1. РОЂЕЊЕ, ЖИВОТ И СМРТ
ДВОЈНИХ ЗВЕЗДА
ОЛИВЕРА ЛАТКОВИЋ
Астрономска опсерваторија у Београду
ДВОЈНЕ ЗВЕЗДЕ – АСТРОФИЗИЧКЕ ЛАБОРАТОРИЈЕ
2.
3.
4. ПРОГРАМ
• Рођење звезда
• Живот и смрт усамљених звезда
• Живот и смрт двојних звезда
• Рошов модел
• Размена материјала
• Егзотични објекти
• Контактни системи
• Катаклизмичне променљиве
5. КАКО НАСТАЈУ
ЗВЕЗДЕ?
• Од међузвездане материје
• У спиралним гранама
Галаксије
• Џиновски молекулски облаци
• Развијају се локална
згушњења
• Колапсирају услед сопствене
гравитације
• Формирају протозвездана
језгра
• У сваком језгру се роде 2-3
звезде
6.
7. ТЕРМОНУКЛЕАРНЕ
РЕАКЦИЈЕ
• Водоник се претвара
у хелијум
• Мала разлика у маси се
претвара у енергију
Δ𝑚 = 4𝑚 𝐻 − 𝑚 𝐻𝑒
𝐸 = Δ𝑚 𝑐2
• 𝑐 ≈ 300 000 𝑘𝑚/𝑠
• Огроман број реакција
• Огромна енергија
8. ХИДРОСТАТИЧКА
РАВНОТЕЖА
• Нуклеарна енергија из
језгра загрева гас
• Притисак усијаног гаса
се супротставља
гравитацији
• Нема ширења ни
сажимања
• Звезда је стабилна
Притисак
Сила теже
9.
10.
11.
12.
13. Фузија водоника у омотачу
𝐻 → 𝐻𝑒
Хелијумско језгро
Фузија водоника у језгру
𝐻 → 𝐻𝑒
Фузија хелијума у језгру
𝐻𝑒 → 𝐶
14.
15.
16.
17.
18. ДВОЈНЕ ЗВЕЗДЕ
• Настају истовремено
• Али не морају бити
сличне
• Однос маса:
𝑞 =
𝑀1
𝑀2
• 𝑀1 је примарна
(масивнија) звезда
• 𝑀2 је секундарна
(мање масивна) звезда
19. ЕВОЛУЦИЈА У
ДВОЈНОМ СИСТЕМУ
• Брзина еволуције
зависи од масе
• Примарна звезда
брже еволуира
• Када напусти главни
низ, почиње да расте
• Утицај на другу звезду
зависи од удаљености
20. ТЕСНО ДВОЈНИ
СИСТЕМИ
• Растојање је мало ⇒
период је кратак
• Трећи Кеплеров закон:
𝑎3
𝑃2
=
𝐺 𝑀1 + 𝑀2
4𝜋2
• Кратак период ⇒
брза ротација
• Постаје битна
центрифугална сила
21. РОШОВ МОДЕЛ
• Едвард Рош, 1820-1883
• Гравитација +
центрифугална сила =
ефективна гравитација
• Контуре одговарају
еквипотенцијалним
површинама
• Свака звезда тачно
испуњава једну
контуру
32. ТРАНСФЕР МАСЕ
• Примарна звезда губи,
а секундарна добија
масу
• Мења се однос маса
• Може и сасвим да се
преокрене
• Иницијално примарна
звезда сада има мању
масу
33. ТРАНСФЕР МАСЕ
• Примарна звезда губи,
а секундарна добија
масу
• Мења се однос маса
• Може и сасвим да се
преокрене
• Иницијално примарна
звезда сада има мању
масу
40. КОНЗЕРВАТИВНИ И
НЕ-КОНЗЕРВАТИВНИ
ТРАНСФЕР МАСЕ
• Сву маса коју изгуби једна звезда
прими друга звезда
• Мења се однос маса, али се одржава
укупна маса, 𝑀1 + 𝑀2
• Ово је идеализован случај
• Трансфер масе је готово увек
не-конзервативан
• То значи да се део масе губи из
система
41. Звездани
ветар
• Код масивних звезда
зрачење је толико јако
да са собом односи
спољашње слојеве
звезде
• Еволуција у масивним
двојним системима
одређена губитком
масе
42. РЕЗИМЕ
• Већина звезда има гравитационо
везаног пратиоца – другу звезду
• Двојне звезде настају заједно
• Често су довољно близу да не могу
неометано да расту
• Понекад се буквално додирују!
