Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Если в двойной системе происходит потеря массы за время, много меньшее периода обращения, то при выполнении неравенства [Хуанг (1963)]
AM ^ г
M ^ 2а
(где г — расстояние, на котором происходит потеря массы, а — большая полуось орбиты, M — суммарная масса) двойная система перестает существовать, так как скорости компонент превышают параболическую *). Для круговой орбиты это отношение равно 1/2. Массивная звезда должна потерять большую часть своей массы, чтобы превратиться в белый карлик. Ауэр и Вольф (1965) отмечают, что если предполагать первоначальную массу звезды, ставшей белым карликом, больше 1,5 М®, конечную массу белого карлика 0,5 Ж© и если звезда второй компоненты из табл. XVI имеет массу, меньшую 0,5 М®, то потеря массы системой будет больше половины первоначальной массы. Следовательно, потеря массы должна протекать за время, не меньшее чем период обращения, т. е. за т > IO4 лет для систем, приведенных в табл. XVI. Разумеется, эти рассуждения не столь убедительны, как в случае первых трех звезд, так как массы компонент, не являющихся белыми карликами, меньше чандрасекаровского предела.
Ауэр и Вольф (1965) показали, что наблюдения белых карликов в звездном скоплении Гиады свидетельствуют о том, что превращение массивной (М > 2,5 М©) звезды главной последовательности в белый карлик за счет потери массы происходит в основном не за счет истечения с экватора при вращении сжимающейся звезды.
В работах Бисноватого-Когана и Зельдовича (1966) предложен механизм медленного гидродинамического истечения массы из звезды на поздних стадиях эволюции. Бисноватый-Коган (1967) показал, что этот механизм может привести к существенной потере массы в ходе эволюции звезд с M ^ 15 Ж©.
!Обеспечивает ли подобное истечение всегда превращение массивной звезды в белый карлик? Ответ на этот вопрос может дать
*) Таким механизмом Блаау,(1961) объясняет происхождение некоторых быстро летящих звезд; ср. выше § 6 гл. 13.456 коллапсировавшие звезды и белые дыры (отоны) [гл. 14
только подробный расчет и, конечно, наблюдения. Ауэр и Вольф указывают на возможную причину реальности такой ситуации.
Если потеря массы продолжается до тех пор, пока в звезде идет горение гелия или углерода, то прекращение потерь произойдет, когда масса уменьшится до M <Т 0,5 M© и перестанут протекать указанные ядерные реакции (см. § 1 гл. 11). В таком случае истечение массы автоматически будет уменьшать массу звезды ниже критического предела и концом эволюции явится белый карлик.
Еще одним свидетельством возможности превращения массивной звезды в белого карлика является присутствие белых карликов в звездных скоплениях. Так, в Гиадах открыто 12 белых карликов [см. Эгген и Гринстейн (1965)], причем возраст скопления таков, что закончить эволюцию могли лишь звезды с M > 2 М@.
Правда, как отмечает Лейтен (1952), если бы все звезды Гиад с M > 2 Ж© превратились в белые карлики, то их полное число в Гиадах должно было бы быть — 23. Хотя список открытых белых карликов в Гиадах, безусловно, не полон, все же их число в скоплении, вероятно, меньше предсказанного. Полной ясности в данном вопросе нет.
По данным внегалактической астрономии, отношение массы галактик к их светимости M/L различно у галактик разного типа Гсм., например, обзор Вокулера (1962)]. Оно меняется от 100 (в солнечных единицах M©/L© = 0,5 г*сек/эрг) для эллиптических галактик до 10 у спиральных, к которым относится и наша Галактика, и до единицы для неправильных. Большое значение отношения M/L для эллиптических галактик, а также данные об их спектре, возможно, свидетельствуют об отсутствии в них заметного числа молодых ярких звезд и о большом количестве несветящейся или слабо светящейся материи.
В этих галактиках обычно мало межзвездного диффузного вещества. Кроме того, если в них, так же как в скоплениях нашей Галактики, относительно мало белых карликов (см. выше), то все это вместе взятое говорит в пользу наличия в далеко про-эволюционировавших эллиптических галактиках трудно наблюдаемых звезд — нейтронных и застывших *).
Нейтронные звезды после затухания пульсирующего, излучения (после того как они перестанут быть пульсарами) **) и застывшие звезды являются двумя типами звезд, которые наиболее труд-
*) Современный анализ этой проблемы для шаровых скоплений проведен в работе Вилл ера (1970), а для эллиптических галактик — в работе Вольфа и Бербиджа (1970).
**) Как уже отмечалось, возраст наблюдаемых пульсаров не превышает IO7—IO8 лет, откуда следует с большой вероятностью существование ненаблюдаемых старых пульсаров.$ 4] статистика звезд b конечной точке звездной эволюции 457
ны для наблюдений, т. е. которые «невидимы». Как их можно обнаружить?
Вдали от застывшей или нейтронной звезды при г rg поле тяготения точно такое же, как и до коллапса во время нормальной эволюции. Следовательно, в динамике звездных систем невидимые звезды проявляютсяточнотак же, как и обычные. Поэтому в принципе невидимые звезды можно обнаружить следующим образом. По движению видимых звезд вычисляется масса системы, например, шарового звездного скопления. Затем определяется масса всех видимых звезд, газа и пыли. Разность первой и второй величин дает массу невидимой компоненты скопления. Заметим, что сюда войдет не только масса невидимых звезд, но и масса других трудно наблюдаемых форм материи Вселенной: нейтрино, гравитационные волны. Эти виды материи не сконцентрированы специально в галактиках и равномерно заполняют Метагалактику. Разумеется, для относительно небольших систем (звездных скоплений, галактик) масса нейтрино и гравитонов, даже при наибольшей возможной их плотности во Вселенной [см. Зельдович и Смородинский (1961)], пренебрежимо мала по сравнению с вероятной массой невидимых звезд, следовательно, эта поправка несущественна.