Введение
Гравитационно связанная область вокруг звезды в двойной системе.
В астрономии доля Роше — это область вокруг звезды в двойной системе, внутри которой обращающийся материал гравитационно связан с этой звездой. Это приблизительно каплевидная область, ограниченная критическим гравитационным эквипотенциалом, с вершиной капли, направленной к другой звезде (вершина находится в лагранжевой точке системы). Доля Роше отличается от сферы Роше, которая аппроксимирует гравитационную сферу влияния одного астрономического тела в условиях возмущений со стороны более массивного тела, вокруг которого оно вращается. Она также отличается от предела Роше, который представляет собой расстояние, на котором объект, удерживаемый только гравитацией, начинает разрушаться под действием приливных сил. Доля Роше, предел Роше и сфера Роше названы в честь французского астронома Эдуарда Роша.
Определение
В двойной системе с круговой орбитой часто бывает полезно описывать систему в системе координат, вращающейся вместе с объектами. В этой неинерциальной системе координат, помимо гравитации, необходимо учитывать центробежную силу. Обе силы можно описать потенциалом, так что, например, поверхности звезд лежат на эквипотенциальных поверхностях. Вблизи каждой звезды поверхности равного гравитационного потенциала приблизительно сферические и концентрические относительно ближайшей звезды. Вдали от звездной системы эквипотенциальные поверхности приблизительно эллипсоидальные и вытянуты параллельно оси, соединяющей центры звезд. Критическая эквипотенциальная поверхность пересекает себя в лагранжевой точке системы, образуя двулопастную фигуру, напоминающую восьмерку, с одной из двух звезд в центре каждой лопасти. Эта критическая эквипотенциальная поверхность определяет доли Роша. Там, где вещество движется относительно вращающейся системы координат, на него, как кажется, действует сила Кориолиса. Эта сила не выводится из модели долей Роша, поскольку сила Кориолиса является неконсервативной силой (то есть не может быть представлена скалярным потенциалом).
Дальнейший анализ
На графике гравитационного потенциала точки L1, L2, L3, L4, L5 вращаются синхронно с системой. Области красного, оранжевого, жёлтого, зелёного, светло-голубого и синего цветов представляют собой потенциальные массивы, упорядоченные от высокого к низкому. Красные стрелки указывают направление вращения системы, а чёрные – относительные движения обломков. Обломки движутся быстрее в областях с низким потенциалом и медленнее – в областях с высоким потенциалом. Таким образом, относительные движения обломков на нижней орбите совпадают по направлению с вращением системы, а на верхней орбите – противоположны ему. L1 – точка равновесия гравитационного захвата, граница гравитационного влияния двойной звёздной системы. Это точка минимального потенциала среди L1, L2, L3, L4 и L5, обеспечивающая наиболее лёгкий переход обломков между сферой Хилла (внутренний круг синего и светло-голубого цветов) и областями общей гравитации (внутренние «восьмёрки» жёлтого и зелёного цветов). L2 и L3 – точки равновесия гравитационных возмущений. Проходя через эти точки, обломки могут перемещаться между внешней областью (внешние «восьмёрки» жёлтого и зелёного цветов) и областью общей гравитации двойной системы. L4 и L5 – точки максимального потенциала в системе, представляющие собой неустойчивое равновесие. Если соотношение масс двух звёзд увеличится, оранжевые, жёлтые и зелёные области превратятся в орбиту подковы, а красная область – в орбиту головастика.
