Глава 9. Когда звезда у звезды крадет массу

Как мы уже знаем, двойные звезды оказались для астрофизиков чрезвычайно благодарным объектом исследований. Двойные звезды позволяют узнать гораздо больше, чем одиночные. Это относится не только к рентгеновским звездам, о которых пойдет речь в следующей главе, но и к обычным звездам, входящим в двойные системы. Некоторое время назад считалось даже, что двойные звезды доказали нам неправильность всех прежних представлений о развитии звезд. Некоторые исследователи двойных систем были убеждены в том, что звезды развиваются совершенно не так, как показывают результаты компьютерного моделирования, проведенного в 50-60-е годы.

Почву для сомнений дал определенный тип двойных звезд, знакомство с которыми началось, когда в 1667 г. астроном из Болоньи Джемиани Монтанари заметил, что вторая по яркости звезда в созвездии Персея какое-то время светила гораздо слабее, чем прежде.

Алголь, Голова дьявола

Птолемей называл эту звезду Головой Медузы, которую Персей (в его честь названо созвездие) держит в руке. Евреи дали ей имя Голова дьявола, а арабы-Рас аль Гуль, что означает «неспокойный дух». К арабскому названию восходит и современное наименование этой звезды: Алголь. Монтанари заметил, что Алголь - переменная звезда, а более чем через сто лет 18-летний англичанин Джон Гудрайк понял, в чем тут дело. В ночь на 12 ноября 1782 года он был поражен тем, что яркость звезды уменьшилась раз в шесть по сравнению с обычной. Следующей ночью Анголь вновь ярко сиял. 28 декабря того же года явление повторилось: в 17.30 Алголь светил слабо, но через три с половиной часа он вновь был ярким. Гудрайк продолжал наблюдения, и вскоре ключ к загадке был найден. Обычно Алголь ярок, но через каждые 69 часов его яркость в течение 3,5 часа убывает более чем в шесть раз, а в следующие 3,5 часа восстанавливается до нормальной.

Гудрайк нашел объяснение, которое и сегодня остается верным. В журнале "Philosophical Transactions" Лондонского Королевского общества одаренный молодой человек (как мы уже знаем, глухонемой от рождения) писал: «Если бы не было еще слишком рано высказывать догадки о причинах этого явления, я мог бы предположить, что едва ли ответственным за него может быть нечто иное, нежели либо прохождение перед звездой крупного небесного тела, обращающегося вокруг Алголя, либо же собственное движение Алголя, в ходе которого к Земле регулярно поворачивается его сторона, покрытая пятнами или чем-то подобным». Но понадобилось еще сто лет, чтобы ему поверили. Сегодня мы знаем, что первое объяснение было верным. Звезда-спутник с периодом обращения 69 часов регулярно проходит перед Алголем и частично затмевает его.

Это явление каждый может наблюдать невооруженным глазом нужно только знать, где находится на небе Алголь. Звезда эта почти всегда яркая, и обычно в ней не обнаруживается ничего особенного. Время от времени, однако, Алголь оказывается столь же слабым, как и находящаяся по соседству слабая звездочка Ро Персея.

Сегодня известно много переменных звезд, которые, подобно Алголю, периодически затмеваются своими спутниками в начале этой книги мы уже упоминали о затменно-переменной звезде Дзета Возничего. Все затменно-переменные представляют собой очень тесные двойные системы и находятся так далеко, что даже в лучший телескоп не удается увидеть каждую из звезд по отдельности. Однако по тому, как протекает затмение, можно много сказать о звездной паре. И го, что удалось узнать о звездах типа Алголя, противоречило, казалось, всему, что считалось известным о развитии звезд.

Сложные взаимодействия в двойных звездах

На вещество звезды, вокруг которой обращается звезда-спутник, действует не только собственная сила тяжести, направленная к центру, но и сила притяжения со стороны второй звезды. Кроме того, существенную роль играет и центробежная сила, обусловленная собственным вращением звезды.

