ведение
Двойственность - весьма распространенное явление в мире звезд. По различным оценкам в нашей Галактике в состав двойных и кратных систем входит около 50-80% всех звезд. Современное деление двойных звезд на широкие и тесные системы основано на более глубоких, физических признаках. К тесным двойным относят такие двойные звезды, компоненты которых оказывают влияние на эволюцию друг друга хотя бы на одной из стадий существования системы (Plavec 1967, Paczynski 1967). Под это определение подходят практически все затменные двойные и большая часть из известных спектральных двойных звезд.
Затменные двойные звезды, как частный случай более широкого класса двойных систем, являются богатейшим источником самой разнообразной информации о физической природе звезд и путях их эволюции. Они встречаются среди всех типов звездного населения Галактики, попадают во все области диаграммы спектр-светимость, наблюдаются (фотометрическими методами) на огромных расстояниях от Солнца и даже в других галактиках. Их комплексные, фотометрические и спектральные, наблюдения оказываются, по существу, единственной возможностью получения сведений об основных характеристиках звезд -массах, радиусах, средних плотностях. В ряде случаев у компонентов таких систем можно определять эффективные температуры, распределения яркости по дискам, скорости осевых вращений, концентрацию масс к центрам, изучать строение протяженных атмосфер, различные эффекты взаимодействия. Теория внутреннего строения звезд и их эволюция была бы немыслима без постоянного обращения к этому источнику информации. В настоящее время роль тесных двойных систем в астрофизике стала еще более значимой: открыта двойственность новых и повторных новых звезд, переменных типа U Gem, ряда рентгеновских источников излучения. Как выяснилось, такие необычные объекты и явления возникают в результате взаимного влияния компонентов в тесных парах на эволюцию друг друга.
Успехи теории эволюции тесных двойных звезд, достигнутые в последние годы, позволяют представить в общих чертах эволюцию двойной системы, переход от одной стадии эволюции к другой. Появляются разработки деталей эволюции тесных двойных систем (ТДС), внедряются новые методы моделирования с помощью быстродействующих компьютеров кривых блеска и спектров. Становится более тесной кооперация усилий теоретиков и наблюдателей.
Вместе с тем, остается целый ряд вопросов, связанных в первую очередь с ограниченными возможностями наблюдательной астрономии, для решения которых чрезвычайно важны детальные исследования отдельных тесных двойных систем, находящихся на разных этапах эволюции.
Массивные тесные двойные системы (МТДС), компоненты которых занимают верхнюю часть Главной последовательности (ГП), можно отнести к системам, в эволюции которых значительную роль играет обмен веществом звездным ветром. С самых ранних этапов эволюции эти системы уже можно отнести к взаимодействующим. Класс взаимодействующих двойных звезд (ВДЗ) выделен в восьмидесятых годах (Plavec M.J. 1980, 1985). К этому классу относят звездные системы, у которых пекулярности кривых блеска и особенности спектров вызваны присутствием в системах развитых околозвездных газовых структур, существенно затрудняющих исследования этих систем классическими методами. Вследствие этого, основные параметры звездных компонентов таких систем определены неоднозначно.
До недавнего времени МТДС привлекали к себе гораздо меньше внимания, по-видимому, считалось, что это молодые массивные и быстро эволюционирующие и, возможно, неравновесные объекты. Успехи астрофизики - открытие конечных продуктов эволюции массивных звезд (нейтроннных звезд и, возможно, "черных дыр"), а также рентгеновских источников в массивных двойных, потребовавшие развития представлений об эволюции МТДС вплоть до конечных стадий с целью определения места вновь обнаруженных объектов в эволюции этих звезд, побудили возрастание внимания к этим объектам.
Цель и задачи работы. Настоящая работа посвящена детальному электрофотометрическому исследованию четырех массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов - SZ Cam, CC Cas, UU Cas, V368 Cas, каждая из которых может быть отнесена к описанным выше объектам, определению физических параметров звездных компонентов, характера влияния и структуры околозвездного вещества, эволюционного статуса систем. Исходя из этого были определены задачи исследования:
1. Провести фотоэлектрические наблюдения исследуемых звезд с максимально возможной точностью в четырех стандартных фотометрических полосах UBVR с целью получения кривых блеска этих систем, равномерно и с высокой плотностью покрытия всего орбитального периода.
2. Определить относительные и абсолютные параметры систем.
3. Выделить и оценить вклад в кривые блеска газовой составляющей, определить структуру распределения околозвездного вещества в системах.
4. Определить эволюционный статус систем.
5. Составить каталог массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, оба компонента которых принадлежат, либо находятся вблизи главной последовательности.
