Аккреция в бинарных системах и звездные вспышки

1. Смотри!

Дополнительное чтение от www.astronomynotes.com

На предыдущем уроке вы узнали о существовании двойных звезд, и вас попросили порассуждать об эволюции двойных звезд. Мы собираемся вернуться к этой теме и изучить последствия массопереноса в бинарных системах.

Сначала мы рассмотрим определение доли Роша . В двойной звездной системе каждая звезда оказывает гравитационное воздействие на любой объект, масса которого находится поблизости. Вы можете определить область, внутри которой сила гравитации звезды 1 сильнее, чем звезда 2, и наоборот. Объем пространства, внутри которого материя ощущает более сильное притяжение звезды 1, чем звезды 2, определяет долю Роша для звезды 1, а объем пространства, внутри которого материя ощущает более сильное притяжение звезды 2, чем звезды 1, определяет долю Роша для звезды. звезда 2. Любое вещество внутри Рош Лобе объекта будет гравитационно связано с этим объектом. Два лепестка Роша для звезд в двойной системе имеют приблизительно каплевидную форму и встречаются в точке, известной как L1, или в первой точке Лагранжа. На L1 гравитационная сила обеих звезд в точности равна, поэтому материя может фактически перейти от привязки к одной звезде к другой, пройдя через точку L1.

На изображении ниже представлен расчет трехмерной формы лепестков Роша для двойной звездной системы и двухмерной проекции трехмерного объема. Точка L1 помечена.

Рис. 6.11. Трехмерное представление потенциала Роша в двойной звезде с массовым отношением 2 в совместно вращающейся системе координат. Верхняя часть изображения представляет собой трехмерное представление потенциала Роша в двойной звездной системе. На каркасной иллюстрации показаны гравитационные «ямы», вызванные каждой отдельной звездой, а также лагранжева точка L1 между каждой звездой. В нижней части изображения находится плоская 2D-проекция этого гравитационного потенциала, более четко показывающая лагранжевы точки L1, L2 и L3.

Если у вас есть две звезды, которые меньше, чем их лепестки Роша, то этот тип бинарника называется отсоединенным бинарным , и звезды не будут иметь прямого влияния на эволюцию друг друга. Однако, если одна из звезд становится достаточно большой, чтобы заполнить свою долю Роша, то форма этой звезды станет искаженной, и масса может быть перенесена из искаженной звезды через точку L1 в звезду-компаньон в двойном. Эта система упоминается как полуотдельный двоичный файл . Массоперенос в этих типах двойных звездных систем является активной областью исследований в штате Пенсильвания.

Смотри!

Рентгеновская обсерватория Чандра имеет хороший анимация бинарной звездной системы, эволюционирующей из отсоединенного в полуразделенное состояние , (Quicktime фильм, который может воспроизводиться не во всех браузерах)

Анимация этапов эволюции системы Алгола доступно от профессора Майкла Галлиса из Penn State Schuylkill. Это показывает:

1. изначально отсоединенный двоичный файл;
2. 2D-проекция Роша Лобеса вокруг двух звезд;
3. объем 3D, заключенный в Рош Лобес для двух звезд;
4. более массивная звезда эволюционирует, заполняя свою долю Роша, а затем передавая массу своему спутнику;
5. звезда-компаньон, получающая массу от изначально более массивной звезды в результате переноса;
6. новая геометрия Роше Лобе после переноса, которая показывает, что у звезды, которая набрала массу, теперь больше Роше Лобе, чем у ее спутника.

Существует еще одна возможность, которую мы можем рассмотреть: если обе звезды в двойном заполнят свои доли Роша, то масса обеих звезд не будет гравитационно связана с одной или другой звездой, но вместо этого две звезды будут окружены «общей оболочкой» "газа. Это называется общим конвертом или контактным двоичным файлом.

Рисунок 6.12: Имитация изображения контактного двоичного файла. Смоделированное изображение, созданное в проекте Wolfram Demonstrations, контактного двойника, в котором две отдельные звезды окружены газовой оболочкой, полностью охватывающей систему, а две звезды также искажены и касаются лагранжевой точки L1.

Поскольку двойные звездные системы могут передавать массу между звездами в паре, это может изменить эволюцию звезд в двойных и привести к появлению новых типов звезд и новых звездных явлений, помимо тех, которые мы изучали до сих пор. Например, когда белый карлик связан с другой звездой в двойной системе звезд и массовые потоки от звезды-компаньона направляются к белому карлику, он может накапливаться в диске (называемом аккреционным диском ), который окружает белого карлика.

Рисунок 6.13: Художественная концепция аккреционного диска вокруг белого карлика

Если соседний компаньон сбрасывает вещество на белого карлика таким образом, то внезапно горячий белый углерод / кислородный карлик покрывается слоем нового топлива, поскольку в аккрецированном веществе будет в основном водород. Белый карлик настолько горячий, что может привести к тому, что водородная оболочка подвергнется ядерному синтезу, подобно тому, как вырожденное ядро ​​в красном гиганте создает вспышку гелия. Когда водородная оболочка воспламеняется таким образом, синтез происходит взрывным образом, и звезда за очень короткое время осветляется в 1 миллион раз больше своей нормальной яркости. Мы называем этот взрыв новой . В некоторых системах этот процесс может происходить снова и снова, вызывая взрывы «повторяющихся новых». Ниже приведен пример повторяющейся новой звезды, полученной космическим телескопом Хаббла.

Рис. 6.14. Плодовитое количество извержений рецидивирующей новой T Pyxidis привлекло внимание многих телескопов.

Слово «нова» происходит от латинского «nova stella» или новой звезды, потому что если белый карлик, находящийся достаточно близко к Земле, подвергается взрыву новы, мы можем увидеть звезду невооруженным глазом там, где раньше не было звезды. Например, ниже приведено изображение «новой звезды» или новой звезды, которое было видно невооруженным глазом в 1999 году.

Рис. 6.15. Яркая новая звезда была обнаружена в 1999 году, которая в то время была видна невооруженному глазу в южном небе.

Новые - не единственные возможные конечные состояния для белых карликов, аккрецирующих материю от своих спутников. Если массивный белый карлик около предела Чандрасекара накапливает слишком много массы от своего спутника в результате аккреции, он может взорваться как сверхновая типа Ia. Поскольку давление вырождения электронов не может поддерживать звезду с массой> 1,4 солнечных масс, белый карлик, который накапливает массу, достаточную для того, чтобы поднять ее выше этого предела, также будет взрываться. Количество света, испускаемого во время сверхновой типа Ia, очень похоже на количество света сверхновой звезды коллапса типа II. Однако спектр этого света очень отличается. Звезды, которые создают сверхновые типа II, все еще содержат водород, поэтому мы увидим доказательства наличия водорода в спектре сверхновой типа II. Поскольку белые карлики не содержат водорода, в спектрах сверхновых, созданных при их взрыве, не будет присутствовать никаких линий водорода. Эти типы сверхновых недавно были в новостях из-за их полезности в изучении космологии, и мы вернемся к ним на следующем уроке. В начале 2014 года была обнаружена ближайшая и самая яркая сверхновая типа Ia, и она была видна даже телескопам и биноклям на заднем дворе. Более подробная информация о Supernova 2014J в галактике M82 доступна во многих источниках, включая Журнал Sky & Telescope.

Существует много других звездных явлений (например, "рентгеновские всплески") и звездных типов (например, "синие отставшие"), которые либо известны, либо предположительно являются результатом массопереноса в двойных звездных системах. Мы рассмотрим еще несколько примеров за пределами новых звезд и типа Ia, описанных на этой странице.

Похожие