Ponieważ układ pulsara PSR 1913+16 stanowił na pewnym etapie ewolucji ciasny układ podwójny (a w pewnym sensie nadal nim jest), rozdział ten poświęcimy krótkiemu omówieniu takich właśnie ukła dów.
Ciasnym układem podwójnym nazywamy taki układ (gwiazdę podwój ną), w którym przynajmniej jeden z jego składników rozszerzając się w trakcie swojej ewolucji wypełni własną sferę Roche' a, w na stępstwie czego rozpoczyna się wymiana mas pomiędzy gwiazdami (przez wewnętrzny punkt libracyjny L^). Wypływa stąd ważny wnio sek, że ciasne układy podwójne odróżnia od gwiazd pojedynczych oraz od szerokich par (gwiazd wizualnie podwójnych) przebieg ewo lucji, poczynając od momentu odejścia gwiazdy od ciągu głównego.
Szczególne zainteresowanie ciasnymi układami nastąpiło wtedy, kiedy po odkryciu W a l k e r a (1954), że Nova Her (1934) = DQ Her jest układem zaćmieniowym, wysunięto hipotezę, iż zjawisko No wej powstaje właśnie w takim układzie, przy spełnieniu oczywiście dodatkowych warunków co do mas składników gwiazdy podwójnej. W 1955 r. K o p a 1 zaproponował podział ciasnych układów
pod-Pulsar PSR 1913+16 159 wójnych na trzy grupy: układy rozdzielone (żaden składnik nie wy pełnia sobą sfery Roche' a), półrozdzielone (jeden ze składników wy pełnia swoją sferę Roche'a) i zwarte (w kontakcie; oba składniki wypełniają swoje sfery Roche'a). Klasyfikacja ta, wykorzystująca fizyczne i geometryczne cechy układu podwójnego, zastąpiła wcześ niejszą, posługującą się morfologicznymi charakterystykami gwiaz dy podwójnej o nierozróżnialnych składnikach. Mamy tu na myśli przede wszystkim gwiazdy zmienne zaćmieniowe (z ich klasycznym po działem na zmienne typu Algola, (3 Lyrae i W Ursae Maioris), a tak że większość gwiazd spektroskopowo podwójnych ( D w o r a k 1983) oraz tzw. zmienne elipsoidalne - układy spektroskopowo podwójne, dla których zmiana blasku zachodzi nie z powodu zaćmienia jednego składnika przez drugi, lecz na skutek zmian przekroju powierzchni składnika (lub składników) mającego (mających) elipsoidalny kształt.
Podana przez K o p a ł a (1955, 1959) klasyfikacja ciasnych układów podwójnych pozwoliła więc uwzględnić nie tylko zmienne za ćmieniowe, lecz również gwiazdy spektroskopowe podwójne, a w pew nych przypadkach - gwiazdy astrometrycznie podwójne, czy nawet wi zualnie podwójne ( B i n n e n d i j k 1960).
W miarę postępu prac obserwacyjnych i teoretycznych okazało się, iż fizyczną zmienność wielu różnych typów gwiazd da się nie- sprzecznie wyjaśnić ich podwójnością. W szczególności (oprócz No wych) składnikami ciasnych układów podwójnych są: nowe powrotne, nowo podobne, gwiazdy typu U Geminorum, gwiazdy symbiotyczne, gwia zdy typu Am (zob. np. K r a f t 1963). Oest wysoce prawdopodob ne, że zjawisko supernowej powstaje również w ciasnym układzie po dwójnym, co zostanie omówione w dalszej części pracy.
Spośród ciasnych układów podwójnych nadal wiele uwagi poświę ca się gwiazdom zmiennym zaćmieniowym. Powodem tego jest wyjątko wa dokładność, z jaką można wyznaczyć okres zmian jasności. Sięga ona co najmniej A P / P = i o “8 gdzie P jest okresem zmian jasności. Ze względu na wysoką dokładność wyznaczania tego parametru, jego zmiany w czasie - czyli dP/dt - mogą służyć jako swoisty wskaźnik zmian zachodzących w układzie zaćmieniowym.
Zmiany okresu mogą być wywołane różnymi przyczynami, które sprowadzają się jednak do trzech zasadniczych grup (K r e i n e r 1978) :
160 T. Z. Dworak, A. Kułak
1. Przyczyny niezależne od ciasnego układu podwójnego, i nie zwięzane z nim. Do chwili obecnej postawiono zaledwie jedną hipo tezę o zewnętrznych przyczynach obserwowanych zmian jasności przyspieszenie Słońca w je-go ruchu w Galaktyce pod wpływem bliżej nie znanych mas ( K o r d y l e w s k i 1964) powodowałoby wydłu żanie lub skracanie się okresów gwiazd zmiennych. Szczegółowe roz ważenie tego problemu zostało przeprowadzone w pracy K r e i n e- r a (1971).
2. Przyczyny pozorne. Zmianie ulega obserwowany okres P, nato miast okres ruchu orbitalnego P^ Jest stały. Powody takich zmian obserwowanego okresu sę zwię za ne z samym układem zaćmieniowym albo z jego najbliższym otoczeniem. Do najważniejszych przyczyn pozor nych zmian okresu należę (K r e i n e r 1978) :
- ruch linii apsyd;
- ruch układu podwójnego wokół trzeciego ciała;
- zaburzenia w obserwowanej krzywej blasku powodujące systema tyczne odchyłki w wyznaczanych momentach minimów.