6. Выделить системы, в наблюдательных данных которых проявляется влияние околозвездного и/или околосистемного газа. Провести статистические исследования таких проявлений.
7. Провести сравнение полученных характеристик исследуемых звезд с результатами статистических исследований звезд указанного каталога.
Научная новизна работы заключается в следующем:
Впервые создан каталог массивных тесных двойных систем с горячими компонентами главной последовательности, в котором представлены наблюдаемые параметры звезд, показывающие значительное воздействие на них околосистемного газового вещества. Он позволяет обобщить наблюдаемые явления и может быть использован при интерпретации наблюдательных данных конкретных систем этого класса.
Впервые получены многоцветные высокоточные с хорошим заполнением и неоднократным перекрытием фотоэлектрические кривые блеска массивных ТДС SZ Жирафа, СС Кассиопеи, V368 Кассиопеи, UU Кассиопеи, позволяющие производить с большой надежностью анализ эффектов, обусловленных влиянием околозвездного газа.
Представлен мониторинг кривых блеска систем, позволяющий пронаблюдать эволюцию кривых блеска исследуемых систем на интервалах в несколько десятков лет.
Впервые для интерпретации наблюдаемых явлений SZ Жирафа, СС Кассиопеи, UU Кассиопеи, предложена модель системы, состоящей из двух эллипсоидальных звезд, погруженных в газовую оболочку сложной структуры. Получены параметры околозвездной оболочки SZ Жирафа в модели радиально расширяющегося звездного ветра от одного из компонентов, где непрозрачность вызвана рассеянием на свободных электронах.
Научно-практическая ценность работы. Данная работа. может рассматриваться как определенный вклад в понимание процессов, происходящих в массивных тесных двойных системах на стадии ГП. Полученные результаты могут быть использованы в теоретических сценариях и расчетах эволюции горячих массивных двойных систем на разных этапах обмена веществом, происходящих вблизи ГП, установления генетической связи между ними, исследования эволюции околозвездных газовых структур, механизмов передачи и потери вещества в МТДС на разных стадиях обмена веществом.
В работе получены и выводятся на защиту следующие результаты:
1. Результаты многолетних фотоэлектрических наблюдений в системе LJBVR четырех массивных тесных двойных систем с горячими компонентами, UU Cas, CC Cas, V368Cas, SZ Cam, полученные в Астрономической обсерватории УрГУ и Ташкентской обсерватории Узбекской АН на горе Майданак.
2. Каталог галактических массивных тесных двойных систем с горячими компонентами на главной последовательности, созданный на основе базы данных по оригинальным источникам в системе Microsoft Access. Результаты анализа каталога, показавшие, что практически во всех системах данного типа газовые образования заметно проявляют себя в наблюдениях независимо от конфигурации и эволюционного статуса системы. Это вызывает значительную неопределенность в определении параметров таких систем классическими методами. Каталог не имеет аналогов в публикациях.
3. Наблюдательные свидетельства фотометрических проявлений газовых структур, их временные, амплитудные и цветовые параметры, многокомпонентность этих проявлений и возможной физической переменности блеска компонент. Параметры звездного ветра для SZ Cam в модели двойной системы звезд, окруженной анизотропной газовой оболочкой.
4. Значения фотометрических элементов орбит и компонентов исследуемых систем, полученные в модели, состоящей из двух подобных трехосных эллипсоидов, на основе данного наблюдательного материала.
Апробация работы. По материалам диссертации опубликовано 15 статей, из них 6 в центральных и зарубежных изданиях. Две статьи опубликованы в соавторстве с сотрудниками обсерватории УрГУ и других астрономических учреждений. Вклад диссертанта в совместных работах эквивалентен вкладу соавторов.
Материалы диссертации апробировались на:
"19 Всесоюзной конференции исследователей переменных звезд, посвященной памяти В.П. Цесевича ", Одесса, 1987 г.,
"Всесоюзном совещании по взаимодействующим двойным звездным системам", Тыравере, 10-14 октября 1989г.,
"25 студенческой научной конференции Физика Космоса", Екатеринбург, 29 января - 2 февраля 1996 г.,
"28 международной студенческой научной конференция Физика Космоса", Екатеринбург, 1-5 февраля 1999 г.,
Международной конференции, посвященной 90-летию со дня рождения Б.В. Кукаркина "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики", Москва, 25 - 29 октября 1999 г.,
Всероссийской астрономической конференции, Санкт-Петербург, 6-12 августа 2001 г.,
Международной конференции « Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы », Москва, 25 мая - 2 июня 2002 г.,
а также на семинарах кафедры астрономии и геодезии и Астрономической обсерватории УрГУ.