• Размена масе
• Егзотични објекти
• контактни системи
• катаклизмичне променљиве
43. РОЂЕЊЕ, ЖИВОТ И СМРТ
ДВОЈНИХ ЗВЕЗДА
ОЛИВЕРА ЛАТКОВИЋ
Астрономска опсерваторија у Београду
ДВОЈНЕ ЗВЕЗДЕ – АСТРОФИЗИЧКЕ ЛАБОРАТОРИЈЕ
Editor's Notes
Добро вече, и добродошли на друго предавање у циклусу „Двојне звезде – астрофизичке лабораторије“. На првом предавању, проф. Олга Атанацковић је говорила о главним особинама двојних звезда и техникама које се у астрономији користе за њихово проучавање. Ја ћу данас говорити о њиховој еволуцији.
Еволуција звезда је аналогна старењу живих бића, само је неупоредиво спорија. Иако животи звезда трају милијардама година, и већина њих се није ни мало променила од освита људског рода, оне ипак нису вечне. Звезде се рађају, сазревају, старе и умиру. Њихове особине, које можемо да утврдимо посматрањима, су другачије у свакој од ових фаза еволуције.
Тема овог циклуса предавања су двојне звезде, па ће оне и данас бити у центру пажње.
Мислим да у широј јавности, чак и међу љубитељима астрономије, није позната чињеница да се убедљива већина звезда налази у двојним и вишеструким системима. За мене је то било велико изненађење када сам била студент. Међу посматраним звездама, бар свака друга има пратиоца, тј. састоји се од две или више звезда које издалека изгледају као један објекат.
Подсећам вас да, када говоримо о двојним системима, не мислимо на звезде које само изгледају као да су близу на ноћном небу, већ на физичке системе везане привлачном силом гравитације у којима звезде, компоненте двојног система, круже једна око друге по елиптичним орбитама.
Данас ћемо говорити о томе како се такви системи рађају, живе и умиру. Али о еволуцији двојних звезда није могуће говорити одвојено од еволуције појединачних звезда.
На програму ће, стога, бити следеће ставке:
Прво ћемо видети како се рађају појединачне и вишеструке звезде.
Затим ћемо проћи кроз основе структуре усамљених звезда у кључним фазама еволуције.
Када пређемо на двојне системе, прво ћемо се упознати са тзв. Рошовим моделом, који се користи за разматрање интеракција звезда, компонената двојног система.
Видећемо да кључну улогу у еволуцији двојних система има размена материјала међу звездама, и како до такве размене може да дође.
На крају ћемо видети неке од егзотичних објеката који настају током, и на крају еволуције двојних звезда, као што су контактни двојни системи и катаклизмичне променљиве звезде.
Звезде се рађају у такозваним џиновским молекулским облацима који настају кондензацијом разређене међузвездане материје у спиралним гранама Галаксије.
Ова материја се углавном састоји од водоника и хелијума, хладна је и веома ретка. Густина ових облака је око хиљаду пута мања од најбољег вакуума који се може постићи у земаљским лабораторијама. Али облаци су огромни, и масивни, тако да релативно мали поремећаји у њиховој густини, изазвани рецимо, експлозијом оближње супернове или сударом са другим облаком, могу да започну гравитациони колапс у коме се рађају звезде.
Гас који пада ка језгру будуће протозвезде од матичног облака наслеђује турбулентно и ротационо кретање, а на њега утичу и магнетна поља која прожимају међузвездани простор. Како се ови утицаји супротстављају гравитационом колапсу, материја у језгро не упада директно, већ по све ужој и ужој спиралној путањи.
