Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

влиянием переменной невидимой абсорбции, расположен­ ной «под» эмиссией (Халиуллин, 1972). В среднем, по-види-

ленные в табл. 24, содержатся в каталоге Баттена (1967) и в «Библиографии спектрально-двойных звезд» (Корытников и др., 1961—63), а также у Свечникова (1969).

§ 9. Результаты поляриметрических исследований

Большая межзвездная поляризация света звезд WR (Хилтнер, 1956) затрудняет исследование их собственной поляризации. Заметных ее изменений в затменных систе­ мах CQ Сер и CV Ser не обнаружено (Хилтнер, 1950; Шаховской, 1964). Периодические изменения поляризации излучения найдены у У 444 Cyg (Шаховской, 1964; Шулов, 1966; Хилтнер и Мук, 1966). Причина их, по-видимому, состоит в рассеянии излучения на свободных электронах в газовых потоках и оболочке. Нэнди и др. (1971) обна­ ружили зависимость степени поляризации излучения в двойной WR HD 192641 (WC7 -f- Be) от длины волны (линейное возрастание с увеличением 1А,).

§ 10. Результаты фотометрических исследований

Четыре двойных WR — V444 Cyg, CQ Сер, CV Ser,

СХ Сер — являются затменно-переменными. HD 211853 обнаруживает слабую (~0™05) затменную пере­ менность (Хеллминг и Хилтнер, 1963; Стемпень, 1970Ь); такая же переменность (~ О'ГОб)1присуща, по-видимому, и HD 197406 (Брэчер, 1966). Из всех затменных WR наиболее исследована система V 444 Cyg. Копал и Шепли (1946) по широкополосной кривой блеска (Крон и Гордон, 1943) определили структуру поглощающей оболочки ком­ поненты WR. Использовался лишь главный минимум кривой блеска, соответствующий атмосферному затме­ нию; поэтому авторы"^вынуждены были "постулировать значения"некоторых параметров (например, радиус спут­ ника),^опираясь_наУдополнительные” соображения.'Была высказана ценная мысль о том, что при определении

102 З В Е З Д Ы В О Л ЬФ А РА Й Е [Гл. 2

элементов затменных систем с протяженными атмосферами необходимо решение интегрального уравнения, описы­ вающего потерю блеска при затмении. В отличие от Ко­ пала и Шепли, Шульберг (1953) следовал классическим традициям и постулировал для компоненты WR закон потемнения диска к краю, в соответствии с теорией Ко­ зырева — Чандрасекхара; считая известным отношение светимостей компонент в континуумах (Билс, 1944), он определил геометрические параметры системы V 444 Cyg в основном по одному (вторичному) минимуму широкопо­ лосной кривой блеска (Крон и Гордон, 1950). Крон и Гор­ дон (1950) применили к V 444 Cyg остроумный полуэмпирический метод совместного определения геометрических параметров системы и функции распределения яркости по диску компоненты WR; эта функция моделировалась с точностью до масштабных множителей (радиуса и све­ тимости ядра, радиуса диска — оболочки и т. п.). Посколь­ ку авторы «решали», в основном, вторичный минимум кривой блеска, они вынуждены были привлекать спектро­ фотометрическую оценку отношения светимостей компо­ нент в континуумах (Билс, 1944). Эти результаты до последнего времени считались оптимальными. Однако, как и у Копала и Шепли и у Шульберга, они зависят от принятых модельных допущений, которые не являются достаточно обоснованными. В частности, как отметил Сахаде (1965), отношение светимостей L-w/Lo в контину­ умах лежит в пределах от 0,18 до 0,25 (по различным линиям поглощения спутника) и, строго говоря, точно неизвестно. Величина же этого отношения сильно влияет на результаты. Отметим также, что при «решении» широко­ полосных кривых блеска использовалась оценка L-^/Lo для континуумов. Из-за вклада эмиссионных линий эф­ фективное отношение LtrILo в этом случае в синей части