Содержание работы
#
Во введении обоснована актуальность темы диссертации, сформулированы цели и задачи работы, указаны научная новизна, научная и практическая значимость результатов работы, кратко изложено содержание диссертации, сформулированы основные положения, выносимые на защиту.
В первой главе приведен обзор теоретических и наблюдательных | данных о массивных двойных системах. В разделе 1.1 для конкретизации
i определено понятие массивных звезд с точки зрения эволюции и
наблюдательных проявлений. Отмечены особенности тесных двойных систем, состоящих из массивных звезд ранних спектральных классов. Обзор дополнен рассмотрением переменных ОВ звезд, попадающих в область Главной последовательности. В разделе 1.2 приведено описание структуры каталога, физических и геометрических характеристик массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, рассмотрены источники, на базе которых создан каталог. Из соображений однородности каталог содержит только галактические ОВ МТДС. Каталог содержит информацию о физических, геометрических, эволюционных характеристиках 186 систем, об их спектральных и фотометрических особенностях, поведении периодов. Приведены данные о поведении их в
* радио- и рентгеновском диапазонах, информация о возможных проявлениях газовых структур в окрестности систем. Проведен анализ
„ каталога, сделаны выводы о том, что газовые структуры проявляют себя
практически во всех исследуемых системах, независимо от конфигурации и возраста. Основная цель каталога - создание основы для проведения статистических исследований (систематизация, выявление характерных закономерностей, которые могли бы использоваться для теоретических работ), для анализа наблюдательного материала (сравнение полученных результатов с имеющимися данными по другим аналогичным объектам, и определение их места в этом ряду), для планирования наблюдений (постановка наблюдательных задач, подбор объектов для выполнения конкретных наблюдательных программ, выбор инструментов, распределение наблюдательного времени и т.д.). Каталог не имеет себе аналогов. Он приведен в приложениях к рукописи, а полная версия в виде базы данных имеется на магнитных носителях.
* Во второй главе представлены результаты фотоэлектрических наблюдений четырех МТДС с горячими компонентами UU Cas, CC Cas,
* V368 Cas, SZ Cam. В разделе 2.1 дано краткое описание используемой аппаратуры и метода дифференциальной электрофотометрии. В разделе 2.2 исследуются особенности астроклимата Коуровской обсерватории, дана постановка методики наблюдений и описана программа наблюдений. В разделе 2.3 приведен алгоритм программы обработки наблюдений. В 2.4
описаны наблюдения исследуемых звезд и приведены результаты электрофотометрии в форме иллюстраций и таблиц.
В третьей главе выполнен анализ полученных кривых изменения блеска исследуемых звезд, получены фотометрические элементы орбит этих систем в модели Ресселла-Меррилла. На основе использования спектроскопических данных для систем, результатов статистических исследований разделенных систем главной последовательности и результатов интерпретации кривых блеска сделаны оценки их абсолютных параметров. Рассмотрено влияние газовой материи на наблюдаемые кривые блеска и как следствие на полученные значения параметров, даны некоторые оценки ее характеристик. На основе полученных результатов сделаны выводы об эволюционном статусе исследуемых звезд и возможных качественных моделях систем.
В Заключении кратко изложены основные итоги проделанной работы. Приведен список публикаций по материалам диссертационной работы.
В Приложении приведен каталог галактических массивных тесных двойных звезд ранних спектральных классов, принадлежащих главной последовательности, содержащий 186 объектов. Приложение состоит из двух таблиц: 1) таблицы объектов, являющихся кандидатами в МТДС, и 2) собственно самого каталога, где представлены объекты, для которых получено достаточно наблюдательного материала, чтобы можно было отнести их к МТДС. Все системы разделены по признаку их конфигураций в отдельные таблицы, в которых представлены сведения о физических характеристиках систем, полученных из наблюдений различными методами.