Ово доводи до формирања такозваног акреционог диска око централног згушњења. У његовом средишту, будућа усамљена или двојна звезда упија надолазећу материју као што сливник у кади упија воду.
Акреција се наставља док протозвезда коначно не усиса све што је могла. То се обично своди на унутрашњи део акреционог диска, који цео буде поједен, док спољашњи може да преживи, и у њему се могу формирати планете. Планете Сунчевог система су настале управо кондензацијом материјала из протозвезданог диска.
Протозвезда има све спољне одлике обичне звезде: сферног је облика и зрачи велике количине енергије. Али извор те енергије је споро гравитационо сажимање које све више и више сабија материју у самом средишту протозвезде. Када густина и температура језгра достигну критичну вредност, почињу да се одвијају термо-нуклеарне реакције.
Термонуклеарне реакције су главни извор енергије звезда. Ако строго пратимо астрофизичке дефиниције, звезде се разликују од протозвезда, белих патуљака и џиновских планета не по величини или сјају – него по доминантном извору енергије. Код протозвезде то је гравитационо сажимање, код белих патуљака, то је притисак дегенерисаног гаса. Звезде су астрономски објекти који се напајају термонуклеарним реакцијама.
Код младих звезда, које имају сличан хемијски састав као међузвездана материја од које су настале, ове реакције се своде на фузију водоника у хелијум.
Четири језгра водоника, под огромним притиском у центру звезде, могу да превазиђу међусобно електрично одбијање и да се споје у језгро хелијума.
Међутим, језгро хелијума има мало мању масу него четири језгра водоника. Ова мајушна разлика у маси (тзв. дефект масе) се у процесу фузије претвара у енергију одређену чувеном Ајнштајновом једначином 𝐸=𝑚 𝑐 2 , где је 𝑐 брзина светлости у вакууму. Иако је разлика у маси мала, брзина светлости је велика, а велики је и број реакција који се у средишту звезде дешава сваке секунде, па се ослобађају огромне количине енергије.
Енергија ослобођена у нуклеарним реакцијама је оно што опажамо као светлост звезда, видљиву са незамисливих удаљености које се мере светлосним годинама. Али за саму звезду је ова енергија много важнија у другом погледу: она се троши на загревање гаса, а притисак гаса се супротставља гравитационом сажимању. Када се изједначе силе сопствене гравитације и притиска гаса, звезда је у стању хидростатичке равнотеже, и тада нема ни сажимања ни ширења.
Рекли смо да је код протозвезде главни извор израчене енергије споро гравитационо сажимање. Када у њеном центру узму маха термонуклеарне реакције, оне постају главни извор енергије и заустављају сажимање. Протозвезда стиче хидростатичку равнотежу и постаје права звезда.
Кажемо да је звезда ступила на „главни низ“. Главни низ је име за најдужу фазу еволуције код свих звезда, која се одликује сагоревањем водоника у језгру и хидростатичком равнотежом.
То је такође име за једну област на тзв. Херцшпрунг-Раселовом дијаграму, на коме се звезде распоређују према боји, тако да топле, плаве звезде иду на једну, а хладније, црвене звезде на другу страну; и према и према сјају, одн. магнитуди, или привидној величини, тако да сјајније звезде иду горе, а слабије, доле. Онда је ова област где се групише велика већина звезда – главни низ. Друге уочљиве групације представљају звезде у каснијим фазама еволуције. Овде су црвени џинови, ово овде је тзв. асимптотска грана где се налазе плави џинови, а ово је област хлађења белих патуљака.
Где ће се млада звезда наћи када ступи на главни низ зависи од њене масе. Познати спектрални типови звезда, О, Б, А и тако даље, грубо одговарају маси. Звезде типа М имају најмање, а звезде типа О највеће масе.
Маса је најважнија одлика звезде. Од ње зависи не само почетно место на главном низу, већ и унутрашња структура звезде, а као што ћемо видети, и њена еволуција.
Звезда се може грубо поделити на средиште и омотач. Природа ових делова се драматично разликује код звезда велике, умерене и мале масе, а одређена је доминантним начином преноса енергије.