Передача массы
Когда звезда "превышает свою долю Роше", её поверхность простирается за пределы этой доли, и материал, находящийся за её границами, может "стекать" в долю Роше другого объекта через первую точку Лагранжа. В эволюции двойных звёзд это явление называется переносом массы при переполнении доли Роше. В принципе, перенос массы может привести к полному разрушению объекта, поскольку уменьшение массы объекта вызывает сжатие его доли Роше. Однако существует несколько причин, по которым это обычно не происходит. Во-первых, уменьшение массы звезды-донора может привести и к её собственному сжатию, что потенциально предотвратит такой исход. Во-вторых, вместе с передачей массы между двумя компонентами двойной системы передаётся и угловой момент. Перенос массы от более массивного донора к менее массивному аккретору обычно приводит к сужению орбиты, в то время как обратный процесс вызывает её расширение (при условии сохранения массы и углового момента). Расширение орбиты двойной системы приводит к менее значительному сжатию или даже расширению доли Роше донора, что часто предотвращает его разрушение. Для определения стабильности переноса массы и, следовательно, окончательной судьбы звезды-донора необходимо учитывать, как радиус звезды-донора и радиус её доли Роше реагируют на потерю массы донором. Если звезда расширяется быстрее, чем её доля Роше, или сжимается медленнее, чем её доля Роше, в течение продолжительного времени, перенос массы будет нестабильным, и звезда-донор может разрушиться. Если же звезда-донор расширяется медленнее или сжимается быстрее, чем её доля Роше, перенос массы, как правило, будет стабильным и может продолжаться длительное время. Перенос массы, вызванный переполнением доли Роше, ответственен за ряд астрономических явлений, включая системы Алголя, рекуррентные новые (двойные звёзды, состоящие из красного гиганта и белого карлика, находящиеся достаточно близко друг к другу, чтобы материал с красного гиганта стекал на белый карлик), рентгеновские двойные звёзды и миллисекундные пульсары. Такой перенос массы при переполнении доли Роше (RLOF) далее подразделяется на три различных случая.
Дело А
Случай A RLOF возникает, когда звезда-донор находится в стадии сжигания водорода. Согласно Нельсону и Эгглтону, существует несколько подклассов, которые приводятся ниже:
Динамика АД
когда происходит переполнение лобем Роша (RLOF) у звезды с глубокой зоной конвекции. Передача массы происходит быстро, на динамическом временном масштабе звезды, и может завершиться полным слиянием.
РА быстрый контакт
похожий на аккреционный диск, но по мере того, как звезда, на которую быстро аккрецирует вещество, увеличивается в массе, она также увеличивается в физическом размере, достаточным для заполнения своей собственной доли Роше. В такие моменты система проявляет себя как контактная двойная, например, переменная звезда типа W Большой Медведицы.
AS медленный контакт
аналогично AR, но происходит лишь короткий период быстрого обмена массой, за которым следует гораздо более длительный период медленного обмена массой. В конечном итоге звезды вступят в контакт, но к этому моменту они значительно изменятся. Переменные типа Алголя являются результатом подобных сценариев.
AE раннее обгон
похож на систему AS, но звезда, увеличивающая свою массу, опережает звезду, теряющую массу, и эволюционирует за пределы главной последовательности. Звезда-донор может сжаться настолько, чтобы прекратить перенос массы, но в конечном итоге перенос массы возобновится по мере продолжения звёздной эволюции, что приводит к возникновению случаев, когда…
АЛ поздний обгон
случай, когда звезда, изначально бывшая донором, взрывается сверхновой после того, как другая звезда прошла через свою собственную фазу RLOF.
Двойная система AB
случай, когда звезды поочередно переходят в состояние RLOF как минимум три раза (технически подкласс вышеописанного).
АН нет обгоняния
случай, когда звезда, изначально бывшая донором, взрывается сверхновой до того, как другая звезда достигнет фазы переполнения доли Роша.
АГ гигант
Передача массы не начинается до тех пор, пока звезда не достигнет ветви красных гигантов, но происходит до того, как она выгорит водород в ядре (после чего система описывается как случай B).
Дело Б
Случай B возникает, когда RLOF начинается, когда донором является звезда, находящаяся на стадии послеядрового горения водорода или горения водородной оболочки. Этот случай можно далее разделить на классы Br и Bc в зависимости от того, происходит ли перенос массы от звезды, в которой преобладает радиационная зона (Br) и, следовательно, эволюция происходит аналогично большинству случаев RLOF типа A, или от звезды с конвективной зоной (Bc), после чего может наступить фаза общего огибающего (подобно случаю C). Альтернативная классификация случаев – Ba, Bb и Bc, которые приблизительно соответствуют фазам RLOF, возникающим во время слияния гелия, после слияния гелия, но до слияния углерода, или после слияния углерода в сильно эволюционировавшей звезде.
Дело С
Случай C возникает, когда переполнение Роше (RLOF) начинается, когда донор находится на стадии горения гелиевой оболочки или за её пределами. Эти системы наблюдаются реже всего, но это может быть связано с эффектом отбора.