Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://comet.sai.msu.ru/~dmbiz/prac/next/bincep/node1.html
Дата изменения: Thu Mar 15 16:42:00 2001
Дата индексирования: Tue Oct 2 04:19:24 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п

Постановка задачи

По мнению многих исследователей, доля звезд, входящих в двойные и кратные системы, составляет примерно 70 %. При этом доля спектрально-двойных звезд (далее SB - spectral binary) (т.е. двойных, проявляющих свою двойственность через периодические изменения лучевой скорости), по некоторым оценкам близка к 20 %. Очевидно, что компоненты SB близки в пространстве, поскольку орбитальная скорость выявленных SB имеет порядок от единиц до более сотни км/с. Разумеется, подавляющее большинство таких звезд не разрешается на компоненты при оптических наблюдениях. Изучение двойных звезд различных типов приносит богатую астрофизическую информацию. Хорошо известно, что двойные звезды с известными линейными размерами орбит компонентов - самый надежный источник данных о массах звезд $\cite{каза,куто,дз}$. Для них удается определить массы двух компонентов. Как правило, спектрально-двойные звезды не дают такой возможности уже из-за того, что наклон орбитальной плоскости к лучу зрения известен для них лишь в исключительных случаях (например, когда система одновременно является затменной двойной, т.е. луч зрения лежит почти в плоскости орбиты). Поэтому для них может быть определена минимальная масса компонентов. Для SB, в спектре которых присутствуют линии обоих компонентов (их называют также SB2), по амплитудам лучевых скоростей компонентов $K_1$ и $K_2$ может быть определено отношение их масс:

Массы компонентов SB, в спектре которых видны линии лишь одного компонента (их называют SB1; таких спектрально-двойных большинство) могут быть оценены лишь с привлечением косвенных данных, например, о классе светимости звезд. Именно к такому классу двойных относятся спектрально-двойные цефеиды. Вследствие огромных линейных размеров звезд (порядка а.е.) их орбиты должны быть велики и, следовательно орбитальные периоды составляют сотни и даже тысячи суток. Следует ожидать существования слабой корреляции между периодом пульсаций (и, следовательно, светимостью) и орбитальным периодом. Вряд ли у долгопериодических цефеид - звезд с протяженными оболочками - могут встречаться короткие орбитальные периоды. Самые короткие орбитальные периоды известны у цефеид AU Peg (53.3 сут.) и TX Del (133.4 сут.). Интересно, что на основании других данных ряд исследователей относит обе эти звезды к числу цефеид сферической составляющей (типа W Vir), обладающих в среднем меньшей светимостью при тех же значениях периода. Известно, что цефеиды являются сверхгигантами или яркими гигантами (что соответствует классам светимости I-II). Их массы можно оценить по светимости, которая сама связана с периодом пульсаций зависимостью "период - светимость" $\cite{пс}$ типа

$$\left\langle {M_V } \right\rangle _I = - 1.01^m - 2.87^m \cdot \lg P_{pls},$$

где $\left\langle {M_V } \right\rangle _I$ - средняя по периоду пульсаций абсолютная величина цефеиды в лучах (усреднение производится не в шкале звездных величин, а в единицах интенсивности потока излучения), $P_{pls}$ - период пульсаций в сутках. Масса цефеиды может быть оценена по $\left\langle {M_V } \right\rangle _I$ с использованием эволюционных треков (например, $\cite{трек}$) для звезд с возрастом менее 100 млн. лет. Определение параметров орбиты двойной цефеиды позволяет решить три задачи. Во-первых, найти $V_g$ - среднюю скорость, или скорость центра масс двойной системы, используемую, например, для изучения кинематики диска Галактики. Во-вторых, определить минимальную массу ее спутника и всей системы, что наряду с физическими параметрами орбит представляется важным для изучения морфологии и эволюции двойных звезд. И, в-третьих, отделить вклад орбитального движения от пульсационного и выделить пульсационную кривую лучевых скоростей, которую можно использовать, в частности, для определения радиуса цефеиды методом Бааде - Весселинка $\cite{бааде}$. Решению этих задач способствует быстрое накопление высокоточных данных о лучевых скоростях цефеид, полученных главным образом с помощью корреляционных спектрографов.