Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

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

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

моментами других типов двойных звезд может дать све­ дения об эволюции последних.

На рис. 70, а сопоставлены значения lg / значениям lg (53?! + $Ш2) для полуразделенных систем. На рис. 70, б произведено такое сопоставление для разделенных си­ стем, содержащих субгиганты. Сплошными линиями на рисунках изображена зависимость lg J от lg (SSRX+ ffi2)

Рис. 70. Зависимость J от SOli + 5Ш2 для полуразделенных систем (зачерненные кружки) и систем с разделенными субгигантами (за­ черненные ромбики). Разделенные системы главной последователь­ ности изображены незаполненными кружками.

для разделенных^ систем главной последовательности, полученная следующим образом.

Среди исследованных разделенных систем большин­ ство имеют q, близкие к единице, поэтому для них

8] ЭВОЛЮ ЦИЯ Т Е С Н Ы Х Д В О Й Н Ы Х СИСТЕМ 201

Как показывает рис. 70, большинство разделенных систем, обладающих субгигантами, имеют такие же (либо немного большие) орбитальные моменты, что и системы главной последовательности той же массы. Полуразделенные системы имеют систематические меньшие J, чем си­ стемы главной последовательности, причем с уменьшением q это расхождение возрастает.

У контактных систем значения J близки к тем, кото­ рые должны быть при А = -4min. У большинства сверх­ гигантских систем ./ значительно больше, чем у соответ­

ствующих систем главной последовательности.

:,:ззвл

§ 8 . Эволюция тесных двойных систем

Из приведенной в предыдущих разделах классификации можно видеть, что в двойные системы входят звезды самых различных физических типов. Особенно простой и доступ­ ный для понимания эволюции их компонент случай пред­ ставляют системы, у которых одна из компонент — ги­ гант или субгигант, а вторая является нормальной звез­ дой главной последовательности. Системы с субгигантами являются самым распространенным типом среди изучен­ ных затменных двойных (см., например, каталоги Чудовичева (1952), Копала и Шепли (1956), Свечникова (1969)). Кроме того, наличие в системе компоненты с известной структурой (звезды главной последовательности) позволя­ ет легче выявить и истолковать основные особенности другой компоненты (субгиганта). Поэтому изучение си­ стем с субгигантами сыграло важную роль в развитии теории эволюции тесных двойных систем.

Еще в 1928 г. Шайп (1928) обнаружил, что характери­ стиками субгиганта в этих системах обладает компонента с меньшей массой. В 1950 г. Паренаго показал, что суб­ гиганты — вторичные компоненты — очень распростра­ нены среди двойных звезд: из 56 рассмотренных односпектровых систем в 80% спутник обнаруживал характерис тики субгиганта. Основываясь на описанных выше ре­ зультатах, можно охарактеризовать основные особенности систем с субгигантами следующим образом: