Masas pārnese, novu sprādzieni, Ia tipa supernovas un gravitācijas viļņu avoti daudzzvaigžņu sistēmās
Lielākā daļa Visuma zvaigžņu neattīstās vienatnē – tās dzīvo dvināru vai daudznari zvaigžņu sistēmās, kas orientējas ap kopēju masas centru. Šādas konfigurācijas rada plašu neparastu astrofizisku parādību spektru – sākot no masas pārneses, novu uzliesmojumiem, Ia tipa supernovām un beidzot ar gravitācijas viļņu avotiem. Mijiedarbojoties, zvaigznes var būtiski mainīt viena otras evolūciju, radot spožus tranzientus vai veidojot jaunas beigas (piemēram, neparastas supernovu šķirnes vai ātri griezošas neitronzvaigznes), ko atsevišķas zvaigznes nekad nesasniegtu. Šajā rakstā apskatīsim, kā dvināri veidojas, kā masu apmaiņa izraisa novu un citu sprādzienu rašanos, kā slavenā Ia tipa supernovu izcelsme rodas no baltā pundura akrecijas un kā kompakti dvināri kļūst par spēcīgiem gravitācijas viļņu avotiem.
1. Dvināru zvaigžņu izplatība un tipi
1.1 Dvināru daļa un veidošanās
Novērojumu aptaujas liecina, ka nozīmīga daļa zvaigžņu (īpaši masīvas) atrodas dvināru sistēmās. Dažādi procesi zvaigžņu veidošanās reģionos (sadalīšanās, gravitācijas ķeršana) var radīt sistēmas, kurās divas (vai vairāk) zvaigznes riņķo viena ap otru. Atkarībā no orbītā esošā attāluma, masu attiecības un sākotnējām evolūcijas stadijām, vēlāk tās var mijiedarboties, pārnesot masu vai pat saplūstot.
1.2 Saskares klasifikācija
Dvinārie bieži tiek klasificēti pēc tā, kā (un vai) tie apmainās ar vielu:
- Atsevišķas (detached) dubultzvaigznes: Katra zvaigznes ārējie slāņi ietilpst tās Roša dobumā, tāpēc sākumā masas pārnese nenotiek.
- Daļēji atsevišķas (semidetached): Viena no zvaigznēm aizpilda savu Roša dobumu un nodod masu pavadonei.
- Kontaktu (contact): Abas zvaigznes aizpilda savus Roša dobumus, daloties kopējā apvalkā.
Zvaigznēm augot vai to apvalkiem paplašinoties, reiz atsevišķā sistēma var kļūt par daļēji atsevišķu, izraisot masas pārneses epizodes, kas būtiski maina to evolūcijas likteņus [1], [2].
2. Masas pārnese dubultās sistēmās
2.1 Roša dobums un akrēcija
Daļēji atsevišķās vai kontaktu sistēmās zvaigzne, kuras rādiuss ir lielākais vai blīvums vismazākais, var aizpildīt savu Roša dobumu, t.i., gravitācijas līdzsvara virsmu. Viela no zvaigznes plūst caur iekšējo Lagrāža punktu (L1), veidojot akrecijas disku ap otru pavadoni (ja tā ir kompakta — piemēram, baltais punduris vai neitronzvaigzne), vai nokrīt tieši uz masīvāku galvenās secības vai milža zvaigzni. Šis process var:
- Paātrināt rotāciju akrēciju saņemošajai pavadonei,
- Atklāt masu zaudējošo zvaigzni, noņemot tās ārējos slāņus,
- Izraisīt termobrandu kodolreakcijas uz kompakta akrēcijas saņēmēja (piemēram, novu, rentgena zibšņu).
2.2 Evolūcijas sekas
Masas pārnese var radikāli pārzīmēt zvaigžņu evolūcijas ceļus:
- Zvaigzne, kas varēja kļūt par sarkano milzi, pārāk agri zaudē apvalku un atklāj karstu helija kodolu (piemēram, helija zvaigznes veidošanās).
- Akrēciju saņemošā pavadone var palielināties masā un nonākt augstākā evolūcijas secībā, nekā paredz vientuļo zvaigžņu modeļi.
- Ekstrēmos gadījumos masas apmaiņa noved pie kopējā apvalka fāzes, kas var apvienot abas zvaigznes vai izspiest lielu daudzumu vielas.
Šādas mijiedarbības ļauj veidoties unikālām beigām (piemēram, divkāršiem baltiem punduriem, Ia tipa supernovu priekštečiem vai divkāršām neitronzvaigznēm).
