2.4. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Как мы уже упоминали в разд. 1.2, первое убедительное свидетельство в пользу того, что звезды вращаются, было получено при спектрографических исследованиях малых искажений кривых лучевых скоростей затменных двойных. Впервые этот эффект обнаружил Шлезингер в 1909 г. На рис. 2.9 приведена кривая лучевых скоростей затменной и спектрально-двойной звезды Цефея. Белыми кружками изображены скорости яркой звезды класса крестиками — скорости субгиганта спектрального класса который можно сфотографировать только во время полного затмения. На рис. 2.10 показана часть относительной орбиты яркого компонента, когда он скрывается за более слабым, зато более крупным компонентом. В нижней части рисунка схематически начерчен соответствующий участок кривой лучевых скоростей. Стрелки указывают направления орбитального движения и вращения вокруг оси. Таким образом, в этой модели направления вращения и орбитального движения более яркого компонента совпадают, а ось вращения перпендикулярна плоскости орбиты. На ранней стадии затмения более слабый спутник заслоняет ту часть диска, которая приближается к наблюдателю. Поскольку этот участок закрыт, к нам приходит излучение лишь от удаляющейся части диска. В результате спектральные линии, которые перед затмением были симметрично уширены за счет осевого вращения, становятся асимметричными. Преобладает сдвиг в красную область, поэтому точки, полученные при измерениях, ложатся выше

(кликните для просмотра скана)

расчетной кривой лучевых скоростей. По окончании полного затмения более близкое тело закрывает ту часть диска, которая удаляется от наблюдателя; при этом те участки, которые приближаются к нему, открываются. Вследствие осевого вращения яркого компонента спектральные линии снова становятся асимметричными» причем на этот раз наблюдается избыток отрицательных лучевых скоростей.

Искажения кривой лучевых скоростей двойной звезды Цефея служат, таким образом, достаточно веским доводом в пользу того, что главный компонент обладает осевым вращением. Подобное явление наблюдалось у многих десятков систем, правда, в количественном отношении возмущения там, как правило, менее значительны (например, Лиры и Персея). Всякий раз, когда у яркого компонента имеется заметное осевое вращение и когда затмение благоприятно для возникновения нужной асимметрии измеряемых линий, эти возмущения обязательно проявляются. Во всех изученных тесных двойных направления осевого вращения и орбитального движения совпадают. Этот результат особенно важен в связи с проблемой происхождения двойных систем (см. разд. 11.2 и 11.3).

При изучении двойных звезд мы, естественно, приходим к следующим вопросам: какова степень влияния, которое каждый компонент оказывает на осевое вращение другого? В частности, существует ли какая-либо синхронизация между вращением и взаимным обращением компонентов?

Согласно Слеттебаку, между средними скоростями вращения компонентов визуально-двойных и одиночных звезд нет существенного различия, будь то звезды главной последовательности или гиганты. Иная картина получается в том случае, когда мы интересуемся тем, есть ли свидетельства связи более быстрого вращения спутников с более быстрым вращением главных звезд. Используя выборку, включающую 50 двойных, оба компонента которых находятся на главной последовательности и принадлежат к более ранним спектральным классам, чем Стейниц и Пайпер нашли коэффициент линейной корреляции, равный 0,46. (Это значение следует сравнить со значением 0,001, которое было получено для пар, составленных из произвольно взятых первичного и вторичного компонентов.) Исключив из выборки Стейница и Пайпера двойные звезды, компоненты которых принадлежат к классам Бернакка нашел, что коэффициент линейной корреляции становится равным 0,75. Таким образом, очевидно, что осевое вращение одного компонента визуально-двойной звезды некоторым образом связано с осевым вращением другого. Наконец, как показал Вейс, оси вращения визуально-двойных имеют тенденцию располагаться перпендикулярно плоскости орбиты системы. Эта тенденция сильно проявляется среди звезд класса и довольно слабо у звезд класса А. В случае тесных двойных, как мы увидим ниже, можно прийти к более определенным выводам.

