книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

Г Л А В А 5

ХАРАКТЕРИСТИКИ И ЭВОЛЮЦИЯ

ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

М . А . С вечников, Л . И . Снежно

§ 1. Общие соображения

Двойные звезды являются главным источником на­ ших знаний о таких основных характеристиках звезд, как массы, радиусы и светимости. Особенно богатая ин­ формация получена при изучении спектральных двойных звезд, одновременно являющихся затменными переменны­ ми. Соотношения типа масса — светимость, масса — ра­ диус ит. д., широко используемые при изучении одиночных звезд, построены в основном по данным, доставляемым этими системами.

В то же время характеристики компонент тесных двой­ ных систем, искаженные наличием близкого спутника, могут отличаться от характеристик одиночных звезд. Кроме того, нестационарность и пекулярность характе­ ристик некоторых переменных звезд нельзя понять без учета их двойственности. Все это определяет необходи­ мость понимания эволюции компонент тесных двойных систем и возможного отличия их структуры от структуры одиночных звезд.

Изучение ряда эффектов, особенно движения линии апсид, сыграло важную роль в проверке правильности наших представлений о внутреннем строении и эволюции звезд. Применение выводов теории к системам, в которых обе компоненты принадлежат к главной последовательно­ сти, приводит к хорошему согласию с наблюдениями. Однако системы, в которых хотя бы одна компонента ле­ жит вне главной последовательности, резко противоре­ чат выводам теории эволюции, развитой для одиночных звезд. Темп эволюции, определяемой ядерными реакциями, быстро возрастает с массой звезды, поэтому компонента с большей массой должна эволюционировать быстрее. Каталоги же двойных звезд полны примеров, когда имерно

182 Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5

менее массивная компонента является субгигантом (ги­ гантом), в то время как более массивная компонента оста­ ется нормальной звездой главной последовательности.

Кроуфорд (1955) показал, что это противоречие можно снять с помощью гипотезы о «перемене ролей» в двойной системе: более массивная и, следовательно, быстрее эво­ люционирующая компонента, заполнив внутреннюю кри­ тическую поверхность, становится неустойчивой и теряет значительную долю массы, которая захватывается спут­ ником. В рамках этой гипотезы находят естественное объяснение многие особенности тесных двойных систем.

Первый теоретический расчет, подтвердивший пред­ положение Кроуфорда, был выполнен Мортоном (1960). В 1967 г. были опубликованы результаты первого расчета эволюции тесной двойной системы, включающей фазу «перемены ролей» (Киппенхан и Вайгерт, 1967). В настоя­ щее время расчеты эволюции тесных двойных систем ве­ дутся в ряде стран, и уже первые результаты, обзо­ ру которых посвящена эта глава, дают возможность по­ нять многие особенности компонент наблюдаемых тесных двойных.

К сожалению, объем книги не позволил нам изложить историю рассматриваемого вопроса и дать описание от­ дельных интересных систем. Более полное описание ста­ тистических зависимостей, имеющих место у тесных двойных систем, можно найти в работах Мартынова (1939), Лаврова (1955), Копала (1959), Свечникова (1969) и др. Все примеры двойных систем, приведенные в данной гла­ ве, взяты из каталога Свечникова (1969), где можно найти ссылки на использованные источники.

§ 2. Классификация затменно-двойных систем

Среди изученных затменных систем встречаются комби­ нации компонент самых различных физических типов, находящихся на разных стадиях эволюции. Ниже приво­ дится классификация тесных двойных систем, которая будет постоянно использоваться в настоящей главе. Она возникла при попытке сочетать достоинства классифика­ ции Копала (1955; 1956; 1959), учитывающей в основном геометрические характеристики систем, и классификации Крата (1944; 1962), основанной главным образом на физи-

ческих характеристиках компонент, входящих в затменную систему. Примененная здесь классификация (более детальное изложение и обоснование ее дано в работе Свечникова, 1969) удобна при выполнении статистических исследований тесных двойных звезд, и, будучи проведена по внешним признакам систем, она оказывается связанной с эволюционными стадиями затменных систем, опреде­ ляемыми возрастом, начальными массами компонент и размерами системы. Из всего многообразия изученных затменных переменных звезд можно выделить следующие основные типы.

