Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Измерение параметров двойных звезд.

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 – массы звезд, P – их период обращения, T – один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогда x1/x2=m2/m1.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.

Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость .) исследуются так же, как и у обычных.

Теплые двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы – явление нередкое. Звезда переливается через край

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда – белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, – повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла – мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

Рентгеновские двойные звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00 удалось очень точно измерить массу компактной звезды (для этого использовались данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.