Ludzkość od zarania dziejów fascynowała się gwiazdami, początkowo przypisywano im religijne lub mistyczne znaczenie, co zachowało się w nazwach wielu gwiazdozbiorów na niebie. Dziś mamy do tych obiektów inne podejście, ale gwiazdy nadal wzbudzają zachwyt i zainteresowanie zarówno badaczy, jak i zwykłych ludzi. Mimo to niewiele osób zdaje sobie sprawę z tego, że ponad połowa gwiazd widocznych na niebie znajduje się w układach podwójnych. Z tego tytułu warto przybliżyć trochę fizykę ich ciekawszej wariacji, czyli ciasnych układów podwójnych.

Układy podwójne

Układy podwójne dzielimy ze względu na przebieg ewolucji gwiazd znajdujących się w nich na dalekie oraz ciasne. Dalekie układy podwójne charakteryzują się tym, że nie występuje w nich przepływ masy, a gwiazdy ewoluują tak jak dwie gwiazdy pojedyncze. Badacze nie są zgodni co do ich genezy. Część uważa, że powstały one przez przypadkowe spotkania gwiazd, a część, że gwiazdy rodziły się jako ciasne układy, ale zostały odciągnięte przez grawitacje innych obiektów. W ciasnych układach podwójnych z kolei występuje przepływ masy i gwiazdy najprawdopodobniej urodziły się już takie.

Powierzchnia Roche’a

Bardzo ważnym zagadnieniem przy omawianiu ewolucji ciasnych układów podwójnych jest powierzchnia Roche’a. Jest ona obszarem wpływu grawitacyjnego obu gwiazd, a jej rozmiary są w przybliżeniu równe odległości między gwiazdami.

Powierzchnia Roche'a w zależności od odległości między gwiazdamiJ. Craig Wheeler

Powierzchnia Roche’a w zależności od odległości między gwiazdami

Dokładniejsze rozmiary strefy Roche’a określa zależność:

 \frac{r}{a} = 0,38 + 0,2log \frac{M_1}{M_2} ,

gdzie:

 r – promień pierwszej gwiazdy

 a – odległość między gwiazdami

 M_1 – masa pierwszej gwiazdy

 M_2 – masa drugiej gwiazdy

Jej najważniejszym elementem są punkty Lagrange’a – punkty w przestrzeni, gdzie siły grawitacji obu gwiazd równoważą się. Są to także punkty, gdzie można ustawić trzeci obiekt, tak by jego orbita była stabilna i nie została naruszona, przez każde przelatujące obok ciało. Z punktu widzenia ewolucji gwiazd ciasnych układów podwójnych najważniejszym punktem Lagrange’a jest punkt L1 i w dalszej części pracy będzie to jedyny punkt Lagrange’a, którym się będę zajmować.

Powierzchnia Roche’a z punktami Lagrange’a i liniami ekwipotencjalnymi

Paradoks Algola

Badania nad ciasnymi układami podwójnymi zaczęły się od zaobserwowania intrygującego zjawiska w układzie Algol. Algol jest układem potrójnym. Składa się z dwóch gwiazd w ciasnym układzie podwójnym i trzeciej, na tyle odległej, że nie ingeruje w ewolucje pozostałych dwóch. Te dwie pierwsze to czerwony olbrzym o masie około 0,5 mas Słońca oraz gwiazda ciągu głównego o masie około 2-3 mas Słońca. Obie gwiazdy są mniej więcej w tym samym wieku, więc logiczne, że gwiazda masywniejsza powinna być na dalszym stopniu ewolucji, a jest odwrotnie. Naukowcy zaczęli się zastanawiać, dlaczego tak się stało i w końcu znaleźli odpowiedź.

Na początku obie gwiazdy należały do ciągu głównego i jedna z nich miała większą masę. Masywniejsza gwiazda szybciej rozpoczęła ewolucję i w związku z tym zaczęła puchnąć. Razem z gwiazdą rozszerzała się także strefa Roche’a, lecz nie mogła tego robić w nieskończoność i w końcu gwiazda ją wypełniła. Część jej materii zaczęła przepływać przez punkt Lagrange’a do drugiej gwiazdy, w wyniku czego gwiazda początkowo masywniejsza stała się mniej masywną, ale bardziej zaawansowaną ewolucyjnie.

Ewolucja w przypadku ogólnym

Ewolucję gwiazd w układach kontaktowych rozpoczyna tak zwana faza szybkiego przepływu masy. Polega ona na tym, że masywniejsza gwiazda ewoluuje aż stanie się czerwonym olbrzymem i wypełni powierzchnię Roche’a. Jądro dalej się kurczy, a gwiazda rozszerza, przez co zewnętrzna materia uwalnia się z jej wpływu grawitacyjnego. Jej większa część przedostaje się przez punkt Lagrange’a do strefy grawitacyjnego wpływu drugiej gwiazdy, a reszta orbituje wokół obu gwiazd po dysku akrecyjnym. Strefa Roche’a gwiazdy oddającej masę zmniejsza się, wskutek czego jeszcze więcej materii znajduje się poza jej wpływem; im więcej gwiazda traci, tym więcej jeszcze musi stracić. Gwiazdy w miarę przepływu energii zbliżają się do siebie zgodnie ze wzorem:

 a = \frac{const.}{{M_1 ^2} (M - M_1)^2}

Poruszają się one po coraz ciaśniejszych spiralach, co powoduje dalsze zmniejszane się strefy Roche’a i utratę masy.

