§ 13. МАССЫ И ДРУГИЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД. ЗАКОН МАССА — СВЕТИМОСТЬ

В настоящее время изучено с высокой точностью достаточно много двойных систем. Среди визуально-двойных это — близкие к нам звезды с большими значениями параллакса. Среди спектрально-двойных — системы с двумя спектрами, исследованные одновременно фотометрически. У первых, как правило, значения масс малые и умеренные, у вторых — умеренные и большие. Масса спутника Ross 614 (см. с. 156) — 0,08 солнечной массы, — не является нижним пределом звездных масс вообще. Карликовые звезды — компоненты UV Кита (UV Cet). — имеют массы еще меньшие (см. таблицу 11).

Таблица 11. Сведения о визуально-двойных системах, исследованных наиболее тщательно

(см. скан)

Те остающиеся невидимыми спутники, которые проявляют себя возмущением собственных движений ближайших к нам звезд, имеют массы совсем маленькие — до у 61 Лебедя , а у летящей звезды Барнарда даже . Но эти еще не совсем надежные данные относятся, вероятно, к объектам, которые следует отнести к планетам (граница между звездами и планетами лежит вблизи . С противоположной стороны последовательности звездных масс находятся компоненты горячих спектрально-двойных; среди них мы встречаем массы Для каждой составляющей, например, у Ориона , где обе компоненты имеют спектральный класс 06,5, абсолютные визуальные звездные величины , а массы 40,6 и соответственно. Яркая компонента так называемой «горячей звезды Пласкетта», возможно, имеет массу и уж во всяком случае не меньше . Различие в абсолютных звездных величинах у Ориона и Ross 614 составляет почти или отношение (визуальных) светимостей, равное .

Семьдесят лет назад Эддингтон из теоретических соображений предсказал существование зависимости между массой звезды и ее светимостью. Эмпирические данные подтвердили наличие такой зависимости , которой не подчинялись одни лишь белые карлики. Однако чем больше набиралось надежных наблюдательных данных, тем чаще обнаруживались отклонения от строгого и однозначного закона масс—светимости как у отдельных звезд, так и у целых их групп. Теория связывала болометрические светимости с массами , поэтому проверка теории проводилась путем сопоставления абсолютных болометрических звездных величин с массами. В первом приближении оказалось возможным все разнообразие звездных масс и светимостей представить зависимостью вида

где . Прологарифмировав, получим линейную зависимость

в которой коэффициент при указывает на наклон прямой. Однако если мы обратимся к диаграмме , построенной по наиболее надежным современным данным (рис. 90), то мы обнаружим, что, даже отвлекаясь от белых карликов, одной линейной зависимостью охватить все нанесенные точки нельзя. Для левой нижней ветви (слабых звезд с ) подходит формула

или

Для более ярких, вплоть до звезд,

или

Для еще более ярких спектрально-двойных эта формула уже не столь хороша и должна быть заменена другой, с более медленной зависимостью В дальнейшем мы будем встречаться с бесспорными уклонениями от этих зависимостей (например, у 85 Pegasi, где отношение масс компонент близко к единице, а разность блеска ), но подавляющее большинство нормальных звезд им подчиняется и, каковы бы ни были теоретические основания их, они во многих случаях позволяют делать оценки масс звезд.

Рис. 90. Зависимость масса — светимость по визуально-двойным (черные кружки) и спектрально-двойным (светлые кружки) звездам. Отобраны наиболее полно изученные системы. Три точки в стороне отображают белые карлики

С особенным успехом закон масса — светимость применяется для оценки отношения масс а по разности блеска компонент (см. задачу 3). Все же приведенный выше пример с 85 Pegasi напоминает об осторожности при применении таких оценок, особенно в тех случаях, когда компоненты, возможно, имеют разное физическое строение. Но бывают непонятные уклонения от закона масса — светимость у звезд, сходных во всех других отношениях. Такова, например, инверсия масс у многих звезд типа W Б. Медведицы (см. § 14), где более яркая компонента является менее массивной.

Так как светимость звезд статистически связана со спектральными классами диаграммой Герцшпрунга—Рессела весьма однозначно для подавляющей доли звезд (главной последовательности), естественно, что существует статистическая зависимость между массами звезд и их спектральными классами.

Она показана в таблице 12.

Таблица 12. Средние значения массы звезд разных спектральных классов

Что касается самой связи светимости со спектром, то у двойных звезд она не представляет никаких особенностей. Интересно проследить лишь, в какой мере внутри отдельных пар встречаются звезды, занимающие различное положение на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Оказывается, что когда обе компоненты визуально-двойной звезды принадлежат к главной последовательности, то спутник (менее яркая компонента) естественно оказывается более позднего спектрального класса. Наоборот, если обе компоненты — гиганты, то спутник имеет более ранний спектральный класс. Наконец, если главная звезда в паре — гигант или сверхгигант, а спутник принадлежит к главной последовательности, то спектральный класс главной звезды может быть от В до М, а спутника — такой, какой вытекает из его абсолютной звездной величины, и обычно он более ранний.

Все же, если существует различие в спектрах компонент двойной звезды, оно несколько меньше, чем у одиночных звезд с той же разностью абсолютных звездных величин. У тесных двойных звезд наблюдаются те же закономерности, однако в них резко выступают еще две особенности. При комбинации позднего гиганта или сверхгиганта с горячей звездой главной последовательности последняя, будучи менее яркой визуально, может оказаться более яркой, т. е. главной компонентой, фотографически или в ультрафиолете. Кроме того, среди затменных переменных часто встречается комбинация звезды главной последовательности с субгигантом. Дело в том, что затмения в системах, где яркая звезда сочетается с более слабой, но больших размеров, имеют большую амплитуду и потому легче обнаруживаются, чем в случае, когда большая звезда имеет и большую светимость (см. рис. 87).

Здесь мы встречаемся с примером наблюдательной селекции, т. е. избирательностью в отношении наблюдаемых объектов.

Мы уже познакомились с такой селекцией, когда говорили о возможности обнаружения тесных двойных систем спектральным или фотометрическим путем лишь при наклонении орбиты, близком к 90°.

В таблице 11 мы встретились с двумя примерами сочетания нормальной звезды с белым карликом. Имеются случаи сочетания двух белых карликов; правда, эти случаи немногочисленны из-за трудностей обнаружения и наблюдения столь слабых объектов, как белые карлики. В целом можно утверждать, что среди двойных звезд встречаются любые комбинации компонент. Всестороннее изучение их спектральными, фотометрическими и визуальными методами вскрывает перед нами большое разнообразие физических свойств звезд, которые у одиночных звезд обычно ускользают от исследования. Мы остановимся поэтому на них особо.