книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

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

как асимметрия кривых блеска вне затмений и в миниму­ мах, изменения кривых блеска с течением времени (см., например, исследования Гадомского (1957) RZ Eri и Уитни (1945; 1948) QY Aql), а также изменения с течением времени кривых лучевых скоростей и профилей отдель­ ных спектральных линий (например, у AW Peg, согласно

метрических элементов контактных систем типа W UMa представляет трудную задачу ввиду сложной картины за­ тмения и нестационарности систем этого типа. В работах прежних лет (Копал, 1956; Копал и Шепли, 1956; Хиндерер, 1960) элементы системы определялись в предположе­ нии, что обе компоненты в точности заполняют соответ­ ствующие полости ВКП. Это приводило к тому, что на диаграмме Г—Р главные компоненты систем типа W UMa располагались выше линии нулевого возраста, а вторич­ ные компоненты примерно на столько же ниже ее. Однако ряд работ, выполненных в последнее время, в особенно­ сти серия работ Биннендийка (1963, 1964, 1965а, 1965Ь, 1966) показали, что во многих случаях вторичные компо­ ненты не заполняют свои ВКП, хотя и близки к ним. Диаграмма Г—Р для контактных систем, элементы ко­ торых получены без каких-либо априорных предположе­ ний о размерах компонент, показана на рис. 63. Можно видеть, что главные компоненты систем типа W UMa лежат вблизи линии нулевого возраста. Спутники же систем этого типа двойных лежат левее главной последо­ вательности на 0,6—0,8 спектрального класса, занимая полосу, примерно параллельную ей. Все изученные си­ стемы типа W UMa имеют спектральные классы компо­ нент F, G или ранние К, причем у большинства систем спектральный класс спутника более ранний, чем у глав­ ной звезды.

Компоненты контактных систем ранних спектральных классов находятся на диаграмме Г—Р в той же полосе, что и компоненты разделенных систем главной последо­ вательности. Исключение составляют только спутники систем с очень малым отношением масс (ТТ Her, DO Cas), сильно отличающиеся по спектральному классу от глав­ ных компонент, которые расположены несколько правее и выше главной последовательности.

жение на диаграмме Г—Р компонент систем, отнесенных к этому типу, показано на рис. 64. Можно видеть, что вы­ деляется несколько подклассов, различающихся физиче­ скими характеристиками компонент. В системах £ Aur,

31 Cyg, 32 Cyg, AL Vel более массивная компонента явля­ ется сверхгигантом класса К, а компонента с меньшей мас­ сой — нормальной звездой главной последовательности. В ряде систем (V 367 Cyg, BL Tel) обе компоненты лежат в области поздних сверхгигантов. Наконец, у систем ЕО Аиг, АО Cas, V 382 Cyg и др. обе компоненты близки к главной последовательности и имеют сравнительно ранний спектр. Все системы этого типа обладают сущест-

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

венными пекулярностями. Поэтому данные о них в боль­

Рис. 64. Диаграмма Г — Р для сверхгигантских систем. Более мас­ сивные компоненты нанесены зачерненными, менее массивные — незаполненными кружками.

расположен значительно левее главной последователь­ ности. Данные о положении компонент этого типа двойных на диаграмме Г—Р пока слишком ненадежны, поэтому мы не приводим диаграмму для этих систем.

§ 4. Зависимость «масса — светимость»

Наблюдения двойных звезд являются фундаменталь­ ными при определении соотношения масса — светимость, так как для многих из них определяются не только инди­ видуальные массы, но и светимости компонент. Определе-

Рис. 65. Сравнение зависимости масса — светимость, полученной из наблюдений (сплошная линия) с теоретическими зависимостями, найденными Жолковским (1967) (прерывистые линии) и Ибеном (1965) (штрих-пунктир).

Рис. 66, Зависимость избытка светимости АМ ъ от массы спутника

для полур азделенных систем (кружки), систем с разделенными суб­ гигантами (крестики) и контактных систем типа W UMa (ромбики).

§ 5. Зависимость «масса — радиус»

По разделенным системам главной последовательности, у которых уверенно определены абсолютные характери­ стики, можно определить и другую важную зависимость —

Рис. 67. Зависимость избытка радиуса от q для спутников полуразделенных систем (кружки), систем с разделенными субгигантами (крестики) и контактных систем типа W UMa (ромбики).