На рис. 2.11 и 2.12 приведены основные результаты статистического исследования Олсона, измерявшего уширение спектральных линий тесных Двойных за счет вращения. Видимые скорости вращения были найдены этим способом для 40 звезд — компонентов 29 двойных систем ранних спектральных классов. Большинство из них затменные двойные с периодом

от одних до шести суток. Поэтому нам известен наклон плоскости орбиты почти у всех этих систем, за исключением нескольких спектральнодвойных. При вычислении истинных экваториальных скоростей предполагалось, что оси вращения перпендикулярны плоскости орбиты. Олсон не обнаружил систематических различий значений скоростей, полученных по различным спектральным линиям.

На рис. 2.11 отложена скорость в зависимости от спектрального класса, а средняя экваториальная скорость одиночных звезд главной последовательности изображена ломаной линией. Мы видим, что компоненты тесных двойных, как правило, вращаются медленнее, чем одиночные звезды того же спектрального класса. Итак, компоненты короткопериодической тесной двойной оказывают вполне ощутимое влияние друг на друга. Впервые этот эффект открыл Крайкен в 1935 г.

Сложнее обстоит дело с вопросом о синхронности вращения и орбитального движения. На рис. 2.12 сравниваются наблюдаемые экваториальные скорости и расчетные значения экваториальной скорости, если бы вращение синхронизировалось с орбитальным периодом причем прямая, составляющая 45° с осями, соответствует полной синхронизации. Мы видим, что ббльшая часть точек и в самом деле лежит

Рис. 2.11. Сравнение экваториальных скоростей вращения компонентов тесных двойных и одиночных звезд главной последовательности. Скорости одиночных звезд изображены в виде ломаной линии. (Olson Е. С. P.A.S.P., 80, 185, 1968.)

Рис. 2.12. Синхронные скорости вращения для соответствующих наблюдаемых скоростей (поправка вычислена в предположении, что оси вращения перпендикулярны к орбитальным плоскостям). Спектрально-двойные звезды обозначены белыми кружками. Прямая линия — геометрическое место точек синхронного вращения.

вблизи этой прямой, т.е. в большинстве короткопериодических тесных двойных имеет место полная или частичная синхронизация. Впервые определенный вывод о наличии синхронизации (или квазисинхронизации) у большинства короткопериодических двойных сделал Суинге в 1936 г. на основании менее однородного материала.

Следует, однако, сделать несколько замечаний по поводу этих результатов. Во-первых, вывод о синхронизации в короткопериодических тесных двойных сделан в предположении, что оси вращения перпендикулярны плоскости орбиты. Этот факт никогда не был строго доказан. Во-вторых, в системах с относительно большим периодом, превышающем четыре или пять суток, синхронизация обычно не наблюдается. Здесь мы встречаем компоненты, которые вращаются быстрее, чем они вращались бы в случае синхронизации. -третьих, как показал Левато, значение периода, ниже которого компоненты двойной звезды все еще вращаются синхронно, оказываются систематически выше для звезд, находящихся на более поздней сталии эволюции, чем для более молодых. Другими словами, синхронизация

зависит от возраста и, по-видимому, она происходит постепенно в течение жизни звезды на главной последовательности, а также на предшествующей ее началу стадии сжатия. -четвертых, даже среди короткопериодических двойных встречаются системы, осевые и орбитальные периоды которых определенно неодинаковы. (На рис. 2.12 они не изображены.) Характерным примером может служить система Цефея, орбитальный период которой составляет 2,5 сут. В данном случае, если бы у яркой главной звезды периоды вращения вокруг оси и орбитального движения совпадали, то экваториальная скорость должна была бы равняться что значительно меньше наблюдаемой скорости Аналогично, скорость вращения спутника-субгиганта равна меньше значения соответствующего синхронизации. Можно указать и несколько других тесных двойных (как, например, Щита), вращение которых находится в явном разладе с орбитальным движением. В разд. 16.3 мы приведем несколько теоретических соображений в связи с этой проблемой.

БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЕ ЗАМЕЧАНИЯ

(см. скан)

(см. скан)

(см. скан)