Эволюция двойных

Итак, двойные системы. Звездные пары изучали давно. Однако только в XX веке ученые столкнулись с некоторым парадоксом и поняли, что нужно учитывать обмен вещества между звездами. Есть известная переменная звезда, ее видно невооруженным глазом – Алголь, которую еще называют Дьявольской звездой. Имя звезда получила, видимо, за свою переменность. Ал-гуль – чудовище в арабских и персидских мифах. На европейских картах звездного неба Алголь обычно соответствовала глазу отрубленной головы медузы Горгоны в созвездии Персея, ее хорошо видно на нашем северном небе. То, что это двойная звезда, начали подозревать еще в XVIII веке. Но доказать это и определить свойства каждой из звезд смогли намного позже, в конце XIX века. Затем оказалось, что в системе есть и третья звезда, вращающаяся вокруг тесной пары с периодом почти два земных года. Но нас будет интересовать только затменная пара с орбитальным периодом менее трех дней.

Когда удалось измерить параметры звезд, образующих эту двойную систему, выяснился удивительный факт – эволюционные стадии звезд не соответствовали их массам.

Одна звезда в паре тяжелее, другая легче. Мы знаем, что тяжелые звезды эволюционируют быстрее, т. е. тяжелая звезда при том же возрасте всегда должна выглядеть более «пожилой». Обе звезды в паре образовались, конечно же, одновременно (в шаровых скоплениях, где пространственная плотность звезд очень велика, пара звезд может образоваться в результате захвата; тогда их возрасты будут разными, но к Алголю это не относится). Значит, логично предположить, что постаревшая звезда в паре должна быть массивной. А у Алголя все было наоборот – легкая звезда была более проэволюционировавшей, это очень странно. И понадобилось сообразить, что звезды могут обмениваться массой, причем в больших количествах, так что это сильно влияет на наблюдательные проявления. То есть та звезда, которая сейчас является более легкой, вначале была более тяжелой и эволюционировала быстрее. На определенном этапе своей эволюции, как и полагается всякой приличной звезде, она раздулась, но часть вещества не просто улетела, а перетекла на соседку. Соседка увеличила массу, сама звезда массу уменьшила и стала более легкой в системе, но более проэволюционировавшей.

Это был только первый такой парадокс, связанный с перетеканием вещества в двойных системах. Второй, который тоже легко объяснить, выглядит следующим образом: не слишком тяжелые звезды в конце жизни превращаются в белые карлики. Вначале водород в недрах превращается в гелий. Появляется гелиевое ядро. Если массы у звезды не хватает для запуска следующей реакции, то в результате сброса внешних слоев образуется гелиевый белый карлик. Если массы хватает, то в ядре образуются углерод и кислород – возникает углеродно-кислородный (CO) белый карлик. Если реакция идет дальше, образуется кислородно-неоново-магниевый (O-Ne-Mg) белый карлик.

Все вроде бы логично, и мы действительно видим гелиевые белые карлики. Но они должны сформироваться из самых легких звезд, а эти звезды живут дольше, чем успела просуществовать наша Вселенная. Получается парадокс: мы видим белые карлики, состоящие из гелия, а по времени образоваться они никак не могли, на это понадобился бы еще десяток миллиардов лет. Откуда же они берутся? Они тоже возникают в двойных системах. Пусть первая звезда имеет массу типа солнечной или в несколько раз больше. Такая звезда успевает проэволюционировать за время, равное современному возрасту нашей Галактики. В конце своей жизни такая звезда должна была бы стать CO– или даже O-Ne-Mg белым карликом. Но еще на стадии выгорания водорода в ядре произойдет следующее. Вторая звезда, звезда-соседка, обдирает внешние слои проэволюционировавшей и расширившейся звезды, и остается голое гелиевое ядро. То есть только такая искусственная «обдирка» позволяет делать гелиевые белые карлики достаточно быстро из достаточно массивных звезд. Из одиночных звезд они пока не успели бы образоваться, так что, действительно, эволюция в двойных идет очень своеобразно.