3. Przyczyny bezpośrednio wpływajęce i zmieniające okres ru chu orbitalnego składników ciasnego układu podwójnego. Przyczyny te sę zwięzane z ewolucję ciasnego układu podwójnego, w trakcie której dochodzi do przepływu i wymiany mas między składnikami, a także do utraty materii przez układ jako całość. Szczegółowy opis tych zjawisk podał m.in. K r u s z e w s k i (1966), a modele ewolucyjne ciasnych układów podwójnych uwzględniające procesy prze pływu materii między składnikami układu przedstawił P a c z y ń s k i (1971). Natomiast problem promieniowania grawitacyjnego przez układ dwóch gwiazd rozpatrywali, prawdopodobnie po raz pier wszy, L a n d a u i L i f s z i c (1948). Bardziej szczegóło we rozważania dla ruchu gwiazd po orbitach eliptycznych, przy za- łożeniu słabego pola grawitacyjnego <f <g. c , gdzie cf oznacza po tencjał grawitacyjny, zaś c - prędkość światła, prowadzili P e- t e r s i M a t h e w s (1963). Numeryczną ocenę zmiany ener gii kilku szybkich układów wywołaną wypromieniowywaniem fal gra witacyjnych można znaleźć w pracy Z e l d o w i c z a i N o w i -k o w a (1971). Wreszcie szczegółową analizę zmian o-kresu orbi talnego dP^/dt dla układów o orbitach eliptycznych wykonali W a- g o n e r (1975) oraz E p o s i t o i H a r r i s o n (1975). Z autorów polskich problemem tym zajmował się B r a n c e - w i c z (1970), a także S m a k (1978). W ich pracach, poświę conych fizycznej interpretacji zmian okresów orbitalnych w
cias-Pulsar PSR 1913+16 161 nych układach podwójnych, został również wspomniany mechanizm zmiany okresu ruchu orbitalnego wywołany przez utratę energii ukła du spowodowaną emisję fal grawitacyjnych. Ola niezbyt masywnych i o normalnej gęstości składników układu podwójnego strata ener gii wypromieniowanej w postaci fal grawitacyjnych jest - jak na to wskazują rozważania teoretyczne - znikoma, nawet dla białych karłów (w układzie podwójnym). Oceniona np. przez B r a n c e - w i c z a (1970) zmiana okresu dla gwiazdy zmiennej zaćmieniowej WZ Sge wynosi 10"14 - 10”15 dP/dt.
Sytuacja uległa zasadniczej zmianie, kiedy po odkryciu pul- sara PSR 1913+16 w układzie podwójnym i po przeprowadzeniu kilku letniej serii obserwacji okazało się, że do pomyślenia stało się wyjaśnienie zmian okresu ruchu orbitalnego mechanizmem emisji fal grawitacyjnych ( D a v i e s 1980; T a y l o r i W e i s - b e r g 1981) w tym przypuszczalnym układzie podwójnej gwiazdy neutronowej!
Uważa się, że gwiazda neutronowa, której szczególnym przypad kiem jest pulsar, powstaje podczas wybuchu Supernowej (zob, np. K r a f t 1963; R u d n i c k i 1975), który miałby zachodzić w ciasnym układzie podwójnym. I rzeczywiście - w wielu przypad kach stwierdzono, że gwiazda neutronowa jest składnikiem układu podwójnego; w szczególności udało się zaobserwować pulsary rent genowskie wśród gwiazd zmiennych zaćmieniowych (D a r z ę b o w- s k i 1975). Wreszcie w kilku przypadkach odkryto podwójne gwiaz dy neutronowe. Dednę z nich jest omawiany układ z PSR 1913+16.
Powyższej opinii wydają się zaprzeczać inne dane obserwacyjne, z których wynika, że znakomita większość odkrytych pulsarów (po nad 300) to gwiazdy pojedyncze. Sędzi się jednak, iż pulsary te sę prawdopodobnie pozostałościami po wybuchu Supernowych II typu, kiedy eksplodująca w układzie podwójnym gwiazda traci do 90% swo jej masy. Zostaje wtedy naruszona równowaga układu i składnik mo że opuścić go po stycznej do orbity ze znacznę prędkością (tzw. efekt pr o c y ) .
Dodajmy, że mechanizm powstawania gwiazd neutronowych nie zos tał jeszcze w pełni wyjaśniony, toteż niewykluczone, iż przynaj mniej niektóre obiekty kolapsujęce (a wśród nich także część pul sarów) powstały w wyniku „spokojnej" ewolucji gwiazdy pojedynczej.
Najogólniej można by więc stwierdzić: fenomen Supernowej może powstać w ciasnym układzie podwójnym (którego składniki spełniają
162 T. Z. Dworak, A. Kułak
pewne w a r unki co do masy, stosunku mas i składu chemicznego), a
zapadające się grawitacyjnie jądro pre-Supernowej może utworzyć
gwiazdę neutronową. Nie każda jednak gwiazda neutronowa jest pul- sarem i prawdopodobn ie nie każda gwiazda neutronowa musi powstać w ciasnym układzie podwójnym.