Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
В таблице XV приведены авторы, рассматривающие данную пару; название звезды; период обращения в днях; амплитуда
Таблица XV
Невидимые компоненты в составе бпектрально-двойных звезд
Авторы Название Период (Дни) Скорость (клс/с) FM M1 M2 TTl1 Спектральный класс
Гусейнов KS Pers 360,5 51,4 4,4 {1 15 Л 10 \ 6 J 4,4 7,7 Г АО II { А5 Ia 1 Аре K2III
Зельдович (1965) Тримбл, Торн (1969) 5 Pav 2214 17,9 1,19 L і 4,0 4,4
HD187399 27,97 104,5 2,72 4,0 6,8 7,7 АО III, (Bge, B9e?) WN6+ ( B3eV \ ВЗеІІІ
HD193928 HD 33232 21,64 3710 130 31,5 4,94 10 10 Г 9,5 \ 11 14,2 21,41 23 f 9,4 8,1
Тримбл, Торн (1969) со Eri 49 Ori 71 Tau ? Aqr 3057 445,7 5200 8016 18,1 28,6 15,1 11,31 1,32 0,635 1,70 0,711 1,9 2,2 1,8 2.0 3.3 2.4 3,7 2,4 4,39 4,81 4,57 4,69 А9 IV A4 IV FO V А7 V
Камерон (1971) є Aur 9900 3,1 I 35 23 F2
Тримбл, Торн (1969); Гусейнов, Новрузова _(1971) б Gem 2239 27,1 3,8 1,8 6,3 3,52 FO IV 444 коллапсировавшие звезды И белые дыры (отоны) [гл. 14
скорости в км/сек; функция MdiCQfFM; масса видимой звезды M19 определенная по спектральному классу и светимости; масса невидимой звезды M21 вычисленная по FM1 M1; звездная величина TYi1 видимой звезды и ее спектральный класс.
Заслуживает особого внимания система в последней строке, приведенная в недавней заметке Гусейнова и Новрузовой (1971). В случае б Gem известен параллакс, равный 0,''056 или 0,"059, что соответствует расстоянию 17 -=- 18 пс. Благодаря известному расстоянию отпадает целый ряд неопределенностей, которые имеют место в других случаях. Звезда с массой 6,8 Ж© должна на данном расстоянии иметь видимую величину не более т2 = 0,25, две звезды по 3,4 М© дадут т2 = 1,75.
Наблюдения несовместимы с предположением о нормальной второй звезде безотносительно к правильности интерпретации класса и эволюционной стадии видимой первой звезды. Однако не очень уверенно определены лучевая скорость и FM. Следует присоединиться к выводу Гусейнова и Новрузовой о крайней важности дальнейшего и углубленного исследования этой системы.
Близость звезды делает возможным изучение ее собственного движения в картинной плоскости и поиски инфракрасного излучения (на тот случай, что невидимая звезда окружена темной материей, перерабатывающей видимый свет в инфракрасный).
Рассмотрим альтернативные объяснения систем, приведенных в таблице, без привлечения отонов.
1. Ошибка в определении элементов орбиты, завышающая FM. Очевидно, что системы, перечисленные в таблице, заслуживают специального более тщательного исследования.
В частности, последний кандидат, предложенный Гусейновым и Новрузовой, находится так близко, что собственное движение звезды в картинной плоскости может достичь нескольких десятых долей угловой секунды. Его измерение дало бы возможность уточнить элементы орбиты.
2. Ошибка в определении M1. Полагая, что видимая компонента принадлежит главной последовательности и зная расстояние (параллакс), получаем верхнюю оценку M1. Если M1 меньше, то меньше M21 но всегда M2 >FM. В этом отношении выделяются те случаи, когда FM > M1.
3. Наиболее уязвимым является объяснение «невидимости» второй компоненты. В спектрально-двойных звездах есть две системы линий. Если вторая компонента не имеет линий в спектре, то она числится невидимой. Вторая компонента невидима и в том случае, если ее светимость в несколько раз меньше светимости первого.
Для звезд на главной последовательности светимости растут с увеличением массы; если M2 > M11 невидимость необъяснима. § 2] магнитные явления ври релятивистском коллапсе 445
Однако если вторая звезда принадлежит главной последовательности, а первая сошла с нее и ярче (при данной массе Af1), то вторая может быть невидима. Наконец, вторая компонента может быть тесной парой («2» = «3» + «4»). Тогда при
M2 = M3-I-M4, L^ = L3 +Lt-^L2,
ожидается светимость в несколько раз меньше.
Наряду с вопросами, требующими конкретного исследования перечисленных систем, есть общий эволюционный вопрос о вероятности того, что отон окажется в составе дврйной звезды.
В предыдущей главе отмечалось, что все исследованные до сих пор пульсары являются одиночными. Этот факт связывался с тем, что при взрыве сверхновой с внезапным разлетом значительной части ее массы двойная система может диссоциировать. В этой связи интересно замечание Камерона (1971), основанное на неопубликованной работе Вилсона и на расчетах Арнетта (1969).
Коллапсировавшая звезда имеет массу больше массы нейтронной звезды. Соответственно нужна и большая масса предсверхновой порядка (согласно расчетам Арнетта) M > 15 или M > 30 Mq. Но при большей массе релятивистские эффекты возникают при меньшей плотности, рс — M""2. В этих условиях нейтрино легко выходят и потеря устойчивости заканчивается релятивистским коллапсом без промежуточной остановки. Весьма вероятно, что потеря массы при этом относительно меньше, чем при образовании пульсаров, а следовательно двойная система останется связанной.
Исследование двойных систем и, в частности, поиски рентгеновского излучения (см. § 3) являются вполне реальным подходом к поискам небесных тел новой, необычной природы.