3. Novu sprādzieni
3.1 Klasisko novu mehānisms
Klasiskās novās parādās daļēji atsevišķās sistēmās, kur baltais punduris akrēcijā uzņem ūdeņraža saturošu vielu no pavadones (bieži galvenās secības vai sarkanā pundura). Laika gaitā uz baltā pundura virsmas uzkrājas ūdeņraža slānis ar augstu blīvumu un temperatūru, līdz sākas termiskā kodolreakcija (thermonuclear runaway). Sprādziens var palielināt sistēmas spožumu tūkstošiem vai miljoniem reižu, izmetot vielu lielā ātrumā [3].
Galvenie posmi:
- Akrecija: Baltais pundurītis uzkrāj ūdeņradi.
- Termobrandu robežas sasniegšana: Veidojas kritiska T/ρ.
- Sprādziens: Ātra virsmas ūdeņraža degšana.
- Izmešana: Karstā gāzu apvalka izmešana, izraisot novu.
Nova notikumi var atkārtoties, ja baltais pundurītis turpina akreciju un pavadonis paliek. Daži kataklizmiski mainīgie savā vēsturē piedzīvo daudzas novu uzliesmošanas simtu vai desmitu gadu laikā.
3.2 Novērotās īpašības
Nova parasti kļūst spoža dažu dienu laikā, saglabā maksimumu dienas vai nedēļas, pēc tam pakāpeniski izgaist. Spektrālā analīze rāda emisijas līnijas no izplešamā izmestā gāzu apvalka. Klasiskās novas atšķiras no:
- Pundurīšu novu: mazāki uzliesmojumi, kas rodas no diska nestabilitātēm,
- Atkārtoto novu: biežāki galvenie uzliesmojumi, saistīti ar lielu akreciju.
Novu izmestās čaulas bagātina vidi ar pārstrādātu materiālu, tostarp dažiem smagākiem izotopiem, kas veidojas procesā.
4. Ia tipa supernovas: balto pundurīšu sprādzieni
4.1 Termobrandu supernova
Ia tipa supernova izceļas ar to, ka tās spektrā nav ūdeņraža līniju, bet ir redzamas spilgtas Si II līnijas pie maksimuma. Enerģijas avots ir balta pundurīša termobrandu kodolsprādziens, kad tas sasniedz Čandrasekāra robežu (~1,4 M⊙). Atšķirībā no sabrukuma (kodolgrūšanas) supernovām, Ia tipa sprādziens nenotiek no masīvas zvaigznes dzelzs kodola sabrukuma, bet no mazākas zvaigznes oglekļa-skābekļa balta pundurīša, kuram notiek pilnīga "sadedzināšana" [4], [5].
4.2 Dubultzvaigžņu priekšteči
Ir divas galvenās izcelsmes shēmas:
- Viensējs (Single Degenerate): Baltais pundurītis tuvu dubultzvaigznē saņem ūdeņradi vai hēliju no nekompakta pavadītāja (piemēram, sarkanā milža). Sasniedzot kritisko masu, kodolā sākas nekontrolēta oglekļa sintēze, kas iznīcina zvaigzni.
- Dubultais degenerāts (Double Degenerate): Divi balti pundurīši saplūst, un kopējā masa pārsniedz stabilitātes robežas.
Abos gadījumos oglekļa detonācijas vai deflagrācijas fronte pāriet cauri visam pundurītim, pilnībā to iznīcinot. Neatstājot nekādu kompakto palieku – tikai izplešamās pelnu mākoņus.
4.3 Kosmoloģiskā nozīme
Ia tipa supernovas raksturo diezgan vienota maksimālā spožuma līkne (pēc noteiktu parametru izlīdzināšanas), tāpēc tās kļuva par „standarta spuldzēm“ (angļu val. standardizable candles) kosmisko attālumu mērīšanai. To loma atklājot kosmosa paplašināšanos ar paātrinājumu (t.i., tumšo enerģiju) uzsver, cik būtiska ir dubultzvaigžņu fizika, kas var izpausties liktenīgos astrofizikas un kosmoloģijas atklājumos.
5. Gravitācijas viļņu avoti daudzzvaigžņu sistēmās
5.1 Kompakti dubultobjekti
Neitronzvaigznes vai melnie caurumi, kas veidojušies dubultzvaigznēs, var palikt saistīti un galu galā saplūst miljonu gadu laikā, zaudējot orbitālo enerģiju caur gravitācijas viļņiem. Šādi kompakti dubultobjekti (NS–NS, BH–BH vai NS–BH) ir galvenie gravitācijas viļņu (GW) avoti. LIGO, Virgo un KAGRA jau ir fiksējuši desmitiem dubultu melno caurumu saplūšanu un vairākus dubultu neitronzvaigžņu gadījumus (piemēram, GW170817). Šīs sistēmas rodas no masīvām zvaigznēm, cieši saistītām dubultzvaigznēm, kuras ir piedzīvojušas masas apmaiņu vai kopīgu apvalka fāzi [6], [7].
