Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Большое влияние на наблюдаемые характеристики оказывают отн сительные размеры компонентов. На рис. 124 показаны возможные
Контактноїв системы
Полу раз деланна я система
Разделенная система
Pl(( I 24. OtHWBHtIl' іильї і-1 it ктрд льны X двойны-, систем
230
дельные случаи. Массы компонентов и расстояние между ними приняты постоянными. Заштрихованная фигура изображает сечение эквипотенциальной поверхности, являющейся границей стабильности (внутренняя критическая поверхность Роша), плоскостью, проходящей через центры обеих звезд и перпендикулярной к их орбитальной плоскости. Встречаются звезды, заполняющие свои критические поверхности Роша; на рис. 124 оба левых примера показывают такие контактные системы, часто имеющие общую оболочку и обменивающиеся массой. Звезды соприкасаются и, вследствие гравитационного взаимодействия, сильно деформируются. Во втором случае одна из звезд имеет меньшие размеры, ее поверхность находится далеко внутри полости Роша. Такие объекты носят название пол у разделе иных систем. В третьем примере показана разделенная система. Все три случая, представленные здесь схематически, встречаются в природе.
Геометрические соотношения обсуждаются очень подробно, например, у Копала (1978,1979).
4.1.3. Классификация
Если на основе хорошей фотоэлектрически измеренной кривой блеска и хороших спектральных наблюдений параметры компонентов известны с достаточной точностью, можно провести физическую классификацию, использующую положение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и степень заполнения полости Роша. Такую систему классификации предложил, например, Свечников (1969), см. также работу Холопова (3981), эта система используется в четвертом издании ОКПЗ (Холопов и др., 1985). Имеюмихся наблюдательных данных часто не хватает, особенно для слабых объектов, чтобы обеспечить возможность провести физическую классификацию. Поэтому в большинстве случаев приходится ограничиваться классификацией, использующей форму кривой блеска.
Легко себе представить, как может меняться форма кривой блеска под влиянием различных причин. Если мы имеем контактную систему с компонентами сравнимых размеров и светимостей, то на протяжении 360° будут наблюдаться два максимума и два минимума. И так как звезды А и В практически одинаковы, играет не очень важную роль, находится ли А впереди, а В затмевается, или наоборот. Минимумы »I1 и тг сравнимы по глубине, кривые сравнимы но форме. Кроме этого, на кривой блеска отсутствуют участки постоянного блеска. Такие переменные относят к типу W Большой Медведицы (рис, 125), в ОКПЗ они имеют обозначение EW. Точный анализ показывает, что оба компонента лежат вблизи главной последовательности, имеют приблизительно одинаковый блеск, но несколько отличающиеся массы (соотношение масс в среднем 2:1). Орбитальный период меньше одних суток. Большинство звезд типа W Большой Медведицы являются только в приближении контактными системами. Физическое строение и эволюция этих интересных систем еше мало исследованы. Сведения о модельных представлениях можно найти в обзорной статье Сахаде и Вуда (1978, с. 34), у Рахунена и Вилху (1982) и Дюрбека (19846).
Контактная система с компонентами заметно отличающейся поверхностной яркости также имеет кривую блеска без участков постоянного
231
йт
Кривая Олвсха О 0,5
-0.05 0,00 +0,05 +0,10
0,0 +0,2 + 0,4 +0,6 + 0,8 ¦
0,0 + 0,1
+ 0,4 +0,б{_
Главное Относшпель-tp затмение мая орбита
АЯ Lac
__20а і-__-
Ш cas 4—S
6J^
RX Her
2^W
V/ UMn
O
O 0,33 і
Рис. 125. Разные формы эатменны* кривых блеска. Справа показаны конфигурации і затмения волос яркой звезды, производимого менее яркой, и соответствующие opowj ты в уменьшенном масштабе
блеска, но с минимумами разной глубины. Более глубокий минимум соответствует затмению горячей звезды более холодной. Такие нары пред- ', ставляют тип ? Лиры (рис. 125) , а в ОКПЗ имеют обозначение ЕВ. Ком* поненты имеют сильно выраженную эллипсоидальную форму. Орбитальные периоды обычно превышают одни сутки.
Разделенные и полу разделе иные пары, вне зависимости от характернее тик компонентов, можно узнать по наличию на кривой блеска хотя бы приближенно горизонтального участка - участка "нормального блеска' благодаря которому можно довольно легко установить моменты началі и конца затмения. Это очень многочисленные звезды типа Алголи, в ОКП они имеют обозначение EA.
232
Если оба компонента имеют одинаковый блеск и размеры, то главный и вторичный минимумы имеют одинаковую глубину, как у систем типа W Большой Медведицы, а расстояние но времени между этими минимумами равно половине времени обращения (RX Her). Но, как правило, одна из звезд имеет меньшую поверхностную яркость, и вторичный минимум, яилнюшийся следствием того, что более слабая звезда затмевается более яркой, имеет намного меньшую глубину, чем главный минимум. Примером может служить Алголь, здесь глубина вторичною минимума составляет лишь около 0,1'". У многих систем он практически отсутствует, так как спутник почти ничего не вносит в суммарный блеск.