Поэтому сила притяжения звезды, вблизи которой находится другая звезда, изменяется в ее окрестности весьма сложным образом. К счастью, еще в середине прошлого века работавший в Монпелье французский математик Эдуард Рош нашел ряд упрощений, которыми и поныне пользуются астрофизики.

У одиночной звезды все окружающее вещество под действием силы притяжения звезды устремляется к ее центру. В двойной же звездной системе в любой точке пространства действует также сила притяжения второй звезды, направленная к ее центру. В области, где эти силы действуют в противоположных направлениях (вдоль линии, соединяющей центры звезд), силы притяжения двух звезд могут полностью или частично компенсировать друг друга (рис. 9.1). Обозначим наши звезды цифрами 1 и 2. Поскольку сила притяжения быстро убывает с увеличением расстояния до гравитирующей массы, в непосредственной близости к звезде 1 преобладает ее сила притяжения, а вблизи звезды 2 верх берет притяжение второй звезды. Для каждой из звезд поэтому можно определить так называемый «разрешенный» объем, из которого весь находящийся в нем газ будет только притягиваться к этой звезде. Внутри этого объема, который часто называют полостью Роша, преобладает сила притяжения соответствующей звезды. При сечении полостей Роша плоскостью, проходящей через обе звезды, получится кривая, показанная штриховой линией на рис. 9.1. При расчетах полостей Роша учитываются и центробежные силы, действующие на газ, вовлеченный в собственное вращение звезды. Вещество, находящееся за пределами полостей Роша обеих звезд, может выбрасываться центробежными силами из системы или притягиваться к любой из звезд. Но, попав в полость Роша, вещество должно упасть на соответствующую звезду. Размеры полостей Роша зависят от массы каждой из звезд и расстояния между ними и для хорошо известных двойных звезд легко рассчитываются.

Рис. 9.1. Силы в тесной двойной системе. Обе звезды показаны черными точками. Стрелки указывают направление, в котором на частицу газа действует сила в данной точке. Вблизи каждой звезды преобладает сила тяжести (стрелки направлены к звезде). На линии, соединяющей центры звезд, имеется точка, где силы тяжести уравновешиваются. Поскольку обе звезды обращаются одна относительно другой (положение оси вращения и направление вращения указаны вверху), на большом удалении от оси (справа и слева на рисунке) преобладает центробежная сила, стремящаяся выбросить вещество в пространство. У каждой звезды имеется некоторый максимальный возможный объем. Когда звезда, расширяясь, выйдет за пределы области, показанной красной штриховой линией, часть ее оболочки перейдет к другой звезде. Максимальный возможный объем звезды в двойной системе называется полостью Роша.

Наблюдая двойные звезды, часто обнаруживают системы, в которых каждая из звезд намного меньше своей полости Роша (рис. 9.2, а). На поверхности каждой звезды преобладает ее собственная сила тяжести, направленная к центру. Грубо говоря, ни одна из звезд «не замечает», что у нее есть спутник. Не удивительно поэтому, что звезды в подобной системе ее называют разделенной двойной - ничем не отличаются от одиночных звезд. Чаще всего обе они принадлежат к главной последовательности и представляют собой звезды, существующие за счет водородного термоядерного синтеза и израсходовавшие еще небольшую часть своего «топлива».

Но существуют и такие двойные, у которых одна компонента существенно меньше своей полости Роша, а другая уже заполнила свой предельный объем; такие системы называют полуразделенными (рис. 9.2, б) к этому типу относится и Алголь. Вот здесь начинаются сложности.

Рис. 9.2. а - разделенная двойная система. Каждая из звезд заметно меньше своего объема Роша, показанного черной штриховой линией; б - полуразделенная двойная система. Левая звезда полностью заполнила свой объем Роша.