ю
Глава 1. Массивные тесные двойные системы ранних спектральных классов, теоретические и наблюдательные аспекты
1.1 Массивные тесные двойные системы с горячими
1 компонентами
i
Понятие массивной звезды определяется исследователями на основе эволюционных характеристик. С. De Loore (1980) определил его следующим образом. Если сравнивать эволюцию звезд с разными массами во время горения в ядре водорода, имеет место разница в структуре внутренних областей для масс меньших и превосходящих ~1.2М©. Звезды с массами большими, чем 1.2М© развивают конвективное ядро. Их эволюционный трек имеет особый характер в конце горения гелия в ядре, то есть острый голубой точечный максимум, который отсутствует на треках меньших масс. Звезды с массами между 1.2 и ЮМ© имеют более или менее похожие треки, сжатие с последующим быстрым расширением. В звездах с массами примерно более ЮМ® химический состав испытывает скачок во внешних слоях ядра, являющийся следствием увеличения ядра из-за увеличения содержания гелия. Для звезд с массами от 1.2 до ЮМ© вследствие ядерных реакций, преобразующих водород в гелий, конвективное ядро в течении эволюции сжимается. Внешние слои находятся в лучистом равновесии. В областях, остающихся вне сжимающегося конвективного ядра, химсостав не изменяется. Химический состав ядра меняется непрерывно: уменьшается содержание водорода, увеличивается содержание гелия. Вне конвективного ядра скачок содержания водорода отсутствует. Для более массивных звезд ситуация становится более сложной. Эволюционные расчеты показали, что на последнем этапе эволюции такие звезды вспыхивают как сверхновые.
Нижний предел масс звезд, называемых массивными, в последнее время определяется минимальной массой, необходимой одиночной звезде для вспышки ее как сверхновой. Вероятная величина нижнего предела масс для одиночных звезд ~8М®. Верхний предел массы менее определен. Теория указывает, что только звезды Главной последовательности (ГП) с М<60-90М© являются пульсационно устойчивыми (Schwarzschild, Harm 1959; Stothers, Simon 1970, Zuckerman et all. 1977), однако, болометрические светимости наиболее ярких звезд нашей Галактики указывают на существование звезд с массами М* 150М®.
Наблюдения горячих ярких звезд в последние десятилетия (Snow, Morton 1976; Barlow et all. 1982) показали, что эти звезды теряют вещество посредством звездного ветра. Ультрафиолетовые наблюдения обеспечили
1 2
один из наиболее эффективных методов исследования явления истечения вещества. Ряд резонансных линий, например: Mgll, Fell, SilV, CIV, NV, надежно диагносцируют газовые потоки, типичная температура и плотность которых благоприятны для образования этих линий. При исследовании ультрафиолетовых спектров горячих массивных звезд с L>2*104L© обнаружено существование потери вещества со скоростью 10'7М©/год.
Как показали исследования с "Коперника" (Snow, Morton 1976), регистрируемая скорость звездного ветра быстро уменьшается со спектральным классом и уже почти не наблюдается у звезд ВЗ, что нижняя граница для такой потери вещества составляет Mboi—6Ш. Это соответствует звездам на нулевой ГП с массой ~15М®.
Учет наблюдаемой потери вещества большинством О-, В-сверхгигантов ведет к уменьшению их массы за время жизни на ГП примерно на 10-20% (Масевич, Тутуков 1988). Теория потери массы остается пока недостаточно разработанной, что затрудняет количественные оценки. Часть вещества оболочки звезды выбрасывается в межзвездное пространство еще задолго до взрыва сверхновой. Потеря вещества массивными звездами приводит к обогащению межзвездной среды продуктами ядерного синтеза, происходящего в их недрах, обеспечивая тем самым химическую эволюцию галактик (Масевич, Тутуков 1988).
Эволюционные вычисления обнаружили, что области полуконвективного равновесия для таких массивных звезд сдвинуты из-за звездного ветра. Теория эволюции одиночных массивных звезд пока не дает возможности однозначного выбора критерия устойчивости относительно перемешивания зоны переменного молекулярного веса. Это приводит к необходимости изучения эволюции массивных тесных двойных систем (МТДС).
Эволюция одиночных звезд, теряющих вещество посредством звездного ветра, идентична эволюции такой же звезды, но являющейся членом двойной системы, однако, скорости потери вещества у двойных систем выше (Ziolkowski 1977, Vanbeveren et all. 1979). С теоретической точки зрения, это объясняется тем, что среднее значение силы тяжести на поверхности полуразделенных компонент двойной системы ниже, чем для одиночной звезды, что усиливает эффект механизма, основанного на звездном ветре. Существенный вклад вносит также быстрое вращение компонентов, обусловленное синхронизацией вращения звезд и их обращения вокруг центра масс системы (Ziolkowski 1977, Vanbeveren et all. 1979).
При численном моделировании эволюции ТДС самым неопределенным фактором является учет потери масс и углового момента системой. В связи с этим значительный интерес представляет исследование параметров и структуры околозвездного вещества во
1 3
взаимодействующих двойных, т.к. это несет информацию о процессах, сопровождающих стадию быстрого обмена веществом, когда темп переноса массы очень высок и большое количество вещества может быть выброшено из системы. В случае с массивными системами значительными в их эволюции становятся как потеря вещества до заполнения ими полости Роша и перенос вещества, так и потеря вещества во время фазы заполнения. Потеря вещества идет на любой стадии, но с разной скоростью, проявляясь в образовании сложных газовых структур как между компонентами, так и вокруг системы, и как показано ниже, у этих систем газовые структуры наблюдаются на всех стадиях жизни, проявляясь в тех или иных формах.
