Тығыз тұтылмалы екілі жүйенің эволюциясы

Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың бірнеше мыңдаған түрлері ашылған. Олардың айналу периодтары – бірнеше сағаттан, бірнеше мыңдаған тәулікке дейін. (14) формулада келтірілген Кеплер заңынан салыстырмалы орбитаның жартылай үлкен осін (немесе орбитасын, егер орбита дөңгелек болатын болса) анықтаймыз. Салыстырмалы орбитаның жартылай үлкен осі период P пен жүйенің массасына тәуелді.

Бұл формуладан период ұзақ болғандықтан, а шамасы да үлкен. Периоды ұзақ тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың компоненнтер ара қашықтығы өте үлкен болғандықтан оларды тығыз жұлдыздық жұп деп атауға болмайды. Мұндай жұлдыздық жұп сирек кездеседі. Көп кездесетін тұтылмалы айнымалы жұлдыздар қысқа периодты. Ең қысқа период W Үлкен Аю жұлдыздық типтегі жұлдыздарда, ең ұзағырақ - β Лира типтегі жұлдыздарда. β Лира типті жұлдыздар ішінде периоды ұзақ тұтылмалы айнымалы жұлдыздар аз кездеседі, бұлардың ішінде Алголь типті айнымалылар көп кездеседі. Егер компоненттердің ара қашықтығы әр компонентаның өлшемімен салыстырғанда үлкен болған болса, онда олардың орбита бойымен қозғалысын зерттегенде, онда әр компонентаны белгілі бір дәлдікпен компонентаның центрінде орналасқан массасы Ньютонның екінші заңы бойынша екінші нүктені тартатын алмастыруға гравтициялық нүктемен болады. Мысалы бұл планеталардың Күннің айналасында қозғалысын салыстырғанда қолданылады. Компоненталар ара қашықтығы олардың өлшемдерімен бір болатын болса, онда қолдануға болмайды. Мұндай жүйелерде тасу күштері жұлдыздардың фигураларын бұрмалайды. Компоненттер бір-біріне бағыттас созыла тартылады. Сондықтан да айналу пениоды қысқа тығыз жұлдыздық жүйеде жұлдыздардың фигуралары шар тәрізділерден қатты ерекшеленеді.Мұндай айнымалы тұтылмалы жұлдыздарға W Үлкен Аю мен β Лира типі жатады. Бұл үшін келесі аспан механикасының есебі шешілді: екі жұлдыздың тартылыс жалпы өрісінде өте кіші массаға ие бөлшек жалпы массалар центрінің айналасында дөңгелек орбита бойымен қалай қозғалады? Есептеулер көрсеткендей әр компонента сопақ қуыспен толтырылады. Салыстырмалы өлшемдері компонент массаларының қатынасына тәуелді қуыс беттермен шектелген, жұлдыздар аралығында орналасқан L₁ түйісетін Лагранждың 1-ші нүктесі деп аталады. Сопақ қуыс ішінде қозғалатын бөлшек, центрлік компонентаның бойымен орбитамен (қуыс) шектелген бетті шығып кетпей қозғалады. Лагранж нүктесінде екі компонента затпен алмасады. Тығыз екі жүйелердің классификациясы Рош моделіне негізделіп жасалынған. Егер екі компонента өз қуыс ішіне толығымен кіріп орналасқан болса, онда жүйе жартылай бөлінген деп аталады. Егер бір компонента толығымен батырылса, онда жүйе жартылай бөлінген деп аталады. Мұндай жүйелерге U Цефей жұлдызы жатады. Егер екі компонента да Рош қуысын толығымен толтыратын болса, онда жүйе контактілі деп аталады. Мұндай жүйелерге β Лира мен W Үлкен Аю жұлдыздары жатады. Контактылы жүйеде жүретін L₁ нүктесі арқылы өтетін зат алмасу β Лира жұлдызындағы спектралдық бақылаулармен дәлелденген. β Лира спектрінде спектральдық сызықтардың аномальды ығысулары табылды, компоненттер зат ағынымен алмасуымен түсіндірілді. Сонымен қатар β Лира жүйесі тез арада массасын жоғалтатыны белгіленді. Заттың белгілі бір бөлігі әлімдік кеңістікте кетеді. Компоненттің өзара тартылыс әлсіреуіне, бақылаулардан көрінгендей айналу периодының прогресивті түрде өсуіне әкеледі. Екілі жүйені зерттеулерде, оның ішінде жартылай бөлінген (парадоксаль) ерекше фактімен соқтығысады. Рош қуысына толығымен толтырылған, зат тығыздығы үлкен компонентасы ең жарық болып саналады. Қасиеттері бойынша Герцшпрунг-Рессел диаграммасындағы бас тізбектегі жұлдыздардан ажыратылмайды. Тығыздығы аздау компонента, субгигант бола, кіші жарықтыққа және кіші массаға ие.

Жұлдыз эволюциясының екінші және үшінші кезеңдерінде бас тізбектен гиганттар аумағына өтерде жұлдызбен не болатынын еске түсірейік. Герцшпрунг-Рессел диаграммасындағы бас тізбектен шығарда жұлдыз ұзақ уақытқа тіреліп қалады. Жұлдыз массасы тым үлкен болса, сонша бас тізбектен шығу нүктесі жоғарырақ орналасқан, демек жұлдыз жарқырауы жоғары. Жоғарғы жарықтылыққа ие жұлдыздар даму кезеңі тез арада жүреді, гигант-жұлдыздар аумағына өту де тезірек басталады. Тығыз екілі жүйені осы тұрғыдан қарастырайық. Жүйенің екі компонентасының жастары бір екеніне күмән жоқ. Сондықтан ең жарық компонентасы әлсіз компонентаға қарағанда тезірек бас тізбектен гигантқа айналуй керек. Мұндай жүйеде субгигант болып ең жарық компонентасы емес, әлсіз компонентасы саналады.Тығыз екілі жүйелерді бақылауларда жалғыз жұлдыздардың эволюциясының теориясымен қарама-қайшылығы шығады. Бұған түсінік ең әлсіз жұлдыз өтіп кеткен кезеңде ең негізгі және жұлдыздық жүйенің массивті жұлдызы болып есептелді. Ол гигантқа айналуды ерте бастады, Рош қуысын затпен толық толтырылғанда L₁ нүктесі арқылы екінші жұлдыз-серігіне ағып өтеді. Ақырындап жұлдыз-серік ағып келген барлық затты жинап массивті бола бастады. Эволюция барысында екі компонента рольдерімен алмасты. Есептеулер көрсеткендей бұл процестің жүруі, айналу периодының өзгерістерімен байланысты.