Парадоксы Алголя и Сириуса

Более массивная компонента полуразделенной двойной системы меньше своей полости Роша и является нормальной звездой главной последовательности. Совершенно иначе обстоит дело с менее массивной компонентой: она уже достигла пределов полости Роша и на диаграмме Герцшп-рунга-Рессела (Г-Р) находится справа от главной последовательности, заметно сместившись от нее в сторону красных гигантов (рис. 9.3). И в то время как более массивная компонента еще не израсходовала свой запас водорода - ведь она находится на главной последовательности,- у менее массивной, по-видимому, водород в центре уже выгорел, и поэтому она переходит в область красных гигантов.

Рис. 9.3. В полуразделенной двойной системе более массивная компонента (красная точка) еще находится на главной последовательности, а менее массивная (красный кружок) уже ушла с главной последовательности. Не противоречит ли это теории, согласно которой более массивная компонента должна первой покинуть главную последовательность?

Это, однако, переворачивает с ног на голову все наши представления об эволюции звезд. Мы уже видели, что более массивные звезды эволюционируют быстрее и свой запас водорода расходуют раньше. Здесь же мы имеем дело с двумя звездами одного возраста, и при этом менее массивная первой проявляет признаки выгорания. В том, что возраст компонент двойной одинаков, сомневаться не приходится. Звезды должны были образоваться одновременно, поскольку захват одной звезды другой невозможен. Почему же менее массивная звезда стареет раньше? Неужели наши основные представления об эволюции звезд неверны?

Представления о развитии звезд приводят нас к затруднениям не только в случае двойных звезд типа Алголя-сложности возникают и при рассмотрении разделенных двойных.

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 происходи! 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 Ъ. 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.)

Рис. 9.6. Наглядное изображение эволюции звезд, показанной на диаграмме Г-Р на рис. 9.5. Буквы соответствуют точкам на диаграмме рис. 9.5. Полость Роша для каждой из звезд указана черной штриховой линией. Видно, что в результате массообмена расстояние между звездами может заметно измениться; соответственно изменяется и объем полости Роша. Вертикальная линия на рисунке соответствует оси вращения двойной системы. В результате эволюции вместо двух звезд главной последовательности (вверху) получаются (внизу) одна звезда главной последовательности (справа) и крошечный белый карлик (слева).

Здесь опять более массивная компонента поначалу эволюционирует быстрее и ее радиус непрерывно растет. Расстояние между звездами выбрано, однако, таким, что звезда достигает границ своей полости Роша лишь тогда, когда водород в ее центре уже полностью превратится в гелий. Этот критический момент наступает для звезды через 570 миллионов лет. Как и в предыдущем случае, начинается быстрый (за 5 миллионов лет) перенос массы, и звезда отдает примерно одну солнечную массу своей звезде-спутнику, а затем происходит все более и более медленная передача вещества, так что в результате через 120 миллионов лет от двух солнечных масс у звезды остается лишь 0,26 солнечной массы. Звезда теряет почти полностью свою богатую водородом оболочку, и у нее остается лишь гелий, который образовался в ее глубинах в результате сгорания водорода в термоядерной реакции. Теперь эта звезда с массой 0,26 солнечной состоит внутри из гелия, а снаружи ее окружает разреженная водородная оболочка большого радиуса. К концу обмена веществом звезда превращается в красный гигант. Компьютерная модель позволяет заглянуть внутрь этой гигантской звезды, чего нельзя сделать непосредственно. Почти вся сфера в 10 солнечных радиусов заполнена разреженным газом водородной оболочки; 99% массы звезды составляет гелий, сосредоточенный в малом центральном ядре, которое по диаметру в 20 раз меньше Солнца. Внутри красного гиганта находится белый карлик! Но пока что наша звезда имеет протяженную оболочку. По окончании обмена веществом звезда теряет способность расширяться, и оболочка «схлопывается» на центральное маленькое гелиевое ядро. Радиус звезды резко уменьшается, и теперь она и снаружи выглядит как белый карлик. На диаграмме Г-Р звезда смещается в левую нижнюю часть, туда, где находятся белые карлики.