Присутствие газовых потоков в ТДС было установлено еще в ЗО-е годы. В настоящее время считается общепринятым, что степень обмена массой между компонентами двойной звездной системы определяет эволюционный статус этой системы и в значительной степени влияет на регистрируемые наблюдательные проявления. Начиная с пионерских работ (Struve О. 1941, Kuiper G.P. 1941, Crawford Y. 1955), посвященных изучению двойных звезд, и в большинстве последующих исследований основное внимание уделялось рассмотрению влияния обмена веществом на эволюцию системы (Paczynski В. 1971, Plavec М. 1973, De Greve J.P. 1986). Установлено, что эволюция двойных систем на этапах взаимодействия определяется несколькими основными процессами: истечением вещества из первичной компоненты, аккрецией вещества на вторичную компоненту, образованием общих оболочек, а также потерей системой вещества и углового момента. Теоретические исследования, а также обширный ряд имеющихся наблюдений свидетельствует о наличии сложной динамической структуры течения вещества во взаимодействующих двойных системах (ВДС) (Горбацкий 1976, Plavec M. 1990, Whiten E. 1989, Боярчук 1997).
Наряду с перетеканием газа через внутреннюю точку Лагранжа, в последнее время все большее внимание уделяется исследованию другого возможного механизма обмена веществом во ВДС - посредством звездного ветра (Kondo 1996, Бисикало 1997а, б, 1998 и др.). В таких двойных системах картина течения вещества наряду с перетеканием массы через окрестность внутренней точки Лагранжа определяется в значительной степени потоком вещества на вторую компоненту, вызванным орбитальным движением аккрецирующей звезды в газе звездного ветра. Наличие взаимодействующих потоков приводит к усложнению общей картины течения, и как следствие, к изменению параметров обмена веществом, определяющих эволюцию системы (Бисикало и др. 1998).
Общая картина течения вещества в двойных системах с компонентами, не заполняющими полости Роша, определяется, в первую очередь, принятыми значениями звездного ветра. В качестве реального параметра, определяющего скоростной режим звездного ветра,
1 4
используется отношение скорости ветра к орбитальной скорости аккретора. Важным проявлением изменения картины течения в зависимости от скоростного режима звездного ветра является изменение скорости аккреции вещества. Увеличение скорости ветра приводит к существенному уменьшению скорости аккреции а, следовательно, и к увеличению доли вещества, покидающего систему (Бисикало и др. 1997).
В связи с тем, что в дальнейшем речь пойдет о фотометрических проявлениях газовых структур в МТДС, картину надо дополнить пульсирующими переменными звездами, находящимися в окрестностях ГП диаграммы Герцшпрунга-Ресселла (Г-Р) и не попадающими в полосу нестабильности. Такая переменность может заметно усложнить фотометрические и спектроскопические проявления, а те звезды, переменность которых имеет мультипериодический характер, могут заметно усилить свой звездный ветер, т.к. мультипериодическая переменность практически проявляется как крупномасштабная турбулентность в верхних слоях звезды (А А. Памятных, 1994).
В Общем Каталоге Переменных Звезд (ОКПЗ) пульсирующие переменные В-звезды (и соседствующие с ними на диаграмме Г-Р объекты) представлены следующими типами звезд:
1) a Cyg - нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Beq - Aeq la. Изменения блеска с амплитудой ~0.1т нередко кажутся неправильными, вызываются наложением колебаний с близкими периодами. Наблюдаются циклы от нескольких дней до нескольких десятков дней. Имеют широкие спектральные линии (Vsina> 100км/с).
2) Р Сер - звезды О8-В6 I-V с периодами изменения блеска и лучевой скорости в пределах 0.1-0.6 суток и амплитудами изменения блеска от 0.0 lm до 0.3т (в V). Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на 1/4 периода. Так, что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном наблюдаются радиальные пульсации, но в некоторых случаях и нерадиальные. Для многих звезд характерна мультипериодичность. Спектральные линии узкие. Соответствуют 0.5-0.7 возраста на ГП.