Видели смо да се енергија генерише у термонуклеарним реакцијама у језгру, али она затим мора да прође кроз унутрашњост звезде да би изашла напоље у облику светлости.
Кроз слојеве звезданог гаса између којих су разлике у температури умерене, енергија се углавном преноси радијативно, тј. зрачењем; када су разлике у температури велике, главну улогу преузима конвекција, одн. пренос енергије мешањем. Код веома масивних звезда, средиште је конвективно, а омотач радијативан.
Код звезда умерене масе, попут Сунца, средиште је радијативно, а омотач конвективан. Код звезда најмањих маса (црвених патуљака), конвективни су и средиште и омотач.
Од масе звезде индиректно зависи и њен сјај.
Наиме, највећи део масе је код свих звезда концентрисан у релативно малој области око средишта, док се омотач, који попуњава скоро читаву запремину звезде, састоји од релативно ретког материјала који чини само мали део укупне масе. Што је звезда масивнија, концентрација масе у средишту је израженија, а средиште је све веће густине и температуре.
При томе темпо сагоревања нуклеарног горива, као и количина ослобођене енергије, која је сразмерна сјају – експоненцијално расту са густином и температуром језгра.
Тако ће звезда веће масе производити и зрачити много више енергије, али ће такође трошити своје нуклеарно гориво много већом брзином него звезда мање масе. Због тога најсјајније, односно најмасивније звезде имају најкраћи животни век.
Да погледамо, онда, кроз које главне фазе еволуције пролазе звезде различитих маса. На дну имамо звезде најмањих, а на врху звезде највећих маса, а с лева на десно се одвија еволуција од рођења до смрти.
Ово овде су неуспеле звезде, тзв. браон патуљци, који имају премало масе да би сагоревали водоник у термонуклеарним реакцијама. Браон патуљци су само око 5 до 10 пута масивнији од највеће планете Сунчевог система, Јупитера.
Следећи по маси су тзв. црвени патуљци, са масама до половине масе Сунца. Мало пре сам рекла да је код ових мајушних звезда структура потпуно конвективна. То значи да се залихе водоника у језгру непрестано обнављају мешањем са материјалом у омотачима звезде, и веома се споро троши. Ове звезде су практично вечне. Процењује се да њихови животи трају и до сто милијарди година, време скоро десет пута веће од тренутне старости васионе.
Изнад следе звезде сличне Сунцу, чији животи трају око десет милијарди година, и масивније звезде. Звезда масе око десет пута веће од Сунчеве има животни век од свега двадесетак милиона година.
Код ових звезда нема мешања материјала између језгра и омотача…
…па у језгру кад-тад понестане горива, а термонуклеарне реакције се просто угасе. Језгро, које се сада састоји од хелијума, се полако сажима под сопственом тежином. Звезда и даље сија – али сада та енергија, као у фази протозвезде, потиче од гравитационог сажимања. Сажимање за последицу има и то да се слој директно изнад језгра, који је и даље богат водоником, згусне и загреје довољно да у њему почну термонуклеарне реакције. Захваљујући енергији која се сада производи око језгра, омотач звезде се многоструко прошири. Звезда, дакле, расте, постаје све сјајнија, и напушта главни низ.
Сажимање које се одвија у унутрашњости за последицу има и то да се у језгру, које је сада мање, топлије и гушће, стварају услови за нови тип термонуклеарних реакција. Хелијум настао сагоревањем водоника може фузијом да се претвори у угљеник. По истом принципу као и код фузије водоника, мала разлика у маси се претвара у велику количину енергије, која се супротставља гравитационом сажимању. Поновни почетак нуклеарних реакција у језгру доводи до стабилизације звезде, која престаје да расте и поново је у хидростатичкој равнотежи – али сада као црвени џин.
Фаза црвеног џина се одликује знатно краћим трајањем од фазе главног низа, јер је темпо сагоревања нуклеарног горива и ослобађања енергије бржи, а залихе хелијума далеко мање од некадашњих залиха водоника. Када се и оне потроше, средиште се поново сажима, а омотач се поново прошири.
