ГАЗОВЫЕ ПОТОКИ В ТЕСНЫХ ПАРАХ

Добавочные трудности в интерпретации тесных двойных систем возникают в тех случаях, когда фотометрические наблюдения указывают на круговую орбиту, а спектральные — на эллиптическую. Источником таких расхождений оказывается, во-первых, то же осевое вращение компонент, когда его не удается установить с полной очевидностью, а, во-вторых, деформация кривой лучевых скоростей главным образом около фазы главного затмения. Если наблюдения, сделанные при этих фазах, устранить из рассмотрения, то орбита получается или мало эксцентричной, или круговой, в полном соответствии с фотометрическими результатами. Ключ к пониманию таких деформаций дает различное (качественно и количественно) их проявление в линиях различных элементов.

Так как зарождение последних приходится на разные атмосферные уровни и требует разных условий возникновения, в частности, возбуждения и ионизации атомов, можно сделать вывод, что в тесных двойных звездах на разных высотах и в разных областях около компонент существуют систематические газовые потоки, направленные от одной компоненты к другой или вокруг обеих, в соответствии с теми динамическими соображениями, которые были высказаны выше (с. 183—186).

Рассмотрим несколько подробнее систему р Лиры. Раньше полагали, что эта тесная пара состоит из двух горячих звезд классов , причем первая из них проявляется в спектре эмиссионными и абсорбционными линиями и HI. Однако детальный анализ всех сложных спектральных превращений привел к заключению, что линии спутника в спектре этой звезды не проявляют себя ни при какой фазе и, следовательно, спутник должен обладать малой светимостью и значительно меньшей, чем звезда , поверхностной яркостью. Из кривой блеска следует, что спутник относится к спектральному классу F. Что же касается наблюдаемого спектра , то он принадлежит газовому потоку большой мощности, истекающему из звезды к задней (по направлению движения) стороне спутника F. Другой поток, более холодный, вытекает из передней стороны спутника. На рис. 98, где приведен ряд спектров р Лиры, расположенных в порядке возрастания фаз (они указаны справа), продольное расположение спектров согласовано так, чтобы положение линии К ионизованного кальция (), образовавшейся в межзвездном пространстве (очень тонкая и резкая) и потому несмещенной, было одинаково. Тогда положение звездных линий будет прогрессивно изменяться с фазой в соответствии с перемещением компоненты в орбите. В то же время линия оказывается почти стационарной (но не полностью) и около нее с длинноволновой стороны появляется эмиссионная полоса, переменная по ширине и по положению в спектре. Другая гелиевая линия тоже почти стационарна, а около линии CaII , которая составляет бленду с водородной линией Не, вскоре после главного минимума (фазы и последующие) появляется эмиссионная полоса. Ясно, что эти линии не участвуют в орбитальном движении, но образуются в газовых потоках, которые нами рассматриваются под разными углами при обращении компонент в орбите. В одних случаях эти потоки проектируются на звезду и тогда в спектре наблюдается линия поглощения, в других случаях мы видим их проектирующимися мимо звезд и тогда они дают эмиссионные полосы, ширина которых указывает на «набор» скоростей в потоке от 80 до 360 и от 140 до 200 км/с. При известных взаимных положениях звезд относительно земного наблюдателя потоки затмеваются компонентами и принадлежащие им спектральные детали отсутствуют. Все это учтено в схеме на рис. 99. Конечно, выбрасываемые с большой скоростью газовые массы могут продолжать удаляться от обеих компонент прочь за пределы системы.

(см. скан)

Рис. 98. Спектральные изменения Лиры с фазой. Многочисленные спектры 3 Лиры сопоставлены так, что линии CaII межзвездного кальция в разных спектрах расположены одна под другой. Тогда другие линии изменяют свое положение в спектре в зависимости от фазы. Фазы отмечены справа от спектров и выражены в десятичных долях периода (на целые части фазы не следует обращать внимания)

Расчеты показывают, что в этом случае движение происходит по медленно развертывающейся спирали. Система Лиры постепенно теряет массу и притом довольно быстрыми темпами. Уменьшение массы системы должно сопровождаться (по III закону Кеплера) увеличением периода, что у Лиры и наблюдается: он удлиняется за каждый оборот на или на долю периода.

Рис. 99. Схема системы Лиры. Указаны взаимное расположение, размеры и скорости компонент В8 и F, а также газовые потоки и их скорости. Для удобства изображения картина представлена так. как будто наблюдатель кружится вокруг системы. Положение наблюдателя при разных фазах отмечено на дугах окружности. Затененный большой круг означает газовую оболочку системы, которая постепенно рассеивается по спиральным путям наружу, в межзвездное пространство

Если это устойчивое замедление, то оно должно сопровождаться непрерывным увеличением расстояния между компонентами, т. е. превращением системы Лиры в разделенную.

Сходные явления обнаруживают и многие другие. В простейшем случае, как показывают небесно-механические расчеты, выброс вещества из звезды, близкой к пределу Роша, может привести к образованию в орбитальной плоскости вокруг другой компоненты сравнительно малого кольца, несколько неоднородного и вращающегося в прямом направлении. В системе , где спутник очень слаб по сравнению с главной звездой, во время полного затмения, отличающегося большой длительностью, блеск системы падает на , в спектре появляются слабые эмиссионные линии, вначале смещенные в красную сторону спектра, а потом в фиолетовую, как абсорбционные линии U Сер вследствие вращения.

Для системы RW Таu подходящей моделью служит газовое кольцо, вращающееся вокруг звезды В9 с очень большой скоростью в 350 км/с (см. об этом еще в § 22).

Как своего рода резюме всего сказанного в этой главе о физических свойствах двойных звезд, приведем в таблице 13 физические характеристики наиболее типичных звезд и их комбинаций в парах, поскольку именно эти свойства должна объяснить теория внутреннего строения звезд, к которой мы обратимся в следующей главе.

Таблица 13. Физические характеристики звезд различных классов, входящих в тесные двойные системы

К таблице 13 можно сделать еще дополнения о звездах очень больших и очень малых масс, которые определены косвенным путем. В комплексе горячих звезд, погруженных в туманность, окружающую звезду Киля (Carinae), выделяется звезда . Ее спектральный класс , а абсолютная величина , так что светимость гипотетическая масса .

С другой стороны, таблицу 13 можно дополнить группой звезд очень малой массы. На расстоянии всего лишь от нас находится квинтет весьма холодных звезд и позже) Wolf 629 и 630 (А, В, С), из которых 630 А и В образуют пару с расстоянием -другую пару, разделенную расстоянием всего Г. Вся эта совокупность вытянута приблизительно на 300", но так как она расположена к нам в 80 раз ближе, чем Трапеция Ориона, то длина цепочки W 629 — 630 сравнима размерами с последней.

Спутник у 630 С обнаружен в инфракрасном диапазоне и имеет , светимость , а массу . Скорее всего, он еще не обладает ядерными источниками энергии.