1. Р а з д е л е н н ы е с и с т е м ы г л а в н о й п о ­ с л е д о в а т е л ь н о с т и . Обе компоненты этого типа двойных систем являются звездами главной последова­ тельности, не заполняющими внутреннюю критическую поверхность Роша, которую мы будем далее обозначать ВКП.

2. П о л у р а з д е л е н н ы е с и с т е м ы . Более массивная и яркая компонента является нормальной звез­ дой главной последовательности, а менее массивный спут­ ник является субгигантом, заполняющим соответствую­ щую полость ВКП.

3. Р а з д е л е н н ы е с и с т е м ы с с у б г и г а н ­

том, в которых спутник-субгигант не заполняет ВКП,

вотличие от субгигантов полуразделенных систем.

4. К о н т а к т н ы е с и с т е м ы . У этого типа двойных систем обе компоненты близки к ВКП. Термин «контактные» не совсем строгий, поскольку одна из компо­ нент, будучи близкой к соответствующей полости ВКП, может и не заполнять ее. К этому типу двойных относятся

торых обладают более ранним спектром и большей массой.

5. С в е р х г и г а н т с к и е с и с т е м ы . В боль­ шинстве это очень массивные системы, включающие са­ мые разнообразные комбинации компонент: от систем, где обе компоненты близки к главной последовательное-

поздними сверхгигантами или гигантами. За недостатком места мы не описываем отдельные подклассы этого типа тесных двойных звезд (подробнее см. в каталоге Свечникова, 1969). Примеры подтипов сверхгигантских систем приведены в таблице 26.

торых лежит значительно левее главной последовательно­ сти, в области гелиевых звезд. Сюда же мы относим си­ стемы, одна из компонент которых является звез­ дой WR.

Среди 197 систем, приведенных в каталоге Свечникова (1969), массы и абсолютные характеристики которых уда­ ется получить каким-либо способом, имеются 43 разде­ ленные системы главной последовательности, 64 — полуразделенные системы, 16 систем с разделенными субги­ гантами, 18 контактных систем типа W UMa, восемь контактных систем ранних спектральных классов, 21 сверх­ гигантская система и 10 систем, у которых одна из компо­ нент является горячим субкарликом или белым карликом. Конечно, приведенные цифры не характеризуют действи­ тельную распространенность каждого типа двойных си­ стем, поскольку не учтена наблюдательная селекция, сильно искажающая результаты такого рода подсчетов. В таблице 26 приведены примеры систем, характеризую­ щие каждый тип классификации.

В указанную выше классификацию не укладываются некоторые системы, приведенные в каталоге Свечникова (1969). В частности, в этом каталоге была выделена груп­

Г—Р значительно правее главной последовательности и по спектральным характеристикам относятся к субгиган­ там, но не заполняют свои ВКП. Из-за ряда особенностей элементы этих систем определяются ненадежно, поэтому в дальнейшем мы не будем подробно описывать такие си­ стемы.

Рассмотрим основные статистические закономерности затменных переменных различных типов, полученные при изучении двойных систем, вошедших в каталог Свечни­ кова (1969).

186 Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т Е С Н Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5

§ 3. Положение компонент двойных систем на диаграмме Г — Р

а) Р а з д е л е н н ы е с и с т е м ы г л а в н о й п о ­ с л е д о в а т е л ь н о с т и . Диаграмма Мь — Sp для этих систем показана на рис. 60. Можно видеть, что в ши­ роком диапазоне изменения спектров и светимостей как

Рис. 60. Д иаграмм а Г — Р для разделенны х систем главной после­ довательности. Различны ми значками указаны системы, отнесен­ ные в работах Свечникова (1967а, 1967Ь, 1969) к различны м группам . Главные компоненты изображ ены зачерненными, а спутники — та­ кими ж е незаполненными значками. Сплош ная линия представля­

ет начальную главную последовательность.