5.2 Saplūšanas iznākumi
- NS–NS saplūšanas izraisa r-procesa smago elementu veidošanos kilonovas uzliesmojumā, kurā tiek ražots zelts un citi dārgmetāli.
- BH–BH saplūšanas – tīri gravitācijas viļņu fenomeni, bieži bez elektromagnētiska atbilstības (izņemot, ja apkārt paliek materiāls).
- NS–BH saplūšanas var izstarot gan gravitācijas viļņus, gan elektromagnētiskos signālus, ja daļa neitronzvaigznes tiek iznīcināta ar paisuma spēkiem.
5.3 Novērojumu atklājumi
2015. gadā GW150914 (BH–BH saplūšana) atklājums un turpmākie atklājumi atklāja jaunu daudzviļņu astrofizikas laikmetu. NS–NS saplūšana GW170817 (2017. gadā) atklāja tiešu saikni ar r-procesa nukleosintēzi. Uzlabojoties detektoriem, atklājumu skaits pieaugs, to vietu precizitāte, iespējams, tiks fiksētas arī neparastas trīskāršas vai četrkāršas zvaigžņu mijiedarbības, ja tās radītu atpazīstamu viļņu parakstu.
6. Neparastas dubultzvaigžņu sistēmas un citi fenomeni
6.1 Akreciju saņemošās neitronzvaigznes (rentgena dubultzvaigznes)
Kad neitronzvaigzne tuvu dubultzvaigznājā piesaista materiālu no pavadones (caur Roša lobu vai zvaigznes vēju), veidojas rentgena dubultzvaigznes (piemēram, Hercules X-1, Cen X-3). Ļoti spēcīga gravitācija pie neitronzvaigznes rada spožu rentgena starojumu no akrecijas diska vai tieši pie magnētiskajiem poliem. Dažas sistēmas izceļas ar pulsējošu starojumu, ja neitronzvaigznei ir spēcīgs magnētiskais lauks – tās ir rentgena pulsāri.
6.2 Mikrokvazāri un strūklu veidošanās
Ja kompakts objekts ir melnais caurums, akrecija no pavadones var radīt AGN tipa strūklas – „mikrokvazārus“. Šīs strūklas ir redzamas radio un rentgena diapazonos, darbojas kā samazināts supermasīvu melno caurumu kvazāru analogs.
6.3 Kataklizmiski mainīgie
Dažādi daļēji atsevišķu bināro veidi ar baltajiem punduriem kopumā saukti par kataklizmiskiem mainīgajiem: jauniem, pundurjauniem, atkārtotiem jauniem, polāriem (stipri magnētiskie lauki, kas novirza akreciju). Tie izceļas ar uzliesmojumiem, straujiem spožuma lēcieniem un dažādību novērojamajās īpašībās, aptverot diapazonu no vidējiem (jauno zibšņiem) līdz ļoti spēcīgiem (Ia tipa supernovu priekšteči).
7. Ķīmiskās un dinamiskās sekas
7.1 Ķīmiskais bagātinājums
Bināri var izraisīt jauno uzliesmojumus vai Ia tipa supernovas, izmetot nesen izveidotus izotopus, īpaši dzelzs grupas elementus no Ia tipa. Tas ir ļoti svarīgi galaktikas attīstībai: tiek uzskatīts, ka apmēram puse dzelzs Saules tuvumā rodas no Ia tipa supernovām, papildinot masīvo vientuļo zvaigžņu supernovu ieguldījumu.
7.2 Zvaigžņu veidošanās veicināšana
Sprāgstošo bināro supernovu trieciena viļņi (kā arī vientuļo zvaigžņu gadījumā) var saspiest tuvumā esošos molekulāros mākoņus, veicinot jaunu zvaigžņu paaudzes rašanos. Tomēr Ia tipa vai noteiktu noņemta apvalka supernovu īpatnības var radīt atšķirīgu ķīmisko vai radiācijas ietekmi reģionos, kur dzimst zvaigznes.
7.3 Kompaktās paliekas populācijas
Tuva bināro evolūcija ir galvenais dubulto neitronu zvaigžņu vai dubulto melno caurumu veidošanās ceļš, kuru saplūšanas kļūst par gravitācijas viļņu avotiem. Saplūšanas biežums galaktikā ietekmē r-procesa bagātināšanu (īpaši neitronu zvaigžņu saplūšanas) un var būtiski mainīt zvaigžņu populācijas blīvās kopās.
