10 мас Сонця, також можливі їх послідовні перетворення. Відмінність в тому, що головна зірка, передавши масу супутнику, робить його більш масивною гарячою зіркою типу О або В, а сама стискається у майже гелієву зірку з масою не менше 2,5 мас Сонця.

З початком вигоряння гелію стискання залишку припиняється і змінюється повільним розширенням. На стадії горіння гелію стискання залишку ефективна температура гелієвою зірки порядку 10⁵ К, і зірка активно втрачає речовину. Воно покидає систему, що типово для зірок Вольфа-Райе (WR). При цьому спочатку викидається речовина, що багата на Нітроген (WN), а потім - на Карбон (WC).

Після вигоряння гелію ядро головної зірки знову стискається, і зростання температури до 10⁹ К "вмикає" вигоряння Карбону. Наступне вигоряння більш важких елементів (включно до Fe) відбувається дуже швидко (за тисячі років), після чого наступає колапс і спалах наднової з утворенням нейтронної зірки або чорної діри. Вибух зірки призводить до викиду великих мас з великими швидкостями.

Оскільки при цьому імпульс усієї системи (дві зірки і викинута оболонка) згідно до закону збереження імпульсу не змінюється, подвійна система після викиду оболонки набуває значної швидкості. При деяких умовах (велика маса оболонки або направленість її викиду) подвійна система може розпастися на дві окремі зірки, що будуть швидко рухатися. Явище розділення зірок та збільшення швидкості подвійної системи в результаті вибухового скидання оболонки називається ефектом пращі. Цим ефектом пояснюється той факт, що майже третина, здавалося б, одиночних масивних зірок, що спостерігалися, мають не притаманні таким зіркам просторові швидкості вище за 100 км/с. У дійсності це подвійні системи, але супутник - нейтронна зірка приблизно сонячної маси - не видний (якщо тільки він не є пульсаром).

Речовина масивної гарячої зірки, яка втрачає його зі швидкістю більш ніж 10^-7 маси Сонця на рік, частково йде на утворення акреційного диску навколо компактного супутника. Акреція речовини на нього супроводжується гальмівним випромінюванням у рентгенівському діапазоні. Температура диску досягає 10⁷ К. Коли гаряча зірка заповнить порожнину Роша, потужність рентгенівського випромінювання сильно зростає і виникають рентгенівські джерела, наприклад Cen X-3, рентгенівська світимість яких 10³-10⁴ повної (звичайної) світимості Сонця.

Як і у випадку помірних мас, на цьому етапі на деякий час у системи виникає спільна оболонка, що оточує два компактних обєкти. Подальша еволюція можлива через стадію зірок типу Р Лебедя або Вольфа-Райе та ще один спалах (тепер вже іншого компонента) з розпадом системи на два компактних обєкти [4].