Тісна подвійна система — Вікіпедія

Тісні подвійні системи — в астрономії: різновид подвійної зоряної системи, компоненти якої на певних етапах своєї можуть обмінюватися масою. Відстань між зорями в тісній подвійній системі порівнянна з розмірами самих зір; вони можуть навіть торкатися одна одної. У таких системах виникають складніші ефекти, ніж просто тяжіння: припливне викривлення форми, прогрів випромінюванням яскравішого супутника тощо. Обмін речовиною істотно впливає на хід зоряної еволюції, тому компоненти тісних подвійних систем еволюціонують зовсім не так, як звичайні зорі. Для астрономів особливий інтерес становлять системи, у яких один із компонентів перебуває на завершальній стадії еволюції.

Подвійну систему, зорі якої мають спільну атмосферну оболонку, називають також надконтактною^{[калька]}^[1]^[2]^[3]^[4]. Практично всі відомі контактні подвійні системи — це подвійні затемнювані зорі^[5], як-от зорі типу W Великої Ведмедиці.

Контактні подвійні зорі не слід плутати із зоряними системами зі спільною атмосферною оболонкою. Конфігурація двох зір, які торкаються одна одної, зазвичай залишається стабільною впродовж періоду від мільйонів до мільярдів років; система ж зі спільною атмосферною оболонкою є динамічно нестабільною фазою еволюції подвійної зорі, яка або скидає зоряну оболонку, або об'єднується в одну зорі в період від місяців до років.

Еволюція тісних подвійних систем[ред. | ред. код]

В еволюції кожної зорі є етап, коли її розміри багаторазово збільшуються^{[джерело?]} — вона стає гігантом або надгігантом^{[сумнівно — обговорити]}. При цьому зовнішні шари такої зорі можуть потрапляти у сферу гравітаційного впливу зорі-супутника й перетікати на нього. Про таку зорю кажуть, що вона заповнює свою порожнину Роша. Унаслідок обміну речовиною маса зорі-донора зменшується, через що змінюється її спектральний клас і хід еволюції в моменти, коли обмін речовиною вже завершився.

Еволюція тісних подвійних систем залежить від початкових мас компонентів і відстані між ними. На ілюстрації для прикладу наведено еволюцію системи, у якій спалахує наднова типу Ia. Можна виділити кілька етапів:

Вихідна система складається з двох зір головної послідовності з масами менш як 10 мас Сонця. Компонент «B» трохи масивніше компонента «A».
Компонент «B», оскільки він масивніший, еволюціонує швидше і, природно, стає червоним гігантом раніше.
Компонент «B» заповнює свою порожнину Роша. Починається акреція речовини з нього на компонент «A».
Зоря «B» втрачає частину маси, а зоря «A» набуває її, унаслідок чого її температура підвищується, а еволюція — прискорюється.
Зоря «B» скинула зовнішню газову оболонку й перетворилася на білого карлика. Компонент «A» поки що залишається на головній послідовності.
Компонент «A» стає червоним гігантом, починається акреція його речовини на білий карлик. Така система може проявлятися як карликова нова, поляр або будь-який інший тип катаклізмічної змінної зорі.
Білий карлик набирає масу і наближається до межі Чандрасекара.
Відбувається гравітаційний колапс білого карлика і спалах наднової.
Компонент «B» повністю руйнується в результаті вибуху наднової.

Еволюція тісних подвійних систем залежить від багатьох параметрів і вимагає знання внутрішньої структури зір, з яких складаються такі системи, і процесів, які в них відбуваються. Тому всі можливі сценарії і їхні варіації вивчені ще не до кінця.

Класи зір, які є тісними подвійними системами[ред. | ред. код]

Зоряні системи, у яких одна із зір завершила свою еволюцію, ставши компактним об'єктом, становлять величезний інтерес. Зважаючи на велику щільність компактних об'єктів, вони утворюють гравітаційні поля з колосальною щільністю енергії^{[джерело?]}. Під час акреції газу ця енергія вивільняється й випромінюється. Такі системи зазвичай є джерелами жорсткого випромінювання і мають світність у мільйони разів більше світності Сонця^{[джерело?]}.

З білими карликами:

Нові зорі

Карликові нові

Поляри й проміжні поляри

З нейтронними зорями:

Рентгенівські пульсари

Барстери

З нейтронними зорями або чорними дірами:

Мікроквазари

Див. також[ред. | ред. код]

Контактно-подвійна мала планета — два астероїди, які під дією гравітації наблизилися одне до одного настільки, що торкнулися.
Об'єкт Торна — Житков — гіпотетична зоря, у ядрі якої розташована нейтронна зоря.
VFTS 352 — контактно-подвійна зоря в туманності Тарантул.
KIC 9832227 — тісна подвійна зоряна система в сузір'ї Лебедя.
Яскрава червона нова може бути результатом злиття компонентів контактно-подвійної зоряної системи.

Примітки[ред. | ред. код]

↑ Darling, David. binary star. www.daviddarling.info. Процитовано 6 травня 2019.
↑ contact binary [Архівовано 2010-08-17 у Wayback Machine.], David Darling, The Internet Encyclopedia of Science. Accessed on line November 4, 2007.
↑ overcontact binary [Архівовано 2011-10-17 у Wayback Machine.], David Darling, The Internet Encyclopedia of Science. Accessed on line November 4, 2007.
↑ pp. 51–53, An Introduction to Astrophysical Fluid Dynamics, Michael J. Thompson, London: Imperial College Press, 2006. ISBN 1-86094-615-1.
↑ p. 231, Stellar Rotation, Jean Louis Tassoul, Andrew King, Douglas Lin, Stephen P. Maran, Jim Pringle, and Martin Ward, Cambridge, UK, New York: Cambridge University Press, 2000. ISBN 0-521-77218-4.

[1] Darling, David. binary star. www.daviddarling.info. Процитовано 6 травня 2019.

[2] tact binary [Архівовано 2010-08-17 у Wayback Machine.], David Darling, The Internet Encyclopedia of Science. Accessed on line November 4, 2007.

[3] vercontact binary [Архівовано 2011-10-17 у Wayback Machine.], David Darling, The Internet Encyclopedia of Science. Accessed on line November 4, 2007.

[4] . 51–53, An Introduction to Astrophysical Fluid Dynamics, Michael J. Thompson, London: Imperial College Press, 2006. ISBN 1-86094-615-1.

[5] . 231, Stellar Rotation, Jean Louis Tassoul, Andrew King, Douglas Lin, Stephen P. Maran, Jim Pringle, and Martin Ward, Cambridge, UK, New York: Cambridge University Press, 2000. ISBN 0-521-77218-4.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]