3) р Сер S - короткопериодические переменные типа Р Сер, спектральный класс В2-ВЗ IV-V. Периоды и амплитуды изменения блеска заключены в пределах 0.02-0.04 суток (4-6 часов) и 0.015-0.025т соответственно. Звезды типа р Сер определены как группа ранних В-звезд, показывающих короткопериодические изменения яркости, радиальной скорости и профилей спектральных линий, слишком короткими, чтобы их можно было связать с геометрическими эффектами, как вращение или двойственность. Увеличение амплитуды изменений блеска в коротковолновой части спектра свидетельствуют о вариациях поверхностной температуры.
1 5
4) Be - звезды. Не менее 60% Ве-звезд обнаруживают фотометрическую
переменность с различными характерными временами. Периоды -
0.4-3 дня, типичные амплитуды изменений составляют несколько
сотых звездной величины. У них обычно наблюдается одна мода с
| m | ~ 2 и несколько мод с | m | ~ 8.
Современные объяснения пульсаций используют ае-механизм, связанный с пространственными и временными изменениями непрозрачности в зонах частичной ионизации водорода и гелия. Этот механизм был предложен в конце 40-х годов С.А. Жевакиным, а позже подробно исследован Н. Бейкером и Р. Киппенханом (Памятных 1994). Однако, имеется некоторая неопределенность в положении этих звезд на Г-Р диаграмме, связанная с принятым содержанием тяжелых элементов, использованием таблиц непрозрачностей и неопределенностью наблюдательных данных и фотометрических калибровок. Исследование таких звезд в двойных системах позволит избавиться от неопределенностей в фотометрических калибровках.
1 б
1.2 Каталог галактических массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, принадлежащих Главной последовательности. Наблюдаемые характеристики.
Для исследования типичных наблюдательных проявлений присутствия газовой составляющей в горячих массивных тесных двойных системах, принадлежащих Главной последовательности был создан каталог физических, геометрических, эволюционных характеристик данного класса объектов, их спектральных и фотометрических особенностей, поведения орбитальных периодов. Приведены данные о поведении их в радио- и рентгеновском диапазонах, информация о возможных проявлениях газовых структур в окрестности систем. Каталог предполагалось использовать при подготовке наблюдательных программ и в анализе и интерпретации наблюдательного материала конкретных звездных систем данного класса.
В основе каталога лежит компилятивный карточный каталог галактических массивных (М>10М©) тесных двойных систем с горячими компонентами составленный на базе Общего Каталога Переменных Звезд (ОКПЗ) (1985), каталога спектрально - двойных звезд Batten (Batten A.H., Fletcher J.M., Mac Carthy D.G., 1989 ), карточного каталога переменных звезд ГАИШ. Он непрерывно дополнялся сведениями из периодических и оригинальных источников. В каталог не включены O(f), O((f)X WR и системы с релятивистскими компонентами. В настоящее время выборка содержит 186 тесных двойных системы спектрального класса более раннего, чем ~В5. Граница выбрана с запасом, так как "засоренность" систем газом создает трудности в интерпретации наблюдений спектральных линий. В каталоге собрана информация о результатах наземных и внеатмосферных спектральных, фотометрических и поляриметрических наблюдений, результатах и методах интерпретации этих наблюдений. На основе карточного каталога в системе Microsoft Access создана база данных. Результаты систематизации в виде двух таблиц приведены в приложении данной работы. Общий список систем, которые могут быть рассмотрены как кандидаты в МТДС с основными характеристиками, приведен в таблице 1 приложения. Для 80 систем из них известны оценки масс, для 68 систем имеются неоднократные спектральные наблюдения и неоднократные наблюдения кривых изменения блеска. Все выводы сделаны по этим 68 системам, при этом системы были предварительно распределены по их конфигурациям: разделенные, полуразделенные, контактные, а также три группы со спорными их определениями. Таблица 2 приложения (Каталог массивных тесных двойных систем с горячими компонентами) содержит 68 из указанных выше систем. Она структурирована по конфигурациям систем. Ниже приводится структура приведенного в приложении каталога.
1 7
Структура каталога
Списки звезд даны в алфавитном порядке созвездий по латинскому алфавиту. В конце списка звезд данного созвездия приведены имена звезд уже имевшие греческие или латинские буквенные обозначения до открытия их переменности и широко известные под этими обозначениями.
Таблица 1 приложения «Список кандидатов в массивные тесные двойные системы с горячими компонентами» включает все системы и содержит следующую информацию
1 колонка - порядковый номер по каталогу автора.
2 колонка - номер по каталогу HD.
3 колонка - название звезды, принятое в Общем Каталоге
Переменных Звезд (ОКПЗ).
4 колонка - спектральный класс по наиболее поздним
определениям.
5 колонка - оценка массы компонентов системы.