Что же происходит тем временем со звездой-спутником? Она приобретает от изначально более массивной компоненты 2 - 0,26=1,74 солнечной массы. Таким образом, главная звезда и спутник меняются ролями. Но звезда, которая теперь стала более массивной (2,74 солнечной массы), еще не успела после получения дополнительной массы претерпеть значительную эволюцию, в то время как другая звезда уже превратилась в белый карлик. Итак, полученное решение доказывает, что в двойной звездной системе могут сосуществовать белый карлик и более массивная молодая главная звезда, что наблюдается, например, в системе Сириуса.

Кажущиеся парадоксы и затруднения разрешились. Данные, полученные в результате наблюдения двойных звезд, еще раз показывают, что основные представления теории звездной эволюции в целом верны.

В небе наблюдается много разделенных двойных систем, у которых массы компонент и расстояния между ними таковы, что в будущем, когда более массивная компонента израсходует свой водород, произойдет обмен массой по приведенному выше сценарию, и в конечном счете будет рожден белый карлик.

Нельзя сказать с уверенностью, что описанная история звездной пары, завершившаяся образованием белого карлика, действительно описывает эволюцию системы Сириуса. Некоторые особенности этой звездной пары дают основания для сомнений. Мы, однако, уже видели, что одиночная звезда может избавиться от своей оболочки благодаря звездному ветру или за счет образования планетарной туманности и превратится в белый карлик. Возможно, в системе Сириуса и не происходил обмен веществом, а более массивная изначально компонента совершенно самостоятельно сбросила свою оболочку. При этом основная доля массы ушла в межзвездное пространство и лишь малая часть досталась звезде-спутнику. Но и тогда парадокс разрешается, так как ранее эта звезда эволюционировала быстрее своего спутника благодаря тому, что ее масса была больше. Во всяком случае, нынешняя менее массивная компонента была прежде более массивной.

Обмен массой между компонентами двойной звездной системы играет важную роль и в феномене новых звезд. С древних времен известны эти яркие вспышки звезд, однако лишь после 1945 г. стало ясно, что все новые являются, по-видимому, двойными звездами.

Новая в созвездии Лебедя 29 августа 1975 года

Тот, кому случилось посмотреть на небо вечером в пятницу 29 августа 1975 года, должен был заметить-во всяком случае, если ему были знакомы очертания основных созвездий,- что в созвездии Лебедя что-то не так. Здесь появилась звезда, которой раньше не было. В странах к востоку от нас это заметили раньше, так как там раньше наступили сумерки и на небе раньше показались звезды. Когда же и к нам пришла ночь, многие увидели высоко в небе новую звезду (рис. 9.7). Астрономы-любители навели на нее свои телескопы, и профессионалы поспешили под куполы обсерваторий. Неужели произошло событие, которого ожидали со времен Кеплера, и нам посчастливилось наблюдать вспышку Сверхновой в нашем Млечном Пути? Стали ли мы свидетелями возникновения нейтронной звезды, подобной Сверхновой в Крабовидной туманности?

Рис. 9.7. Вспышка Новой в созвездии Лебедя 29 августа 1975 года. Точки соответствуют отдельным измерениям блеска.

Сегодня звезда в созвездии Лебедя представляет собой неприметный слабый объект, который можно увидеть только в телескоп. Это была не та заветная звезда, появления которой ждали так долго: звезда в созвездии Лебедя была не сверхновой, а всего лишь новой.

То, что наряду со взрывами сверхновых случаются также и малые, безобидные вспышки, было замечено, по всей видимости, впервые в 1909 г., когда в Туманности Андромеды вспыхнули две звезды. Эти вспышки были, однако, в тысячу раз слабее, чем взрыв Сверхновой, который наблюдал за четверть века до этого в той же галактике Гартвиг. Сегодня мы знаем, что выделение энергии при этом соответствовало вспышкам других звезд, наблюдавшимся и в нашем Млечном Пути. Особенно красивое явление можно было наблюдать в 1901 г. в созвездии Персея в Млечном Пути.

