Техника - молодёжи 1975-10, страница 15

двойная система с компонентой гольь-райе

УРАВНЕНИЕ ода, А НИЕМИ КАКИЕ угода

- «хма^У

ЯДЕГЩ ТИПА ВОЛЬФ-РАЙЕ W/ШЖ-

.1 ДВОЙНОЙ СИСТЕ.Ы V 444 ЛЕЕШ

Применение сложных интерференционных устройств, а также наблюдение за звездами, когда их перекрывает край Луны, в принципе позволяет как-то оценить диски ближайших к нам светил и даже иногда определить коэффициенты потемнения их к периферии. Насколько же заманчивее «заглянуть» в бурные недра далеких протяженных атмосфер.

Очень непохожи, разны члены небесной пары, затмевающие друг друга (рис. 1). Простейший случай — две сферические «нормальные» звезды >в системе Алголя. В других случаях светила под действием приливных сил приобретают эллипсоидальную форму (система типа Р Лиры) или же с одного из них вещество начинает перетекать на другое (система типа U Близнецов). А если у кого-либо из членов пары протяженная атмосфера, то она нередко деформируется 'в эллипсоид Очевидно, эллипсоидальные тела изучать сложнее, чем сферические. Поэтому Черепащук, Гончарский, Ягола решили сконцентрировать свое внимание на двойных системах, в которых одна из звезд «нормальна» по своим характеристикам, а вторая «пекулярна», с явно протяженной атмосферой, но сохраняет сферическую форму. Последнюю компоненту пары относят к звездам типа Вольфа-Райе.

Они чрезвычайно интересны и сами по себе. В нашем Млечном Пути и в соседних Магеллановых Облаках их обнаружено уже около двухсот. Излучение этих зоезд необычно — приблизительно половину светового потока составляют фотоны, испу

щенные (со строго определенными частотами) ионизированными атомами водорода, гелия, углерода, азота и кислорода (эмиссионные линии), а другая половина приходится на долю фотонов непрерывного спектра (континуум). Линии испускания яркие, но немного «затушеванные» с фиолетовых концов и сдвинутые в красную часть спектра.

Для астронома такая особенность эмиссионных линий говорит о следующем: каждая из них формируется в том или ином слое протяженной атмосферы, которая к тому же расширяется радиально от центра. Сдвиг эмиссионных линий в красную сторону соответствует довольно высоким, порядка тысячи километров в секунду, скоростям радиального истечения. Из недр звезды типа Вольфа-Райе, как из сопла реактивного двигателя, рвутся могучие струи раскаленного газа. Выбрасываются они взрывной энергией звезды или световым давлением — до исследований Черепащука, Гончарского, Яголы было не вполне ясно. Во всяком случае, независимо от причины при такой скорости истечения приливная деформация от соседнего члена-спутника не может быть значительной, звезда типа Вольфа-Райе как бы «сама себя сферизует».

Как же устроены эти странные звезды и что их ожидает? Новая методика, разработанная молодыми московскими учеными, позволила дать ответ.

Прежние методы были приспособлены для анализа кривой блеска от тесной пары солнцеподобных

На рисунках:

Рис. 1. Типы тесных двойных систем.

Рис. 2. Вид с Земли на тесную звездную пару и наблюдаемое изменение ее блесна.

Рис. 3. Клиновый интерференционный фильтр позволил измерить кривую блесна в отдельных эмиссионных линиях и тем самым кан бы «заглянуть» в глубь протяженной атмосферы звезд типа Вольфа-Райе.

Рис. 4. Интегральное уравнение, описывающее изменение блеска двойной звезды в зависимости от угла на-нлона орбиты, радиусов компонент и фотометрических параметров. Этому уравнению может соответствовать ряд совершенно разных кривых блеска. Как выбрать нужную7

Рис. 5. Строение звезды типа Вольфа-Райе в двойной системе V444 Лебедя, восстановленное по кривым блесна, которые замерены в разных длинах волн.

звезд с тонкими атмосферами. Для таких звезд можно считать известным закон распределения фотометрических свойств по диску звезды. Задача же интерпретации кривых блеска в этом случае сводится к решению нелинейной алгебраической системы уравнений относительно неизвестных радиусов звезд, наклонения орбиты и т. п. Действительно, кривая блеска, как видно на рисунке 2, зависит и от размеров членов пары, и от их сплюснутости, и от наклонения орбиты, и от коэффициентов потемнения к краю звезд, и от эффектов отражения света одной компоненты от другой и т. д. Поскольку же теория эффектов отражения и потемнения сейчас далека от совершенства, метод моделирования кривой блеска может прив/эдить к ненадежным результатам даже для звезд с тонкими атмосферами. А к протяженным атмосферам с этим способом лучше и не подступаться, ибо нет надежных теоретических представлений об их структуре, и закон распределения фотометрических свойств по диску звезды здесь нельзя считать известным.

Когда в случае звезд с тонкой атмосферой кривую блеска отражают системой алгебраических уравнений, то в общем предполагают, что неиззестные фотометрические параметры светил изменяются по известному закону. При протяженной же атмосфере неизвестное явно изменяется неизвестным образом, тут приходится оперировать более сложным интегральным уравнением. Да вот беда — математические трудности в интерпретации

13