Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Описанная эволюция одиночной звезды будет нарушена тем раньше, чем ближе расположены компоненты друг к другу. Например, если в нашем случае период двойной системы около одного дня, то уже на стадии A звезда заполнит свою полость Роша и начнется обмен массой со второй компонентой. Если период порядка нескольких десятков дней, то это произойдет на стадии B. И, наконец, если период больше трех месяцев — на стадии C. Впрочем, следует заметить, что фаза C, которую достигают в одиночном состоянии далеко не все звезды, исследована очень плохо, и мы здесь этой стадией заниматься не будем.

В последние годы было выполнено довольно много численных расчетов эволюции с обменом масс в двойных системах. Эти расчеты показывают, что следует различать два этапа в таком обмене масс. Вначале скорость перетекания массы от эволюционирующей компоненты ко второй очень велика; существенная часть массы теряется эволюционирующей компонентой за время, близкое к «шкале Кельвина — Гельмгольца» (см. § 3):

(14.4)

где величины со звездочками выражаются в солнечных единицах. Это дает для средней скорости обмена масс значение

(14.5)

По-видимому, в такой стадии «быстрого обмена массами» находятся двойные системы типа знаменитой системы Лиры. К концу этого бурного периода в эволюции двойной системы отношение масс обеих компонент становится обратным. Если вначале, например, эволюционирующая компонента системы была вдвое массивнее второй компоненты, то к концу этого периода она станет вдвое менее массивной.

В дальнейшем эволюция в такой системе пойдет значительно медленнее и скорость перетекания массы сильно уменьшится. Вместе с тем светимость уже ставшей менее массивной, эволюционирующей компоненты изменится мало. Длительность этой фазы эволюции образовавшегося таким образом «субгиганта» примерно такая же, как и длительность эволюции первоначально более массивной звезды, когда она «спокойно» сидела на главной последовательности. Однако по сравнению со звездой той же массы, принадлежащей к главной последовательности, которая получилась после «обмена», субгигант имеет раз в 10 большую светимость.

Мы сейчас описали эволюцию двойной системы на стадии A. Стадия B протекает по-разному у более массивных и у менее массивных звезд. Разница объясняется тем, что, как мы видели в § 12, в процессе эволюции у менее массивных звезд образуется сверхплотное вырожденное ядро. Фаза быстрого обмена массой будет общей для всех звезд, если обмен начинается на стадии B. Затем, однако, наступают различия. У более массивных звезд темп дальнейшей эволюции протекает значительно быстрее. Если первоначальная масса эволюционирующей компоненты превышает три солнечные массы, то после включения в ядре тройной гелиевой реакции расширение звезды останавливается и скорость вытекания массы с ее поверхности резко замедляется и даже прекращается совсем.

Такая звезда, как полагает польский астроном Б. Пачинский, много работавший в этой области, будет похожа на так называемую звезду типа Вольфа — Райе — весьма горячий объект, в спектре которого наблюдаются широкие полосы излучения. Если же масса первичной звезды сравнительно невелика, быстрое расширение ее оболочки на стадии красного гиганта останавливается по другой причине: наступает вырождение в области ядра звезды. И в этом случае скорость вытекания массы резко замедлится. Звезда будет излучать за счет водородных реакций в тонкой оболочке, окружающей ядро (см. § 12). Светимость эволюционирующей звезды будет достаточно велика: раз в 100 больше, чем светимость звезды такой же массы, находящейся на главной последовательности.

Интересно отметить, что к концу этой фазы масса проэволюционировавшей компоненты сильно уменьшается: она может быть в пять и даже в 10 раз меньше массы вторичной компоненты, «вобравшей» в себя существенную часть первоначальной массы своей «соседки». «Наглотавшаяся» соседским веществом вторичная компонента все еще будет оставаться на главной последовательности, причем из-за существенно увеличившейся массы ее светимость может даже превосходить светимость проэволюционировавшей компоненты. Именно такая ситуация наблюдается в тесных двойных системах типа Алголя.

На заключительном этапе, когда в эволюционирующей звезде останется совсем мало массы, ее радиус начнет уменьшаться и она, по-видимому, превращается в белый карлик.