Новые, как называют эти вновь вспыхивающие звезды, не имеют ничего общего с феноменом сверхновых. Они существенно слабее и возникают существенно чаще. В одной только галактике, которую мы называем Туманностью Андромеды, ежегодно отмечают 20-30 вспышек новых. Пользуясь старыми фотографическими снимками, можно увидеть, что в том месте, где отмечена новая, обязательно находилась звезда. Через несколько лет после вспышки звезда вновь приобрела свои прежние характеристики. Таким образом, происходит резкое увеличение яркости звезды, после чего все идет по-прежнему.

Нередко впоследствии по соседству с новой замечают небольшую туманность, которая разлетается с большой скоростью, очевидно, в результате взрыва. Однако в отличие от туманностей, образующихся после взрывов сверхновых, это облачко обладает очень малой массой. Звезда не взрывается, а лишь выбрасывает часть своего вещества, по-видимому, не более тысячной доли своей массы.

Новая 1934 года

Что же это за звезды, которые неприметно таятся в небе и вдруг буквально за один день вспыхивают так ярко, что начинают светить в десятки тысяч раз сильнее обычного, а затем месяц за месяцем становятся все слабее, чтобы через несколько лет вернуться к своему прежнему заурядному существованию, которое они влачили до своего недолгого торжества?

Вполне типичной представительницей таких звезд является Новая, вспыхнувшая в декабре 1934 года в созвездии Геркулеса. Тогда она была ярче всех остальных звезд этого созвездия. В апреле 1935 года ее яркость резко упала, но она оставалась еще достаточно яркой, чтобы ее можно было различить невооруженным глазом. Сегодня эту звезду удается наблюдать в средний телескоп.

Что же дали наблюдения этого слабого объекта? Самое главное, пожалуй, в том, что при внимательном изучении эта экс-новая оказалась двойной звездой. Это открыл в 1954 г. американец Мерл Уокер из Ликской обсерватории. Звезды этой системы обращаются с периодом 4 часа 39 минут. Благодаря тому, что звезды при обращении затмевают друг друга, о них удалось узнать больше. Одна из звезд - белый карлик с массой, равной солнечной. Вторая, по всей вероятности, обычная звезда главной последовательности с меньшей массой. Но эта система преподнесла и сюрприз. Главная звезда полностью заполняет свою полость Роша, и с ее поверхности вещество переходит на белый карлик. Как и в системе Алголя, мы имеем дело с полуразделенной системой, в которой происходит перенос вещества с одной звезды на другую, но в данном случае вещество попадает на белый карлик.

Знаем мы и еще кое-что. Вещество не сразу попадает на карлик. Поскольку вся система вращается, центробежная сила отклоняет поток вещества, и газ собирается вначале в кольцо, окружающее белый карлик. Отсюда вещество постепенно переходит на поверхность белого карлика (рис. 9.8). Кольцо это увидеть невозможно. Но при вращении системы главная звезда проходит перед кольцом и часть за частью затмевает его. Это выражается в уменьшении количества наблюдаемого нами света, вклад в который дает и светящееся кольцо. Изучались не только структура кольца и его протяженность. Выяснилось, что температура особенно высока в том месте, где вещество, уходящее с главной звезды, попадает на газовое кольцо. На кольце есть горячее пятно, которое возникает там, где газовый поток, попадая на кольцо, тормозится и часть энергии его движения превращается в тепло. Кроме того, обнаружено, что белый карлик в двойной системе Новой Геркулеса сам изменяет свою яркость с периодом 70 секунд. И всякий раз, внимательно изучая бывшие новые, ученые обнаруживали, что имеют дело с двойной звездной системой, в которой белый карлик получает вещество от нормальной звезды главной последовательности. Существуют также звезды, родственные новым так называемые карликовые новые. Вспышки их гораздо слабее и повторяются не вполне регулярным образом. Эти объекты также являются двойными системами указанного типа.