За нормалне звезде, као што је наше Сунце, ово је крај живота. Патуљасто језгро нема довољну масу за фузију тежих елемената – угљеника, кисеоника, итд. Нема довољно масе ни да спречи сопствене омотаче који су почели да се шире да заувек напусте њено гравитационо поље.
Звезде великих маса не одлазе у смрт овако мирно. Њихова језгра имају довољно масе да после сваке фазе сажимања могу да наставе производњу енергије нуклеарном фузијом све тежих елемената: хелијума у угљеник, угљеника у кисеоник итд. преко читавог периодног система, до гвожђа. Сваку фазу сажимања језгра прати ширење омотача, па црвени џин прераста у црвеног супер-џина хиљадама пута већег од Сунца.
Али ово не може да се настави у недоглед. Фузијом гвожђа се више не ослобађа енергија. Штавише, за њу би било потребно уложити енергију. Када у језгру масивне звезде не остане ништа осим гвозденог пепела, долази до коначног и неповратног гравитационог колапса.
Али у неким случајевима језгро може да преживи као компактни објекат: неутронска звезда или црна рупа.
~~~
Видели смо, онда, како живе и умиру усамљене звезде.
Да видимо сада шта је са двојним звездама.
Понављам још једном да су двојне звезде гравитационо везани системи у којима се једна звезда креће око друге, потпуно аналогно кретању Земље око Сунца или Месеца око Земље. Али сада идемо корак даље, и у наставку уводимо тзв. тесно двојне системе, где близина звезда утиче на њихову структуру и еволуцију.
Видели смо да звезде које чине двојни систем настају заједно, сажимањем истог фрагмента унутар џиновског молекулског облака. Дакле, рађају се у исто време. Али то не значи да се рађају као близанци, одн. да су исте. Рекли смо да је маса звезде њена најважнија особина, а масе звезда које чине двојни систем могу од почетка значајно да се разликују. Зато дефинишемо величину звану однос маса између масивније и мање масивне звезде.
Масивнију звезде означавамо бројем 1, и од сада ћемо је звати примарна звезда двојног система. Звезда мање масе, означена бројем 2, је секундарна звезда. Понекада ћу такође користити термине примарна и секундарна компонента.
Однос маса показује колико пута је примарна звезда масивнија од секундарне. Што је већи овај број, већа је разлика међу масама. Двојни системи имају односе маса на великој скали: од случајева где су компоненте готово исте (ту је онда однос маса око 1), до система где је једна звезда десет, па и двадесет пута масивнија од друге.
Зашто је важно да ли су звезде исте масе или нису? Па, мало пре смо видели, у контексту еволуције појединачних звезда, да брзина еволуције, као и укупна дужина живота звезде зависе од масе. Што је звезда масивнија, брже сазрева, стари и умире. У двојном систему, примарна звезда еволуира брже од секундарне.
Овде ствари постају интересантне и помало компликоване. Видели смо да звезде највећи део свог живота проводе на главном низу, и да су током те фазе стабилне. Али када потроше почетне залихе водоника у језгру, оне неизбежно почну да расту. Шта то значи када звезда није сама, него члан двојног система?
Одговор зависи од тога колико су звезде једна другој близу. Ако су звезде довољно далеко да примарна (која ће прва ући у фазу црвеног џина), може да се рашири до свог највећег могућег радијуса, а да јој притом присуство секундарне уопште не смета – онда ће звезде еволуирати свака својим темпом, неометано, као да и нису у двојном систему.
Овај, помало досадан случај, нећемо даље разматрати.
Разматраћемо, напротив, баш оне системе у којима нема довољно места да се примарна звезда неометано рашири – тесно двојне системе.
Према трећем Кеплеровом закону, за систем дате масе, која је једнака збиру маса примарне и секундарне звезде, што су звезде ближе, мора бити краћи орбитални период система.
Овде је 𝑎 растојање међу звездама, а 𝑃 је орбитални период. Да се подсетимо, орбитални период код двојних звезда је аналоган једној години у систему Сунце-Земља, тј. то је време потребно да се направи једна пуна орбита. Код тесно двојних система, периоди се крећу од десетак дана до свега неколико сати.
