§ 14. ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

РАЗНЫЕ ТИПЫ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Для изучения того или иного физического многообразия необходима разумная классификация. В применении к широким парам существующие классификации основываются чаще всего на учете места, занимаемого компонентами на диаграмме Герцшпрунга — Рессела, и всевозможных их сочетаний. У тесных пар классификация может быть проведена на основе большего числа признаков, среди которых едва ли не важнейшую роль играет относительная близость компонент.

Рассмотрим прежде всего два крайних случая среди затменных пар: системы с гигантом в качестве главной компоненты и пары из очень близких друг к другу карликов.

В системе Возничего ( Aurigae) гигант класса КЗ или К4 Ib сочетается с нормальной горячей звездой . Ослабления блеска повторяются через 972 дня. Визуально они невелики — около , но в фотографических лучах минимумы имеют глубину , а в ультрафиолетовых — даже . Уже это одно указывает на то, что во время минимума горячая звезда скрывается за холодной КЗ. Само исчезновение звезды происходит очень быстро (рис. 91), всего за полтора дня, после чего она остается невидимой в течение 37 дней. Приблизительно в таком же отношении 1,5 : 37 должны быть и размеры этих звезд. Из сопоставления указанных промежутков времени с периодом обращения 972 дня и наблюдаемыми скоростями движения компонент по орбите с достаточной уверенностью определяются диаметры компонент соответственно в 190 и 7 солнечных диаметров. Массы же их равны 14 и Затмение звезды великолепно прослеживается спектроскопически. Когда звезда , излучение которой в сине-фиолетовой части спектра преобладает, скрывается, суммарный спектр Возничего испытывает резкие изменения. Изменения начинаются задолго до начала фотометрического затмения. В это время относительно малая звезда движется позади исполинской хромосферы звезды-гиганта КЗ, пронизывая ее своими лучами.

Тогда поглощение разными элементами, находящимися в хромосфере гиганта КЗ, позволяет производить последовательно анализ состава звездной атмосферы на разных глубинах, а также характер движений, проявляющихся в них. Хромосферное затмение в системе t Возничего можно проследить по фраунгоферовым линиям еще на высоте 85 млн км. Высота однородной атмосферы (см. § 4) Н оказывается для металлов от до км, что на много порядков превышает высоту однородной атмосферы в хромосфере Солнца, во всяком случае она несравненно больше, чем это можно было бы объяснить уменьшением значения ускорения силы тяжести g.

Рис. 91. Фотометрические явления в системе Возничего во время затмения горячей звезды холодной звездой КЗ. Показано взаимное расположение компоненты относительно края звезды КЗ при соответствующих фазах кривой блеска

Явление это, общее всем сверхгигантам, описывают так, как будто эффективное значение много меньше вычисленного. Не следует упускать из виду также, что спектральные линии у таких звезд показывают эффекты очень энергичного турбулентного перемешивания со скоростями до 20 км/с. Вероятно, поэтому и температура в атмосферах сверхгигантов держится достаточно высокой (порядка 4000—5000 К) даже в верхних слоях.

Звезды 31 Лебедя ( рис. 92) и 32 Лебедя () очень похожи на систему Возничего; звезда W Цефея (W Сер; лет) сочетает в себе компоненты очень большой массы (47 и ) и размеров (1220 и ; сверхгигант Возничего () , с периодом повторяемости затмений года, представляет ту загадку, что во время полного затмения компоненты спектр ее продолжает быть видимым.

Последнее дало повод считать, что в этой системе главная компонента — полупрозрачная очень холодная звезда исполинских размеров (до ), излучающая лишь в инфракрасной области спектра, но все попытки обнаружить эту звезду были безуспешными. Сходное сочетание имеется у более быстрой переменной BL Телескопа с периодом 778 дней.

Рис. 92. Изменение спектра 31 Лебедя вблизи и во время затмений. Справа указано, за сколько дней до наступления полной фазы получена каждая спектрограмма. Первая и последняя спектрограммы сняты во время полного затмения, когда звезда ВЗ V скрыта за сверхгигантом КЗ Ib (их диаметры составляют соответственно 4,7 и 174 солнечных диаметра, а массы 9 и 18 солнечных масс). Все остальные спектрограммы сочетают в себе признаки сложного спектра . Спектр ВЗ хорошо проявляет себя в бальмеровских линиях . В двух предпоследних спектрограммах, снятых вовремя частных фаз затмения, признаки спектра КЗ быстро усиливаются, в частности, линии Н и К становятся широкими и размытыми (спектры обсерватории Виктория, Канада)

Рис. 93. Кривые блеска звезды ER Орнона (ER Orl), относящейся к типу W Б. Медведицы в V- и В-лучах

Противоположный случай — пары, состоящие из двух очень близких друг к другу карликов — проявляется в звездах типа W Б. Медведицы (W Ursae Majoris), обладающих очень коротким периодом в несколько часов и непрерывным изменением блеска (рис. 93), так как, кроме изменений, связанных с затмениями, непрерывно изменяется также площадь проекции компонент на картинную плоскость:

компоненты сильно вытянуты навстречу друг другу и сохраняют вытянутость независимо от орбитального движения. Кроме того, обе компоненты в звездах почти одинаковы по размерам и физическим свойствам, и потому главный и вторичный минимумы мало отличаются глубиной.

У этого рода звезд нередко наблюдаются отклонения от обычных закономерностей: например, главная звезда в паре бывает слабее, чем следует по ее массе из закона масса — светимость; вторичные компоненты, наоборот, слишком ярки для своих (малых) масс. Часто более яркая и более массивная компонента обладает меньшей поверхностной яркостью, так что при ее затмении наблюдается не главный, а вторичный минимум. Звезды типа принадлежат к поздним спектральным классам и среди них намечается зависимость: чем более ранний спектральный класс имеет звезда, тем больше ее период переменности, так что когда спектральный класс становится совсем ранним, например А или В, то кривая блеска трансформируется к типу, изображенному на рис. 82, а периоды оказываются длиннее одних суток, — это уже звезды типа Лиры.