8. Novērojumi un nākotnes pētījumi
8.1 Lielapjoma aptaujas un laika mērījumu kampaņas
Gan zemes, gan kosmiskie teleskopi (piemēram, Gaia, LSST, TESS) identificē un apraksta miljonus bināro sistēmu. Precīzi radiālā ātruma mērījumi, fotometriskās gaismas līknes un astrometriskās orbītas ļauj atklāt masas apmaiņas pazīmes un novērtēt iespējamos jauno vai Ia tipa supernovu priekštečus.
8.2 Gravitācijas viļņu astronomija
LIGO-Virgo-KAGRA detektoru un elektromagnētisko turpmāko novērojumu mijiedarbība būtiski maina saprašanu par saplūšanām bināros (NS–NS, BH–BH) reālajā laikā. Nākotnes uzlabojumi palīdzēs fiksēt vairāk šādu notikumu, labāk lokalizēt debesīs un varbūt atklāt neparastas trijnieku vai četrinieku zvaigžņu mijiedarbības, ja tās radītu specifisku gravitācijas viļņu parakstu.
8.3 Augstas izšķirtspējas spektroskopija un jauno aptaujas
Jauno uzliesmo atklāšana plaša laika diapazona aptaujās ļauj uzlabot termobranduolinā skrējiena modeļus. Precīzi jauno palieku attēli un spektroskopija var sniegt izmešanas masu, izotopu attiecību datus un norādes par baltā pundura iekšējo uzbūvi. Tajā pašā laikā rentgena teleskopi (Chandra, XMM-Newton, nākotnes misijas) seko trieciena mijiedarbībām jauno apvalkā, sasaistot masu izmešanas teoriju ar bināro disku akrecijas modeli.
9. Secinājumi
Dvinieku zvaigžņu sistēmas atklāj plašu astrofizikas fenomenu pasauli – no nelielas masas apmaiņas līdz iespaidīgiem kosmiskiem uguņošanas šoviem:
- Masas pārnese var atklāt zvaigznes, izraisīt virsmas bēgšanas vai paātrināt kompakto pavadoni, radot novas vai rentgena dviniekus.
- Novu sprādzieni ir termobrandu uzliesmojumi uz baltā pundura virsmas pusatvērtās sistēmās; atkārtojoties vai ekstremālos gadījumos, tas var novest pie Ia tipa supernovas, ja baltā pundura masa tuvojas Čandrasekara robežai.
- Ia tipa supernovas ir baltā pundura termobrandu kodolreakcijas sprādzieni, kas kalpo kā svarīgi kosmiskā attāluma mērītāji un bagātīgi dzelzs grupas elementu avoti galaktikās.
- Gravitācijas viļņu avoti veidojas, kad dvinieku neitronzvaigznes vai melnie caurumi spirālveidīgi tuvojas viena otrai un spēcīgi apvienojas. Šie notikumi var veicināt r-procesa nukleosintēzi (īpaši NS–NS gadījumos) vai radīt tikai gravitācijas viļņus (BH–BH).
Tātad dvinieki nosaka daudzus Visuma enerģiskākos notikumus— supernovu, novu, gravitācijas viļņu apvienošanās—veidojot galaktiku ķīmisko sastāvu, zvaigžņu populāciju struktūru un pat kosmisko attālumu skalu. Paplašinot novērošanas iespējas elektromagnētiskajā un gravitācijas viļņu diapazonā, ar dviniekiem saistītie procesi kļūst arvien skaidrāki, atklājot, kā daudzzvaigžņu sistēmas attīstās neparastās evolūcijas virzienos, ko atsevišķas zvaigznes nekad nesasniegtu.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Eggleton, P. (2006). Evolutionary Processes in Binary and Multiple Stars. Cambridge University Press.
- Batten, A. H. (1973). Binary and Multiple Systems of Stars. Pergamon Press.
- Bode, M. F., & Evans, A. (2008). Classical Novae, 2-oji laida. Cambridge University Press.
- Hillebrandt, W., & Niemeyer, J. C. (2000). “Ia tipa supernovu sprādzienu modeļi.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 191–230.
- Whelan, J., & Iben, I. Jr. (1973). “Dvinieki un I tipa supernovas.” The Astrophysical Journal, 186, 1007–1014.
- Abbott, B. P., ir kt. (2016). “Gravitācijas viļņu novērošana no divu melno caurumu apvienošanās.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Paczynski, B. (1976). “Parastā apvalka dvinieki.” Grāmatā Structure and Evolution of Close Binary Systems (IAU Symposium 73), Reidel, 75–80.