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».
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.
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.
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 Герцшпрунга-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.
