Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

должно еще больше возрастать. Как видно из рис. 70, а и б, системы с разделенными субгигантами имеют значения орбитального момента такие же или несколько большие, чем среднее значение орбитального момента для наблюдае­ мых систем главной последовательности. Полуразделенные же системы имеют явно меньшие значения J , чем сред­ ние значения для систем главной последовательности; это различие особенно заметно для систем с малыми q. Таким образом, и орбитальные моменты систем, обладающих субгигантами, не противоречат теории эволюции с «пере­ меной ролей».

§13. Избытки светимости и радиуса субгигантов, входящих в двойные системы

Время протекания процесса «перемены ролей» так мало, что профиль распределения водорода в теряющей массу звезде практически не меняется. Это обстоятельство было использовано в работе Жианнона и др. (1968) для получения большого ряда неоднородных моделей звезд, представляющих компоненты тесных двойных систем в начале стадии медленной потери массы. На рис. 77, взя­ том из этой работы, показаны избытки светимости и радиу­ са субгигантов в зависимости от отношения масс q и с субгигантами сравниваются теоретические и наблюдаемые системы, имеющие близкие значения суммарной массы. Можно видеть, что у систем с = 8 , 8 SSR® наблю­ даемые избытки светимости больше теоретических, при­ чем эволюция, протекающая с медленной потерей массы, не устраняет этого различия. Пачинский (1967а), Пачинский и Жолковский (1967) заключают отсюда, что должна иметь место потеря массы системой. Однако Жианнон и др. (1968) полагают, что этот вывод не может иметь боль­ шого веса, поскольку в этих системах, где одна компонен­ та является сильно деформированной холодной 8 ве8 дой, а другая — очень ранней звездой главной последователь­ ности, разности болометрических величин компонент определяются очень неуверенно. Ситуация должна быть

8 Я в л е н и я н е с т а ц и о н а р н о с т и

тельно большими теоретических. Это громадное различие легко можно объяснить тем, что спутники наблюдаемых систем являются звездами с гелиевым ядром и водородной оболочкой (эволюция в случае В), в то время как показан­ ным на рис. 77 теоретическим системам соответствует эволюция в случае А. Избыток светимости субгиганта си­ стемы I (см. табл. 27) в стадии медленной потери массы составляет 1 0 ,п, а отношение масс в этот момент q гг; 0 ,1 , что хорошо представляет избытки светимости наблюдае­ мых субгигантов с массой меньше 0,5 SSR®. Из сказанного можно заключить, что теория хорошо объясняет наблю­ даемые избытки светимости субгигантов, но недостаточное количество теоретических расчетов и малая надежность наблюдательных данных не позволяют произвести коли­ чественное сравнение. Отметим, что введение в расчеты эволюции потери массы системой улучшает согласие тео­ рии с наблюдениями (Пачинский и Жолковский, 1967; Юнгельсон, 1971), но не изменяет общей качественной кар­ тины эволюции.

Среди изученных двойных звезд нет примеров тесных систем,- у которых более массивная компонента была бы

массивной компоненты уменьшается вероятность открытия системы как затменной переменной, поскольку убывает амплитуда колебаний блеска и увеличивается скорость эволюции. Малая амплитуда колебаний блеска затрудняет также получение фотометрических элементов системы. Обе эти причины, по мнению Плавеца, объясняют отсут­ ствие систем с периодами Р < Рв, более массивная ком­ понента которых близка к ВКП и имеет характеристики субгиганта, среди тесных двойных систем с известными элементами, хотя среди открытых затменных переменных эти системы должны присутствовать. Однако уже отме­ чалось, что и среди разделенных систем главной последо­ вательности, имеющих + $В?2 < 1 (Ш®, почти пол­ ностью отсутствуют системы, обладающие периодами, меньшими 2,5 P min, хотя вероятность открытия системы как затменной переменной, при прочих равных условиях, с уменьшением периода возрастает. В то же время системы

8*

СССР № 2, 16.

Иб е н, 1965 — Iben I., Astrophys. J. 141, 993.

Иб е н, 1966 — Astrophys. J. 143, 483.

Ку р о ч к и н Н. Е. и Кукаркин Б. В., 1966 — Астрон. Ж. 43, 83.

Ла в р о в М. И., 1955 — Бюлл. АО Энгельгардта 31.

-Препринт ИПМ АН СССР, № 61; АЖ 50, 7, 1973.

Паренаго П. П. и Масевич А. Г., 1951 — Труды ГАИШ 20,124.

П а ч и н с к и й , 1966 — Paczinski В., Acta Astr. 16, 231.

Па ч и н с к и й , 1967а — Acta Astr. 17, 1.

Па ч и н с к и й , 1967b — Acta Astr. 17, 193. Пачинский, 1967c — Acta Astr. 17, 355.

Пл а в е ц , 1967b— Bull. Astron. Inst. Chech. 18, 334.

Пл а в е ц , 1971 — Bull. American Astron. Soc. 3, 13.

П л а в е ц , К р ж и ш , Г а р м а н е ц и Г о р н , 1968 — Plavec

М., Kriz S., Harmanec Р., Horn J., Bull. Astron. Inst. Chech. 19, 24.

П о п п е р , 1967 — Popper D. M ., A nn. Review A stron. A strophys.