Кратак орбитални период значи да се звезде једна око друге врте врло брзо. А код довољно брзе ротације, битан фактор постаје центрифугална сила.
Резултанту гравитационе и центрифугалне силе у двојном систему зовемо ефективна гравитација. Понашање ове комбиноване силе се проучава помоћу математичког модела који се зове Рошов модел, према француском астроному из деветнаестог века, Едварду Рошу.
Ове контуре представљају површине на којима ефективна гравитација има исту вредност. Примарна звезда се налази унутар веће, а секундарна унутар мање контуре. Ова контура у облику осмице се зове критични Рошов овал. Све што је унутар Рошовог овала осећа гравитационо привлачење одговарајуће звезде: овде се осећа гравитација примарне, а овде секундарне звезде. То значи да би неко пробно тело, ако се нађе овде и не креће се довољно брзо да побегне, пало на површину звезде.
Ово је Рошов модел у три димензије. Рецимо да је пробно тело неки свемирски брод, који је остао без погона у двојном систему. Он би се понашао као кликер који се котрља по овој површи. Ако пређе ову границу, која одговара критичном Рошевом овалу, почеће да пада ка једној од звезда.
То може да избегне само ако се нађе на месту где је узајамно привлачење звезда тачно изједначено, у овој овде тачки, где би могао да стане и да се никуд не помера. Та тачка се на контурном дијаграму налази овде, и зове се Лагранжева тачка Л1.
Ларганжеве тачке Л2 и Л3 су такође места где је гравитациони утицај двојног система слабији него другде. Вратићемо се томе касније.
Изван Рошовог овала, контуре на некој удаљености постану кругови. Иза те удаљености пробном телу, рецимо нашем свемирском броду, је свеједно да ли је у центру круга појединачна или двојна звезда: битна је само гравитација читавог система, а интеракција међу компонентама је занемарљива.
Унутар Рошевог овала, контуре такође личе на кругове. У три димензије, то одговара сферама. Испоставља се да звезде у двојном систему морају тачно да попуне неку контуру унутар Рошовог овала. На пример, одмах након ступања на главни низ, примарна звезда можда попуњава ову контуру, а секундарна ову. Коју тачно контуру ће звезда да попуни зависи од њене масе, а облик Рошовог овала зависи од односа маса.
Ово је Рошов модел за однос маса једнак јединици, где су масе звезда исте и све контуре су потпуно симетричне.
Ово је Рошов модел за однос маса 10, где је једна звезда десет пута масивнија од друге. Видимо да је област гравитационог утицаја примарне звезде много већа него код секундарне, што је разумно, јер знамо да је сила гравитације сразмерна маси.
Слика од које смо почели има типични однос маса 2, где је једна звезда дупло масивнија од друге.
Сада коначно имамо све састојке за разматрање еволуције звезда у тесно двојном систему. Рецимо да је прошло пар милијарди година од како је овај систем настао, и масивнија звезда је коначно сагорела сав водоник у средишту, док мање масивна звезда и даље има повелике залихе. Примарна звезда почиње да нараста, на путу да постане црвени џин, и током тог процеса попуњава све веће и веће контуре.
У неком тренутку толико нарасте да попуни и Рошев овал. Када једна звезда попуњава Рошев овал, а друга је још увек дубоко уроњена у њега, такав систем се зове полу-одвојени двојни систем.
Занимљива карактеристика двојних система у којима се звезде током еволуције приближе Рошовом овалу је одступање од сферног облика.
У три димензије, таква звезда изгледа овако. Она више није сферног облика, као што су усамљене звезде, већ је елипсоидна, са овим испупчењем које је током орбиталног кретања увек окренуто ка пратиоцу. Ова, тзв. плимска деформација, је последица тога што звезде нису чврста тела. Оне се састоје од усијаног гаса, који пратилац привлачи својом силом теже.
Ово јe врло слично једној сасвим приземној појави, наиме појави плиме и осеке. У двојном систему Земља-Месец, Месец својом гравитацијом привлачи воду у океанима на Земљи. Тако имамо ситуацију да су океани буквално дебљи на једној страни планете – тамо где је Месец – него на другој. Исто се дешава и код тесно двојних звезда, само на много већој скали.