Таблица 2 приложения «Каталог горячих массивных тесных двойных систем принадлежащих Главной последовательности» включает 68 систем и содержит следующую информацию
1 колонка - порядковый номер по каталогу
2 колонка - номер по ОКПЗ
3 колонка - тип кривой блеска,
4 колонка - классификация систем по степени заполнения
компонентами внутренней критической полости Роша
5 колонка - эволюционный статус системы,
6 колонка - орбитальный период, в данной таблице приведен с
точностью до третьего знака после запятой,
7 колонка - наличие изменений периода,
8 колонка - спектральный класс компонентов; при наличии
нескольких определений спектрального класса, предпочтение отдавалось более поздним, с учетом надежности определения,
9 колонка - наличие особенностей в спектре; наличие
неоднозначности в спектральной классификации, связанной с нестационарностями в спектрах, отмечено звездочкой,
10 колонка - оценка масс компонентов; при наличии нескольких
определений, предпочтение отдавалось более поздним, полученным на базе спектроскопических и фотометрических наблюдений,
11 колонка - потеря массы системой, а также наличие некоторых
1 8
особенностей, оказывающих влияние на кривую блеска, большой разброс в определении масс компонентов, отмечено звездочкой,
12 колонка - эксцентриситет орбиты системы,
13 колонка - наличие визуальных компонентов,
14 колонка - наиболее важные примечания, не нашедшие
отражения в колонках таблицы, но несущие важную информацию о наблюдательных проявлениях системы.
При отборе систем по спектральному классу для большого количества звезд обнаружилась противоречивость оценок этой характеристики, выполненных разными авторами. Наиболее характерные из них приведены в таблице 1.2.1. Для некоторых систем различия в оценках превышают один спектральный класс. Это обращает на себя внимание, поскольку классификация в области О8-В2 проводится достаточно надежно, с точностью до половины подкласса, а иногда и точнее. Более подробное знакомство с материалом обнаруживает многочисленные нестабильности в спектрах: наличие эмиссионных линий, появление профилей линий типа PCyg. У некоторых систем наблюдаются изменения спектрального класса компонентов: так у АО Cas спектр главного компонента изменяется с фазой от 09.1 до 08, эмиссия в На носит неправильный характер (Харвиг 1987), меняются К1 и К2 (Mannino 1959); определения класса светимости V505 Моп меняются от карлика до сверхгиганта и обратно (Chochol et all. 1985); спектр первого компонента V640 Моп меняется от O6.5 до O8.0 (Галкина 1967); появляются и
Таблица 1.1.1
N ЗВЕЗДА ТИП ОЦЕНКИ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ ПРИМЕЧАНИЕ
1 OX Cas DM BIV; B6; B8; BOV; (B2V+B2V)
2 XZCep DM В5; O9.5V; (В5+[А2]); O9.5V+A2III:); (BI.5II/III+BIIII-V)
3 CWCep DM BI.5; (B3+B3V:ea}; (B0.5+B0.5IV-Vea) ЭМИССИЯ В На
4 EOAur DE B5; (O9-B0+B3); (B3+B8); (B3V+B3V)
5 ц1 Sco SDZ (B3+B3); BI.5V+B6.5V); (B2+[B5])
6 V382 Cyg KZ (B5+B5); (07+07); (O7+O8V); (06.5+07.5); (09+BO)
7 TNMus KZ (O8.5V+O8); (B3+B3)
8 V367 Cyg D,SD,K (В1Ш+ВЗШ); (B8III+A1III); (F2e+[F5]); (F5A+A3) На В ЭМИССИИ
9 GWCar SDE,KE B5; ВИН:; В8; B0.5III; B6II-III
10 SVCen SD,K (B1+B2); (B1V+B6.5II-III); (B1III+B4) B8 Профили типа PCyg
11 VVOri DM,KM В 1.5; (B1V+B4V); (B1V+B7V); (B2+B9); (B1V+B1V)
12 АО Cas SD B9V; A9; (B3+B9); (B0.5+B3); AO+[FO])
1 9
I исчезают линии второго компонента в спектре системы V367Cyg
j * (Глазунова, Менченкова 1989, Менченкова 1985).
j В данной таблице и в последующих используются следующие
• обозначения:
DZ - разделенные системы вблизи нулевой ГП, DM - разделенные системы ГП,
DE- разделенные системы проэволюционировавшие с ГП, SDZ- полуразделенные системы вблизи нулевой ГП, SDM-полуразделенные системы главной ГП, SDE -полуразделенные системы проэволюционировавшие с ГП, KZ - контактные системы вблизи нулевой ГП, КМ - контактные системы ГП,
КЕ - контактные системы, проэволюционировавшие с ГП, GS - системы с гигантами и субгигантами,
Е11 - системы переменность блеска которых вызвана эллипсоидальностью компонентов.