«масса — радиус». В работе Свечникова (1969) было най­ дено (радиус и масса Солнца приняты за единицу):

Этот результат хорошо согласуется с данными более ран­ них работ, например, Рессела и Мур (1940), Паренаго и Масевич (1951), Лаврова (1955). Приведенному соотно­ шению удовлетворяют не только компоненты разделенных систем главной последовательности, но и главные компо­ ненты систем с субгигантами, а также главные компо­ ненты большинства контактных систем.

7*

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

На рис. 67 изображена зависимость lg Д 2набл от отно­

^ 2 в ы ч

шения масс q для спутников полуразделенных систем, систем с разделенными субгигантами и контактных систем типа WUMa. Можно видеть, что спутники систем с суб­ гигантами имеют значительный избыток радиуса (по сравнению со следующим из соотношения масса — ра­ диус), и избыток радиуса растет при уменьшении q. Этот избыток не зависит заметным образом от массы звез­ ды и при одних и тех же q примерно вдвое больше для спут­ ников систем с разделенными субгигантами, чем для спут­ ников полуразделенных систем. Для систем с очень малы­ ми q (АВ Per, RW Per, S Vel) наблюдаемый радиус более чем в 1 0 раз превышает нормальный для их масс, а у

DNOri -~ на°-- составляет более 20. В противоположность

J * 2 ВЫЧ

этому, спутники систем типа W UMa не имеют практически никакого избытка радиуса по сравнению с вычисленным из соотношения масса — радиус.

§ 6. Периоды Р и большие полуоси А тесных двойных систем

С уменьшением среднего расстояния между компонен­ тами системы убывает период обращения и возрастает относительная длительность затмения. Учитывая также, что у более тесных систем затмения могут происходить при меньших значениях наклонов г, можно заключить, что с уменьшением большой полуоси возрастает вероят­ ность открытия двойной системы как затменной перемен­ ной. Минимально возможные значения А и Р определяются из условия, что ни одна из компонент не может превосхо­ дить размеров ВКП.

На рис. 6 8 а нанесены значения lg А в зависимости от логарифма суммы масс компонент для разделенных систем главной последовательности и для контактных систем. Прямая линия на этом рисунке соответствует минималь­ но возможному значению А при q = 1. Поскольку вероят­ ность открытия возрастает с уменьшением А, следовало бы ожидать, что число наблюдаемых систем главной после­ довательности должно расти вплоть до значений А, лишь

198 Х А РА К ТЕРИ С ТИ К И И ЭВОЛЮ ЦИЯ Т ЕС Н Ы Х СИСТЕМ [Гл. 5

< ЮЖ© картина резко изменяется: среди изученных разделенных систем главной последовательности отсут­ ствуют системы с А, близкими к Ат[11. Значения А при

Рис. 69. Зависимость периода от ? для разделенных систем главной последовательности. Системы с массами главных компонент Жх ]> > 3 Ж© нанесены треугольниками, системы с Жх < 3 Ж© — кружка­

ми. Линиями проведены Pmjn (?) для различных значений ЖхЗа­

6 8 , а области системы рассмотренных типов не встреча­ ются совсем.

трении периодов затменных систем. На рис. 69 показаны периоды разделенных систем главной последовательности

число таких систем внезапно падает до нуля, хотя для них Лшп < 0?5—0?6. Таким образом, при рассмотрении и периодов и больших полуосей (которые определяются из наблюдений независимо и с различной точностью) мы стал­ киваемся с тем фактом, что среди разделенных систем

В то время как для малых q отсутствие таких систем ча­ стично можно объяснить результатом наблюдательной селекции, как это. показал Плавец (1967Ь), для систем с д, близкими к единице, это явление нельзя объяснить иначе,

разделенные системы малой массы образуются из систем главной последовательности, которые прежде находились в заштрихованной на рис. 6 8 а области. Подробнее этот вопрос будет рассмотрен ниже.

В процессе эволюции системы / не возрастает, поскольку взаимодействием вращательного и орбитального момен­

тов (из-за малости последнего) можно пренебречь (Смак, 1964), а длительный несимметричный выброс вещества в направлении, перпендикулярном к линии центров, мало вероятен. Поэтому сравнение орбитальных моментов для систем главной последовательности с орбитальными