Рис. 9.8. Компоненты двойной системы, которую мы наблюдаем как Новую, движутся в направлении красных стрелок. Звезда главной последовательности заполнила свою полость Роша. Вещество с ее поверхности переходит на спутник - белый карлик. Однако прежде чем упасть на белый карлик, вещество образует вращающийся диск (диск аккреции). Там, где поток вещества попадает на диск аккреции, наблюдается горячее яркое пятно. (Рисунок X. Риттера.)

Ядерные взрывы в двойных звездных системах

В чем же причина резкого высвобождения огромного количества энергии в двойной системе, вследствие которого на короткое время яркость объекта увеличивается в десятки тысяч раз?

Идея, позволившая дать ответ на этот вопрос, восходит к Мартину Шварцшильду, к Роберту Крафту, работающему в настоящее время в Ликской обсерватории, и к расчетам, проведенным Пьетро Джанноне (сейчас он в Римской обсерватории) и Альфредом Вайгертом в 60-е годы в Гёттингене. Теорию разработал Самнер Старфилд со своими коллегами из Университета шт. Аризона в Темпе.

Хотя в своих глубинах белый карлик достаточно горяч, чтобы там могла начаться водородная термоядерная реакция, он образовался в центральной области красного гиганта, где водород давно уже превратился в гелий, да и гелий, по всей вероятности, преобразован в углерод. Поэтому внутри белого карлика водорода нет. Но газ, который поступает на белый карлик от соседней звезды главной последовательности, богат водородом. Вначале вещество попадает на относительно холодную поверхность карлика, где температура слишком низка для возникновения термоядерной реакции. На поверхности образуется богатый водородом слой, который со временем становится все плотнее. Этот слой подогревается снизу, там, где он контактирует с веществом белого карлика. Так продолжается до тех пор, пока температура слоя не достигнет примерно 10 миллионов градусов. При этой температуре водород «вспыхивает», и гигантский взрыв уносит всю водородную оболочку в пространство. Старфилд и его коллеги рассчитали на ЭВМ модель такой водородной бомбы на поверхности белого карлика, и эта модель, судя по всему, хорошо объясняет феномен новых звезд.

В пользу этого говорит и тот факт, что многие новые (а возможно, и все) вспыхивают периодически. Так, в 1946 г. в созвездии Северная Корона была отмечена Новая, которая уже вспыхивала в 1866 г. У некоторых новых наблюдались три и более вспышек (рис. 9.9). Повторные вспышки хорошо согласуются с теорией. После взрыва звезда главной последовательности, с которой ничего не происходит, продолжает питать белый карлик веществом, богатым водородом. На поверхности карлика вновь образуется «взрывоопасный» слой, который взрывается, когда температура его становится достаточно высокой для начала термоядерной реакции.

Рис. 9.9. Вспышки Новой Т Компаса регулярно повторяются. Они наблюдались в 1890, 1902, 1920, 1944, 1966 годах.

Пока не удалось еще установить, является ли Новая Лебедя 1975 года двойной системой. Астрофизики поэтому пытаются выяснить, не может ли на поверхности одиночного белого карлика образоваться богатый водородом слой из межзвездного вещества. Но, возможно, эти попытки преждевременны, и нужно подождать, пока система не успокоится после вспышки, и тогда можно будет установить, что она является двойной, как и другие новые. Возможно также, что нам не удастся это установить вообще: ведь если мы смотрим на двойную в направлении, перпендикулярном плоскости ее орбиты, то не можем определить существование двойной системы ни по доплеровскому смещению (см. приложение А), ни по покрытию одной компоненты другой.

Тесные двойные системы, в которых вещество переходит с одной звезды на другую, открыли для нас ряд новых явлений. Кажущийся парадокс Алголя и загадка «разновозрастных» звезд системы Сириуса разрешены. Двойные звезды подарили нам феномен новых. И наконец, с двойными звездами связаны самые поразительные, видимо, из известных небесных тел двойные рентгеновские звезды.