Cerrar sistema binario

Los sistemas binarios cerrados  son un tipo de estrellas binarias en las que, en determinadas etapas de su evolución , los componentes incluidos en ella pueden intercambiar masa. La distancia entre estrellas en un sistema binario cercano es comparable al tamaño de las estrellas mismas. Por lo tanto, en tales sistemas surgen efectos más complejos que la mera atracción: distorsión de la forma de las mareas , calentamiento por radiación de un compañero más brillante, etc. de una manera completamente diferente a las estrellas ordinarias. De particular interés son los sistemas en los que uno de los componentes se encuentra en la etapa final de evolución [1] .

Evolución de sistemas binarios cerrados

En la vida de cada estrella, hay una etapa en la que su tamaño aumenta muchas veces: se convierte en gigante o supergigante . En este caso, las capas exteriores de tal estrella pueden caer en la esfera de influencia gravitacional de la estrella compañera y fluir hacia ella. Se dice que tal estrella llena su lóbulo de Roche . Como consecuencia del intercambio de masa, la masa de la estrella donante disminuye y, por tanto, cambia su tipo espectral y el curso de su evolución en los momentos en que el intercambio de materia ya se ha completado.

La evolución de los sistemas binarios cercanos depende de las masas iniciales de los componentes y la distancia entre ellos. Como ejemplo, la ilustración muestra el curso de la evolución de un sistema en el que entra en erupción una supernova de tipo Ia . Se pueden distinguir varias etapas:

  1. Inicialmente hay dos estrellas de secuencia principal con masas inferiores a 10 M sol . El componente "B" es ligeramente más pesado que el componente "A".
  2. El componente "B" evoluciona más rápido y, naturalmente, se convierte antes en una gigante roja.
  3. El componente "B" llena su lóbulo de Roche . Comienza la acumulación de materia sobre el componente "A".
  4. La estrella "B" ha perdido algo de masa y la estrella "A" la ha ganado, aumentando su temperatura y acelerando su evolución.
  5. La estrella "B" se ha convertido en una enana blanca . El componente "A" permanece en la secuencia principal por ahora.
  6. El componente "A" se convierte en una gigante roja, comienza la acumulación en una enana blanca. Tal sistema puede manifestarse como una nova enana , polar o algún otro tipo de variable cataclísmica.
  7. La enana blanca está ganando masa a medida que se acerca al límite de Chandrasekhar .
  8. Una enana blanca colapsa y explota una supernova.
  9. El componente "B" fue completamente destruido en una explosión de supernova.

El curso exacto de la evolución de los sistemas binarios cercanos depende de muchos parámetros y requiere el conocimiento de la estructura interna de las estrellas que componen dichos sistemas y los procesos que ocurren en ellos. Por lo tanto, es posible que aún no se hayan explorado por completo todos los escenarios posibles y sus variaciones.

Clases de estrellas que son sistemas binarios cercanos

Los sistemas en los que una de las estrellas ha completado su evolución, convirtiéndose en un objeto compacto, son de gran interés. Debido a la alta densidad de los objetos compactos, crean campos gravitatorios con una densidad de energía colosal . Durante la acumulación de gas, esta energía se libera y emite junto con la radiación. Dichos sistemas suelen ser fuentes de radiación fuerte y tienen una luminosidad millones de veces mayor que la luminosidad del Sol.

Con enanas blancas :

Con estrellas de neutrones :

Con estrellas de neutrones o agujeros negros :

Véase también

Notas

  1. ↑ Shakura N.I. CERRAR ESTRELLAS DOBLES . bigenc.ru . Gran Enciclopedia Rusa - versión electrónica (2017). Consultado el 17 de julio de 2020. Archivado desde el original el 24 de octubre de 2020.

Literatura

Enlaces

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