<<
>>

НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ

После спада блеска звезды DQ Геркулеса до минимума у нее обнаружились быстрые колебания блеска с периодом около 1 мин. Изучая эти флуктуации, в 1954 г. Мерл Уокер обнаружил, что DQ Геркулеса — затменная двойная с самым коротким из известных для этих звезд периодом — 4 час 39 мин.

Предварительный анализ кривой блеска показал, что радиусы этих звезд порядка */ю радиуса Солнца, а массы действительно очень малы. Звезда-спутник (спектр которой никогда не наблюдался) могла быть карликом позднего класса М, но масса этой компоненты новой звезды — и это непреложный факт — гораздо меньше массы Солнца.

Само затмение — это не обычное экранирование одной звезды другой, а скорее затмение полупрозрачного кольца или диска, окружающего горячую звезду. Под действием ультрафиолетовых квантов, излучаемых горячей звездой, кольцо флуоресцирует. Абсолютная визуальная величина голубой звезды около +8,5т. 73-секундный период переменности, интерпретируемый Уокером как время «пульсации» голубой звезды, был использован Крафтом для .оценки- ее массы по зависимости период — плотность Р Vp = const, подходящей для пульсирующей звезды, вместе с использованием точной зависимости между массой и радиусом, которой подчиняются белые карлики. Крафт нашел, что масса голубой звезды равна 0,12 массы Солнца; звезда действительно белый карлик. Еще несколько старых-новых звезд были отождествлены как члены двойных систем. Например, Т Возничего 1891 — затменная двойная с периодом,- согласно Уокеру, 4 час 54 мин.

-В составленной Крафтом таблице 10 приведены данные для трех старых новых звезд, для которых сделаны оценки масс. Обратите внимание на то, что массы ограничены диапазоном от 0,1 до 3 масс Солнца. Отсюда Крафт делает вывод, что двойные системы новых звезд —это системы особого типа. Вероятно, большинство их скорее относится к старому населению плоской составляющей, чем к населению сферической составляющей.

Таблица 10

Массы трех новых звезд (по данным Р.

Крафта)

Объект

Спектраль

ный

класс

Му (кр.)

Период

Масса

(М©=1)

красн. -

ГОЛУв.“ -

Т Северной Короны

Ве, еМЗ+

+0,2

227,6 суток

gt; 3,7

gt; 2,6

GK Персея (1901)-

Be, К, +

+4,5

1,904 суток

gt;0,56

gt; 1,29

DQ Геркулеса (1934)

Ве, -

gt;9

4 час 39 мин

0,20

0,12

Be— звёзды класса В с эмиссионными линиями; gM3 —спектр напоминает спектр гиганта.

Сложные спектры звезд типа U Близнецов объясняются теперь без труда; все эти звезды двойные...Например,. Джой считает,. что SS Лебедя — спектральная двойная звезда с периодом. 6.час 38 мин; спектральные классы компонент d.G5 н...Ве: Крафту удалось отождествить , предков заезд типа U Близнецов,— это. очень.близкие, фактически соприхасающиесящвойные типа звезд WB. Медведицы. Типичные! периоды этих хистем 0,37 суток, массы обычна ОД .и 1,5. массы Солнца щля. обоих компонент соответственно, a Mv .4,5m:Звезды типа 11. Близ:. нецов имеют почти такие же периоды, взаимные расстояния и: массы. Голубые звезды — белые карлики, красные-—звездьг д недодтаточной светимостью,              .                            . - - I

<< | >>
Источник: А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. 1976

Еще по теме НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ:

  1. СВЕРХНОВЫЕ
  2. 8. Перемена ролей
  3. 2. Новые и повторные новые звезды
  4. Сверхновые, похожие друг на друга
  5. НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
  6. НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ КАК ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ
  7. ПРОИСХОЖДЕНИЕ НОВЫХ ЗВЕЗД
  8. Новая 1934 года
  9. Ядерные взрывы в двойных звездных системах
  10. Возникновение двойной звездной системы
  11. Приложение В Как взвешивают звезды
  12. Рождение звезд
  13. Белые карлики в двойных системах
  14. Затменные переменные звезды
  15. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
  16. Тесные двойные системы