Файл: Горбацкий, В. Г. Новоподобные и новые звезды.pdf

16 ГЛ. I. НОВОПОДОБНЫЕ II НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ

Т а б л и ц а 6

Показатели цвета некоторых тесных двойных системзвезд карликов

*) Цвета вне затмения

невелика, так как при флуктуациях блеска они несколь­ ко меняются. Для системы SS Cyg удалось найти показа­ тели цвета нзлучепия, налагающегося на средний уровень вследствие случайных скачкообразных возрастаний блеска [10]. Оказалось, что

U—£ = -1'»,06±0''\09; 7J—F = -f0 ",,29±0m,015,

т. е. цвета «дополнительного» излучения при флуктуациях близки к цветам среднего излучения системы (табл. 6). Флуктуации блеска не дают возможности выделить среди тесных двойных систем звезд карликов затменные с неглу­ бокими минимумами блеска. В тех же случаях, когда главный минимум блеска заметен хорошо, вторичный минимум обычно различается плохо или совсем не вы­ деляется на фоне флуктуаций.

Количество затменных переменных из числа известных тесных двойных систем рассматриваемого вида сравни­ тельно велико. Это, вероятно, объясняется двумя причи­ нами — наблюдательной селекцией и особой структурой системы. Если наклон i мал, а излучение системы на­ столько слабое, что получить спектр и найти кривую лучевых скоростей не удается, то у наблюдателя нет осно­ ваний считать данный объект тесной двойной системой. Поэтому в список двойных систем должны попадать преи­ мущественно те из объектов, которые выделяются пе­ риодическими изменениями блеска или испытывают вспыш­ ки. Что же касается особенностей структуры, то, как будет видно из дальнейшего (см. гл. III), большая часть излучения системы испускается из области малого раз­

мера, которая находится недалеко от поверхности затме­ вающей звезды. Поэтому затмение происходит и при i, существенно меньших 90°.

Поскольку даже у затменных систем с глубоким глав­ ным минимумом блеска вторичный минимум обычно почти не прослеживается, должно существовать сильное раз­ личие в светимостях компонент системы или главная компонента — основной источник излучения — имеет ма­ лые размеры.

У большинства затменных систем звезд карликов глав­ ный минимум на кривой блеска асимметричен. Чаще всего асимметрия проявляется в наличии «горба» перед нисходящей ветвыо — в фазах 0,8Р — 0,9Р. Это озна­ чает, что блеск системы до минимума больше, чем после выхода из него. У некоторых систем этот горб выражен очень сильно; в качестве примера можно привести U Gem (рис. 3). Б других случаях он заметен слабо, например, у систем WZSge (рис. 4) и UXUMa (рис. 5). Высота и форма горба меняются от одного цикла изменений блеска к другому. У системы UX UMa горб иногда исчезает и на его месте даже появляется «провал» (рис. 6).

Тщательные фотоэлектрические наблюдения ряда си­ стем (U Gem [И], DQ Her [12] и других) позволили просле­ дить, как меняется характер флуктуаций блеска в тече­ ние всего периода. Оказалось, что наиболее сильные флуктуации имеют место перед входом в минимум блеска. На нисходящей ветви кривой блеска флуктуации осла­ бевают и становятся почти незаметными, возобновляясь лишь после выхода системы из минимума (см. рис. 3). Это обстоятельство, истолкование которому будет дано ниже (гл. IV), имеет большое значение для понимания структуры тесной двойной системы звезд карликов.

Форма кривой блеска затмениой системы в эпоху вспышки существенно зависит от величины блеска си­ стемы. В частности, у системы U Gem чем больше блеск системы, тем менее глубоким является главный мини­ мум на кривой блеска [13].

Цвета излучения систем, испытывающих затмение, ме­ няются с фазой. Общий характер этих изменений одина­ ков у разных систем и иллюстрируется рис. 7. Как пра­ вило, величина показателя цвета U — В в главном мини­ муме ближе к пулю, чем вне его.

Бывшие новые и новоподобные звезды наблюдались до сих пор лишь при помощи обычных оптических средств и поэтому об излучении в ультрафиолетовой области спектра данных пет. Отсутствуют также сведения об инфракрасном излучении этих систем. Такого рентгенов­ ского излучения от тесных двойных иовоподобных систем звезд, которое позволило бы их выделить из общего рент­ геновского фона, пока не обнаружено.

Рис. 7. Изменение показателей цвета для затмеииой системы U Gem

сфазой [13].

Взаключение этого параграфа скажем кратко об

излучении систем типа Z And вне вспышек. Данные о нем получаются, как правило, из фотографических наблю­ дений и поэтому не могут быть использованы для изу­ чения быстрых флуктуаций блеска. У самой системы Z And, наблюдавшейся также фотоэлектрически [14], бы­ ло отмечено наличие флуктуаций блеска с амплитудой Э” 0"’02 и характерным временем 13 минут, но это не было подтверждено другими наблюдателями. Следует иметь в виду, что система Z And, как и другие того же типа,

20 г л . I. НОВОПОДОБНЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ

никогда не наблюдалась в эпоху минимального блеска (она все время активна), тогда как для тесных двойных систем звезд карликов некоторую нижнюю границу блеска можно установить. Поэтому проводить сопоставление дан­ ных о звездах типа Z And с данными о других повоподобных звездах не имеет смысла.

§ 3. Спектры тесных двойных систем звезд карликов

Получение спектров с высокой дисперсией для столь слабых объектов как бывшие новые и новоподобные звезды представляет собой сложную задачу и для большинства систем возможно только при помощи самых крупных те­ лескопов. Поэтому имеющиеся и пригодные для анализа спектроскопические данные относятся лишь к несколь­ ким наиболее ярким системам, в первую очередь к SS Cyg, TI Gem, DQ Her, WZ Sge и некоторым другим. Тем не менее на их основе можно сделать ряд выводов об общих свойствах всех рассматриваемых систем.

Наиболее заметной особенностью спектра во всех слу­ чаях является присутствие в нем сильных эмиссионных линий водорода. Декремент бальмеровской серии обычпо

Даже высокие члены серии, 1I8, 1[„, имеют значительную эквивалентную ширину (табл. 7). ГТаряду с эмиссионны­ ми линиями водорода часто в спектре присутствуют ли­ нии Не I, а в некоторых случаях и Не II.

Эмиссионные линии в большинстве случаев имеют большую ширину — она составляет десятки ангстрем. Линии в спектрах систем, наблюдающихся как затменные (U Gem и др.), часто состоят из двух компонент (рис. 8).

сионная линия налагается на еще более широкую абсорб­ ционную лигйио (рис. 9).

В слабой' форме двойственность линий проявляется иногда и у некоторых из тех систем, которые не наблю­ даются как затменные.