Али шта ће бити ако примарна звезда настави да расте и након што је достигла ову граничну величину?
Доћи ће до тзв. трансфера масе. Материјал из омотача звезде у ширењу почне да истиче из свог Рошовог овала и претиче кроз Лагранжеву тачку Л1 у Рошев овал друге компоненте. Рекли смо да све што је унутар Рошовог овала осећа гравитационо привлачење централне звезде, па тако и ова одбачена материја. Она тече ка секундарној звезди и кружи око ње у све мањим спиралама, које формирају акрециони диск, док коначно не упадне унутра.
На овај начин долази до размене материјала међу звездама. Још битније, долази до размене масе. Примарна звезда сада губи, а секундарна добија на маси. Видели смо да је маса звезде кључна за њену структуру и еволуцију. Код већине усамљених звезда, маса остаје иста практично од почетка до краја живота. У тесно двојним системима, масе компонената могу драстично да се промене.
Како примарна звезда губи, а секундарна добија масу, мења се и однос маса, а са њим и контуре Рошовог модела. Може да дође и до тога да се однос маса преокрене…
…тј. да звезда која је у почетку била масивнија преда толико материјала пратиоцу да онда пратилац постане масивнија, одн. примарна звезда.
С друге стране, бивша секундарна звезда, сад када је стекла додатну масу, убрзано еволуира, па није необично да се читав сценарио са трансфером масе понови са друге стране: сада ова звезда нараста на путу да постане црвени џин, попуњава критични Рошев овал, и почиње да враћа део своје масе сада секундарној компоненти!
Али секундарна компонента, која сада прима масу, је остарела звезда. Она је, је ли, некада била масивнија, и већ је прошла кроз фазу црвеног џина, у којој је изгубила омотач. А видели смо да је код звезда умерених маса фаза црвеног џина увод у крај живота. До тренутка када почне други трансфер масе са некадашње секундарне звезде, некадашња примарна звезда је већ постала бели патуљак.
Рекли смо да бели патуљак, строго гледано, није права звезда. У њему се више не врше термонуклеарне реакције, а гравитационом колапсу се супротставља притисак дегенерисаног гаса.
Међутим, када је бели патуљак компонента полу-одвојеног двојног система, он од пратиоца прима свеж материјал, богат водоником. Када површински слој наталоженог материјала достигне критичну густину и температуру, у њему почињу термонуклеарне реакције.
Раније смо имали термонуклеарне реакције у средишту звезде, па су омотачи могли да апсорбују ослобођену нуклеарну енергију и полако је пренесу до површине звезде, одакле се зрачи у виду посматране светлости.
Али када се ово деси на површини звезде, нема шта да упије енергију. Омотач белог патуљка детонира у нуклеарној експлозији огромних размера коју зовемо „нова“. Име, као што можда знате, потиче од тога што се ове експлозије могу и голим оком уочити као нове звезде на небу, јер су хиљадама пута сјајније од нормалних звезда.
Екстремни случај експлозије нове је експлозија супернове. Видели смо да код масивних звезда експлозију супернове изазива гравитациони колапс инертног језгра које више не може да производи енергију. Код тесно двојних система, до експлозије супернове долази услед акреције, тј. трансфера масе са пратиоца на белог патуљка, када се његова маса толико увећа да у нуклеарној експлозији детонира не само спољашњи омотач, него читава звезда. Експлозије супернових нису хиљадама, него милионима, па и милијардама пута сјајније од нормалних звезда.
Експлозија супернове је углавном толико силовита да ће уништити централну звезду, а пратилац ће бити одбачен и наставиће живот као усамљена звезда.
Но, у неким случајевима, експлозију супернове може да преживи звездани остатак: неутронска звезда или црна рупа. Може се такође десити и да пратилац ипак остане гравитационо везан за овај компактни објекат. О овим сценаријима биће речи на следећем предавању.
Двојни системи у којима дође до експлозије нове или супернове зову се катаклизмичне променљиве звезде.