Początek przekazu masyJ. Craig Wheeler

Początek przekazu masy

Faza wolnego przepływu masy

Kiedy masy obu gwiazd zrównają się zaczynają się one oddalać po spirali. Gwiazda początkowo cięższa dalej oddaje materię, lecz jej powierzchnia Roche’a się powiększa, przez co jest to dużo wolniejsze. Przypuszcza się, że układ Algola aktualnie znajduje się w tej fazie.

Ewolucja drugiej gwiazdy

Nie tylko gwiazda masywniejsza ewoluuje, lecz ta druga rozpoczyna swój rozwój, kiedy pierwsza go zakończy. Ewolucja przebieg bardzo podobnie jak w przypadku pierwszej gwiazdy. Wypełnia ona swoją powierzchnię Roche’a i przekazuje materię swojej “towarzyszce”, która jest wtedy białym karłem, gwiazdą neutronową lub czarną dziurą.

Ewolucja gwiazd znacznie oddalonych od siebie

Czasami gwiazdy znajdują się w dużej odległości od siebie, ale nadal są w ciasnym układzie. Ewolucja takich obiektów przebiega podobnie, lecz nieco inaczej niż gwiazd położonych bliżej siebie. Gwiazda o większej masie wypełni powierzchnię Roche’a i rozpocznie przekaz masy dopiero wtedy, kiedy będzie już pełnoprawnym olbrzymem. Będzie go kontynuować aż odda całą otoczkę i zostanie samo jądro.

Jeśli gwiazda miała masę mniejszą niż 8 mas Słońca to po oddaniu otoczki będzie białym karłem orbitującym wokół większej gwiazdy ciągu głównego. Z kolei jeśli masa będzie wynosić więcej niż 8 mas Słońca to jądro będzie dalej ewoluować oraz zapadać się co spowoduje eksplozję i powstanie gwiazdy neutronowej. Ewentualnie jądro może się całkowicie zapaść i stworzyć czarną dziurę.

Ewolucja gwiazd bardzo blisko siebie

Kiedy gwiazdy są naprawdę bardzo blisko to ,ich ewolucja przebiega w trochę inny sposób. Gwiazdy zużywając wodór w procesach termojądrowych, rozszerzają się odrobinę. Przy małym promieniu powierzchni Roche’a, nawet tak malutka zmian objętości może spowodować jej wypełnienie. Rozpoczyna się przepływ masy.

Kiedy ich masy się wyrównają, gwiazdy nadal będą się znajdować na cyklu głównym. Biorca materii pod wpływem przyrostu masy rozpocznie swoją ewolucję. W efekcie obie gwiazdy będą starały się jednocześnie przekazać sobie nawzajem masę. Nadmiar materii zostanie wyrzucony na orbitę, gdzie będzie krążyć w dysku ekskrecyjnym, który rożni się od akrecyjnego tym, że materia nie opada na gwiazdy, tylko się od nich oddala.

Ewentualnie jednej z gwiazd może udać się przekaz i zostanie wtedy pochłonięta przez drugą.

Faza wspólnej powłoki

Czasami może się zdarzyć, że gwiazda będąca biorcą będzie się opierać przepływowi materii, a opór ten będzie wprost proporcjonalny do gęstości gwiazdy. Opadająca masa będzie powodować wydzielenie się energii w postaci ciepła i światła. Promieniowanie będzie wywoływać ciśnienie na spadającą materię, które może być na tyle duże by spowolnić, a nawet zatrzymać przekaz.

Materia wyrzucona przez jedną gwiazdę i nieprzyjęta przez drugą znajdzie się na orbicie wokół obu gwiazd. Będzie ona puchnąć i reagować sama ze sobą, aż stworzy balon, w którym będą poruszały się jądra gwiazd. Będą one krążyć nie w próżni, lecz w gazie, który stawia opór, więc orbita będzie się stopniowo zmniejszać. W końcu energia grawitacyjna uwalniana poprzez zmniejszanie się orbity zrówna się z tą która utrzymuje powłokę i zostanie ona zdmuchnięta. Jądra obu gwiazd będą dalej poruszać się w próżni po bardzo małych orbitach.

Source :

J. Craig Wheeler "Kosmiczne katastrofy", Włodzimierz Zonn "Ewolucja gwiazd", Józef S. Szkłowski "Życie gwiazd"

Autor

Michał Piotrak