Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Более новые работы о проблеме движения линии апсид и влиянии третьего тела на эпохи минимумов представлены Мартыновым (Цесевич !97]. гл. 9). Б стеном (1973. гл. 6), Сахаде и Вудом (1978, гл.6) и Коп лом (1978). В табл. 43 приведены хорошо изученные затмеиные систем
Таблица 43
Затмеиные системы с эпсидальным движением
Звезда
Спектры
P
П/Р
e
501,/31
BW Aqi
I 7 + IK
6.7197d
810
0,18
1,1
IM Аиг
B7 + ?
1 .2473
I 110
0,7
0,28
CL Саг
B3 + Bd
і 42}2
ЗШ
0,16
1.0
HH Саг
BS + BS
3.3315
75000
0,16
0,9
AR Cas
B3 + A(I
6.0665
2500(1
0.25
0,25
PV Cas
A(I + A(I
1.7505
19000
0,03
ч
V 346 Сеп
134 + Bf.
6.3227
11000
0,29
1.(1
XX Сер
AS + Gu
2.3373
I 0000
0,14
0,22
CW Сер
1(0.5 + B0.5
2,7291
6090
0,03
0,94
Y Cyg
U9.5 + ОУ.5
2.4963
5 9IHl
0.14
0.99
V3SO Сур
Bi,5 + B3
12,4256
59001)
0,22
0,57
V477 Cyg
A3 + I "5
2,3470
54300
0.30
0,68
AK Her
12 + Г 6
0,4215
49100
0.30
і
HS Her
B5 + A4
1.6374
3450
0.05
0.34
СО Lac
B8.5 + Ai)
1,5422
10(110
0.0.1
0,82
RU Моп
B9 +AO
3,5847
28900
0.38
0.96
GN Nor
5,7034
31000
0.21
1
U Oph
B5 + І15
1,67 73
4520
0.003
1.0
ГТОтї
AO + A3
3,1504
60000
0,40
0.9
& Ort
Bl + B2
5,7325
9900
0.08
0,38
\G Реї
B5 + B7
2,0187
12900
0.07
0,88
YV Sgr
AO + AO
2.6285
46000
0.16
0,9
V523 S^r
AS + A5
2.3238
33000
0,18
1,0
V526 sgr
Af> + A3
1.9I9S
27 B00
0.22
0.8
V22R3 Spr
АО + A2
3,4714
59000
0,49
0,7
a Vir
B2 + B3
4,0142
1120П
0,15
0,62
DR VuI
B7+ B8
2,2512
6140
0.09
0.95
Обо jHiireBn;i: P - орбитальный период, П - период движения пинии апсид, г - эксцентриситет орбиты, QJ!, (ЯЛ, - отношение MiICC.
238
с движением линии апсид. Информация для таблицы заимствована, с некоторыми дополнениями, из последней цитированной работы.
Панчатсарам и Абхьянкар (1982) обсуждают возможные четырехкратные системы.
Другой вид периодических, лучше сказать почти периодических, изменений (правда, объясняемых не механическими причинами) встречается у особой группы разделенных систем — у систем типа RS Гончих Псов, описанных в разделе 3.7.2. Кроме орбитального периода, у таких объектов имеет место второй период, обычно немного "спешащий" по отношению к первому (в редких случаях немного "отстающий"). Возникает нечто вроде биений с характерным временем в несколько лет, передвигающихся по средней кривой блеска (см. рис. 120). Объяснение явления (гипотеза звездных пятен) дано в разделе 3.7.2.
Непериодические изменения. Новая точка зрения возникла, когда удалось установить, что контактные и пол у разделе иные системы имеют общую атмосферу и что атмосфера по крайней мере одного из компонентов простирается до достижения своей критической поверхности Роша, так что имеет место потеря массы и даже обмен массами между обеими звездами. Вуд (1950) указал на возможность скачкообразного изменения периода вследствие обмена массами. Даже разделенные системы, а у них оба компонента не достигают своих внутренних критических поверхностей Роша, могут показывать мощные выбросы вешества. что, по-видимому, имеет место у только что упомянутых звезд типа RS Гончих Псов. Обстоятельства, очевидно, сходны с теми, что мы уже описали у эруптивных двойных звезд, но в сильно уменьшенном масштабе: так как компонент, собирающий вещество, не является компактным объектом (белым карликом или нейтронной звездой), кинетическая энергия, освобождающаяся при падении вещества, не очень высока. На рис. 133 в качестве примера показана диаграмма О-Сдля W UMa с 1912 но 1932 г.
Встречаются объекты, длина периодов которых в течение всего промежутка времени, охваченного наблюдениями, постоянно уменьшается или увеличивается, что указывает на наличие постоянных потоков вещества. Это, вероятно, системы, находящиеся на стадии быстрой эволюции. Работа Панчатсарама и Абхьянкара (1982) содержит интересные диаграммы О-С таких объектов. Затменной звездой такого рода, известной наиболее давно, является система U Сер (B7V + G8III-1V). открытая еще в 1880 г.; у нее уже более 100 лет наблюдается постоянное увеличение периода (рис. 134).
Имеется много публикаций об обмене и потере массы в тесных классических двойных системах. У Бэттсна (1973), Сахаде и Вуда (1978 г., гл. V) и в некоторых материалах сборника под редакцией Гияьденкерне и Веста (1970) эти проблемы освещаются в основном с наблюдательной стороны; Копал (1978, гл. V) описывает прежде всего теоретические аспекты. В последнее время, благодаря спектральным наблюдениям с высоким временным разрешением для многочисленных затменных звезд в традиционной спектральной области (Кайчук и др.. 1985) и в ультрафиолетовой области со спутников (Петере и Полиден, 1984) удалось непосредственно доказать существование аккреционных процессов и даже аккреционных дисков.
239