Да се вратимо на Рошов модел и погледамо шта се дешава када се обе звезде у тесно двојном систему истовремено нађу у фазама еволуције током којих имамо ширење омотача.
Када обе звезде попуне своје Рошове овале, настаје тзв., контактни систем. Обе компоненте су изразито деформисане и додирују се у Лагранжевој тачки Л1.
Међутим, звезде често наставе да се шире и након што су попуниле Рошов овал. Али трансфер масе кроз Лагранжеву тачку Л1 више није могућ, јер ни у једном овалу више нема места за пријем нове материје. Вишак се онда прелива преко Рошевог овала и формира заједнички омотач око две звезде.
На овој слици, унутрашња испрекидана линија одговара Рошовом овалу који пролази кроз Лагранжеву тачки Л1. Њега ћемо звати унутрашњи Рошов овал. Ова друга испрекидана линија одговара тзв. спољашњем Рошовом овалу који пролази кроз Лагранжеву тачку Л2. Површина контактног система је негде између ова два овала…
…и има овај карактеристичан облик који личи на кикирики.
Контактни системи можда делују необично, али у ствари уопште нису ретки. Зна се за хиљаде, а добро су проучене стотине индивидуалних двојних звезда овог типа. Осим упадљивог облика, оне имају још једну занимљиву особину, а то је да су им површинске температуре исте иако су им масе различите. На овој илустрацији је примарна звезда око пет пута масивнија од секундарне, и требало би да је много топлија. Али није. Разлог је заједнички омотач. Кроз њега се распоређује топлота по површини читавог система тако да, поред размене масе, код ових звезда долази и до размене топлотне енергије.
Ако је једна звезда много већа и масивнија од друге, фаза заједничког омотача је кратког века и може лако да се заврши спајањем две звезде у једну. О сударима звезда у двојним системима чућете на следећем предавању. Ми се овде држимо сценарија где је контактни систем стабилан и растојање компонената се не смањује.
Е, сад. Ако звезде у контактном систему прерасту и спољашњи Рошов овал, материјал из заједничког омотача ће почети да истиче кроз Лагранжеву тачку Л2. Овај материјал понекад формира разређени диск око двојног система дуж ове контуре, али је у принципу изгубљен и више не припада звездама.
Ово је један од видова губитка масе из двојног система.
Наиме, до сада смо разматрали случај где је сву масу коју је изгубила једна компонента, примила друга компонента. То је тзв. конзервативни трансфер масе (јер се збир маса одржава), који скоро никада не срећемо у пракси. Приликом сваког претицања Рошевог овала, како унутрашњег, тако и спољашњег, може доћи до губитка масе из различитих разлога.
Код масивних тесно двојних система, главни узрок за губитак масе је звездани ветар.
Наиме, код звезда великих маса, енергија која се ослобађа у унутрашњости зрачи са таквом силином да може буквално да одува спољашње омотаче.
Када се овакве звезде нађу у двојном систему, њихови ветрови се силовито сударају, као нпр. у случају чувене звезде η Carinae. За разлику од других слика двојних звезда које сам до сада показивала, ово није илустрација, него права фотографија са свемирског телескопа Хабл. На њој се види експлозивно ширење материјала који компоненте одбацују путем звезданог ветра, а ова раван симетрије је место где се ветрови сударају. Саме звезде су уроњене дубоко у ову маглину и не могу се посматрати директно.
У овако екстремним случајевима, Рошов модел више није сасвим погодан, а трансфер масе је веома не-конзервативан, тако да се само мали део материјала који једна звезда одбаци, пребаци на другу. Код изузетно масивних двојних система, еволуција је одређена не само разменом, него и губитком масе.
Стигосмо до краја.
Видели смо како се звезде рађају, како живе, саме и у паровима, и како умиру. Надам се да ћете са овог предавања понети свест о томе да се више од половине свих звезда налазе у двојним и вишеструким системима, да су тесно двојни системи парови звезда које су довољно близу да се некада сасвим буквално додирују, и да је за еволуцију звезда у таквим системима од кључног значаја размена материјала, одн. трансфер масе, који омогућава настанак разних интересантних објеката, од контактних система, до катаклизмичних променљивих.