В ряде работ, используемых при составлении каталога, показано,
что околозвездные оболочки даже у относительно спокойных, с точки
зрения наблюдательных проявлений, систем заметно влияют не только на
w линейчатые спектры систем, но и вносят существенный вклад в
континуум.
Различия в определении масс компонентов разными авторами также часто превышают точность определения их, указываемую обычно в каталогах как 20%, а то и выше. Наиболее характерные примеры даны в таблице 1.2.2. Этот параметр определяется из решения кривых лучевых скоростей и кривых изменения блеска. Нестационарность как первой так и второй, безусловно, повлечет к различию результатов их анализа, иногда достаточно большим, а также к неоднозначности решения.
Отмеченные явления далее будут указываться как нестационарности, наблюдаемые в системах. К проявлениям нестационарности отнесены и многие разновидности изменений периодов, наличие рентгеновского и радио излучений, все что может указывать на присутствие крупных газовых образований в системах. Как оказалось, только у трех систем из всего каталога: V478 Cyg (DZ), DM Cas (DM), j Ori (Ell), не
* . зарегистрированы отмеченные явления нестационарности. Не исключено,
что такое положение связано с недостатком информации об этих звездах. : , Можно сделать вывод, что наличие крупных газовых структур
вокруг массивных двойных систем с горячими компонентами, которые заметным образом проявляются в наблюдениях, вероятно, есть общее явление, не зависящее от конфигурации и эволюционного статуса системы. Различия, видимо, стоит искать в особенностях его проявления. Их наличие может быть объяснено, например, сильным звездным ветром, обусловленным большой массой и высокой светимостью звезд
2 о
(зарегистрированным у ряда систем при внеатмосферных наблюдениях). По наблюдаемым оценкам звездный ветер у таких звезд должен составлять 10"7-10"5 М©/год (Snow, Morton 1976; Barlow et all. 1982). Заполнение одним из компонентов своей полости Роша должно значительно увеличить эту оценку и изменить динамику его проявления.
Нестационарные явления, такие как изменения кривой блеска, изменения кривой лучевых скоростей, переменное радио и рентгеновское излучение, наличие переменности в спектрах систем, вероятно, являются следствием изменений в газовых структурах, обусловленных либо неустойчивостями одного из компонентов, либо внешним фактором, например, близостью третьего тела, либо особенностями динамики газа при конкретной конфигурации системы, либо переменной скоростью истечения вещества компонент.
В каталоге встречаются звезды с компонентами М<10М®, это связано чаще всего с большим разбросом оценок масс, полученных разными авторами. Ряд систем были удалены из каталога после того, как при анализе результатов наблюдений было учтено влияние газа, и массы компонентов стали меньше 10 М© (например, CM.V367 Cyg в таблице 1.1.2).
Таблица 1.1.2
N ЗВЕЗДА ТИП ОЦЕНКИ МАСС КОМПОНЕНТОВ BM© ПРИМЕЧАНИЯ
1 EOAur DME (11+7); (10-12+6-8); (19.8+19.7); (26.7+26.4); (21.5+21.4); (20.4+20.4) иногда бывает волна на кривой блеска
2 V1182 Aql SDZ (37.8+13.5); (29+11); (75+15); (28+10.7)
3 V382 Cyg K2 (37.4+32.8); (26.7+18.9); (26.9+19.0); (10+10)
4 V599 Aql KM (18.4+11.5); (10.5+6.5)
5 UWCMa K(E+M) (46+34); (23.5+19.3); (29+24); (39.2+29.6); (43.5+32.5)
6 V367V Cyg DM,SD (7.6+7.3); (9.6+8.0); (19+12); (2.3+3.6); (1.5+1.3); (13.8+9.7); (8+7)
7 AOCas SD,K (29.2+24.6); (23+18); (29.8+27.8); (23.3+16.8)
8 DHCep DM, KM (42-65+35-54); (23+19); (33.8+28.2)
9 VVOri DM, KM (7.6+3.4); (9.3+4.3); (10.2+4.5); (16.9+5.7); (1.6+1.6)
10 V505 Mon GS (13-15+11-12); (50+27)
11 V453 Sco GS (22+13); (30+27) Кривая блеска меняется
12 RYSct GS (39+16); (28+9.5); (49+39); (46+36); (35+11) кривая блеска меняется
13 BMOri ? (5.3+2.9); (1.5+11.0); (5.5+1.6); (36+9) кривая блеска меняется, меняется I минимум
14 i|/ Ori ? (12.0+7.6); (18.7+5.3)
2 1 |
