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 р п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п |
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
. 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
и
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" типа