занижено (в случае V 444 Cyg вклад ярких полос в инте­ гральную светимость компоненты WR в синей области спектра составляет 0Т57;— см. Невский и Рублев, 1963). Кроме того, здесь необходимо записывать условие нор­ мировки суммарной светимости компонент в виде Zw + Lo -f Le = 1, где Le — светимость оболочки, общей для всей системы; она практически не подвержена ватме-

вместно с другими параметрами задачи. Во всех цитиро­ ванных работах решались широкополосные кривые блес­ ка; между тем из-за отличий в изменениях с фазой различ­ ных эмиссионных линий V 444 Cyg (Черепащук, 1967; Кухи, 1968а) и их значительного вклада в интегральную светимость компоненты WR (до 60 -ч- 70% в синей области спектра; см., например, Воронцов-Вельяминов, 1946; Невский и Рублев, 1963), для определения элементов лучше использовать узкополосные кривые в участках, свободных от эмиссионных линий. Такие кривые с ДА, ~ 70—150 А были получены автором (Черепащук, 1967; 1969а; Чере­ пащук и Халиуллин, 1972а, Ь; 1973; см. также Черепа­ щук, Лютый, Халиуллин, 1973). В континууме они типа Алголя; вторичный минимум (в фазе 0^5) для XX 4244, 4789, 5800, 6320, 7512 А является более узким; форма глав­ ного минимума (звезда WR впереди) почти не зависит от(Х, а у вторичного — глубина и полуширина растут с X. Относительная среднеквадратическая амплитуда флуктуа­ ций блеска в континууме вне затмений возрастает при­ мерно втрое. По-видимому, вещество, ответственное за эти флуктуации, расположено в пространстве между компонентами. Сводная узкополосная кривая блеска в

биной вторичного минимума. Эта кривая, а также кривая в континууме X 4789 были использованы для получения элементов V 444 Cyg новым методом (Черепащук, 1971d). Основное отличие его от более ранних (см. выше) состоит в совместном решении обоих минимумов. Здесь не навя­ зывается априорная модель двойной системы, а последо­ вательно решаются интегральные уравнения для измене­ ний блеска в минимумах; в результате получаются функ­ ции распределения яркости и экстинкции по диску звезды WR. Использование всей информации, содержащейся в кривой блеска, позволяет в случае, когда выполняется условие cos i < rp (гр — радиус спутника, i — наклоне­ ние орбиты) однозначно определить как «геометрию» системы, так и фотометрическую структуру диска при

репащук, 1966; 1971d). Показано (Черепащук, 1973), что в системе V 444 Cyg условие cos i <С гр выполняется, т. е. при затмении компоненты WR спутником Об край его диска заходит за центр диска звезды WR; центральные части диска WR перекрываются «дважды», что дает воз­ можность определить «геометрию» системы, не постули­ руя характера распределения яркости по диску, а также найти само это распределение (и, следовательно, свети­ мость звезды WR в долях суммарной светимости). Окон­ чательные элементы V 444 Cyg в области X 4244—4789 А

Полные радиусы светящегося и поглощающего дисков VVR г^ и г^а принципиально не могут быть найдены с вы­

сокой точностью; они определяются нулями соответствую­ щих функций распределения яркости и экстинкции. Погрешности значений г%с и г^а слабо влияют на резуль­

Радиус относительной орбиты принят равным 40 Л®. 90% светимости диска WR в X 4244—4789 сконцентриро­ вано в зоне радиусом ~ 8,4 Л®, 50% —в зоне ~ 4,4 Л®, 30% — в зоне 2,4 Л®. Распределение яркости по диску для X 4244 и X 7512 дано на рис. 30. В центральных частях оно получается с значительной погрешностью (~ 20%), что, впрочем, слабо влияет на «геометрию» системы и на светимость Lw, поскольку эти характеристики определяют­ ся через интегралы от распределения яркости. Зависимость объемного коэффициента поглощения хр (р — плотность вещества) в протяженной фотосфере WR от радиуса г удовлетворительно аппроксимируется степенным зако­

новых элементов от полученных ранее (Черепащук, Гон­ чарский, Ягола, 1967; Черепащук, 1971d), связано, глав­ ным образом, с более высокой (примерно втрое) точностью