главные компоненты, так и спутники занимают на диа­ грамме узкую полосу шириной примерно 0,3 спектраль­ ного класса, примыкающую к линии нулевого возраста. Лишь очень немногие из исследованных систем имеют пектр главной компоненты более поздний, чем F2, и мае-

§ 3] П О Л О Ж ЕН И Е К О М П О Н ЕН Т Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ 187

су ее менее 1,5 9R®. Большинство из рассмотренных си­ стем, за исключением наименее массивных, не имеет за­ метных особенностей в кривых блеска или в кривых лу­ чевых скоростей, никаких следов газовых потоков или газовых оболочек.

Из рис. 60 видно, что в пределах полосы главной по­ следовательности компоненты рассматриваемых систем рас­ положены неравномерно, имеются сгущения и разреже­ ния. Это послужило поводом для разделения систем глав­ ной последовательности на четыре группы по их положе­ нию на диаграмме Г—Р. Как было показано в работах Свечникова (1967а, 1967Ь, 1969), в пределах каждой

ные компоненты полуразделенных систем на диаграмме Г—Р (рис. 61) также занимают полосу, примыкающую к нулевой главной последовательности, но более широкую, чем полоса для систем главной последовательности. Не­ которые компоненты находятся правее линии нулевого возраста на 0,5—0,6 спектрального класса. Это большое рассеяние в основном объясняется тем, что абсолютные характеристики полуразделенных систем определяются менее точно, чем для разделенных систем главной после­ довательности. Однако не исключена возможность, что для некоторых систем большее отклонение от начальной главной последовательности является эволюционным. Среди изученных полуразделенных систем также не встре­ чаются главные компоненты со спектральным классом, более поздним, чем F2, и массой, меньшей 1,3 $Ш®. Глав­ ные компоненты полуразделенных систем образуют в пре­ делах полосы главной последовательности сгущения в тех же местах, что и компоненты разделенных систем главной последовательности. Поэтому их также можно разбить на четыре группы, причем средняя масса в каждой группе оказывается такой же, как и в соответствующей группе разделенных систем главной последовательности (см. Свечников, 1967а, 1967Ь, 1969). У большинства полураз­ деленных систем отношение масс q 0,5.

Спутники полуразделенных систем располагаются зна­ чительно правее главной последовательности, в области субгигантов; при этом с уменьшением отношения масс q отход от главной последовательности в среднем увеличи­

188 Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т ЕС Н Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5

вается. Интересно, что у наименее массивных систем (масса которых меньше 1,5 5К©) спутники на диаграмме Г—Р расположены недалеко от линии нулевого возраста, хотя они обладают, как увидим далее, громадными из­ бытками светимости и радиуса. Для систем с близкими

Рис. 61. Д иаграмма Г — Р для полуразделенны х систем. Обозна­ чения те ж е, что и на рис. 60.

значениями масс главных компонент спутники с убыва­ нием отношения масс q располагаются примерно вдоль линий равного радиуса (Струве и Хуан, 1956; Свечников,

1967Ь).

Все изученные полуразделенные системы имеют пе­ кулярные кривые блеска, что связано с наличием в этих системах газовых|потоков и газовых оболочек. По этой же причине часто искажены и их кривые лучевых скоростей.

в) С и с т е м ы с р а з д е л е н н ы м и с у б г и ­ г а н т а м и . Главные компоненты этого типа двойных

§ 3] П О Л О Ж ЕН И Е КО М П О Н ЕН Т Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ 189

систем (рис. 62) расположены правее нулевой главной последовательности, вблизи правого края полосы, зани­ маемой компонентами разделенных систем главной после­ довательности. Спутники расположены в области субги­ гантов, в среднем на —2т выше, чем спутники

Рис. 62. Д иаграмма Г — Р для систем с разделенными субгиганта­ ми. Главны е компоненты изображ ены зачерненными, а спутники — незаполненными круж кам и . Крестиком нанесена менее массивная компонента fS L yr.

полуразделенных систем той же массы. Систем с массой главной компоненты, большей 29R®, среди них очень ма­ ло, а изученные немногочисленные системы (например, S Cnc, ВМ Ori) весьма необычны. У большинства систем с разделенными субгигантами вблизи фазы главного ми­ нимума наблюдаются эмиссионные линии, свидетельствую­ щие о наличии в этих системах газовых потоков. О нали­ чии газовых потоков свидетельствуют и такие эффекты,