НАБЛЮДАЕМЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД
В середине 50-х гг. прошлого века накопилось значительное количество сведений о затменных системах и возникла потребность в составлении каталога таких звезд. Наиболее обширный каталог составил Свечников (1969). В Интернете можно найти несколько каталогов, содержащих массы и светимости звезд. Наиболее полным является каталог Свечникова, Кузнецовой (1990). Для OB-звезд последним по времени является каталог де Ягера (1984), в котором собраны сведения о звездах с массой более 15М©. Этот каталог содержит 31 звезду, причем болометрические звездные величины оказались известными только для 19 звезд.
При составлении представленного ниже списка звезд были использованы все названные выше литературные источники, отобраны звезды с массами M > 10M©, а затем выбраны данные из самых последних статей по этим звездам. Важно отметить, что за последние 20—30 лет наблюдается значительный прогресс как в технике фотометрических и спектральных наблюдений, так и в алгоритмах обработки данных наблюдений. Несколько групп астрономов занялись ревизией кривых блеска и кривых лучевой скорости, что привело к значительному уточнению наших сведений о двойных системах. В итоге этой работы удалось собрать надежные сведения о 73 звездах с известными массами и светимостями.
В таблице представлены имеющиеся в литературе данные для тех двойных звезд, масса хотя бы одного компонента которых превышает 10M©. Включенные в таблицу звезды — это затменные системы с хорошо известными кривыми блеска и кривыми лучевой скорости для обоих компонентов. В таком случае масса каждой звезды и ее радиус известны.
Из всех звезд, приведенных в таблице, только для одной звезды (а Vir) параллакс известен с удовлетворительной точностью. Поэтому в цитированных работах светимость определялась либо непосредственно по отношениям интенсивностей чувствительных к ней спектральных линий, либо из анализа спектра с использованием теоретических моделей звездных атмосфер определялась эффективная температура, а затем по радиусу и температуре с помощью формулы Стефана—Больцмана находилась болометрическая светимость звезды.
В первом столбце таблицы приведено название системы. Если название не приведено, то сведения относятся к спутнику. Далее даны масса звезды M, абсолютная болометрическая звездная величина Mboi, эффективная температура Teg и радиус звезды R, для которых в скобках указана ошибка в
единицах последнего знака. Если ошибка не приведена, то это значит, что ее нет в оригинальной работе. В предпоследнем столбце указан спектральный тип Sp (спектральный класс и класс светимости), а в последнем — литературная ссылка. В тех случаях, когда в оригинальной статье спектральный класс и/или класс светимости не указаны, они были взяты из справочной системы SIMBAD (если они там имелись). В результате оказалось, что для трех звезд (из систем AH Cep, NY Cep и п Ori) данные о спектральных классах и классах светимости отсутствуют. Еще для 12 звезд из таблицы неизвестны классы светимости. Неуверенные оценки величин в таблице отмечены двоеточием.
Приведенные в таблице ошибки отражают погрешности в исходных данных наблюдений. Однако значения массы и светимости могут содержать значительно большие неопределенности, связанные с используемой моделью звездной системы. Так, в системе V1182 Aql был обнаружен третий компонент (Маер и др., 2005), что значительно изменило оценки массы и светимости первых двух компонентов по сравнению с их значениями, рассчитанными в работе Бел и др. (1987) без учета присутствия третьего тела. Бел и др. (1987) получили для масс и абсолютных болометрических величин двух компонентов соответственно 38M®, 13.5M® и —7m9, -5m 9.
Необходимо сделать также следующие замечания.
При составлении таблицы не использованы данные работ, в которых кривая блеска затменной системы строилась по фотографическим наблюдениям. Не использовались также данные из статей, в которых параметры определялись по статистическим зависимостям, с помощью эволюционных треков или только по фотометрическим данным.
Три звезды из таблицы не показывают затмения. Но для них величина sin i оценена довольно надежно из косвенных соображений.
У звезды DH Cep для угла наклона орбиты i было получено двухстороннее неравенство, что позволяет достаточно точно оценить массы компонентов (Пени и др., 1997).
Не показывает затмение и звезда Пласкета. Но величины M sin3 i, которые определяются по кривой лучевой скорости, настолько велики, что нет сомнения в том, что значение sin i близко к единице (Пени и др., 1993). И все же приведенные в таблице массы для этой звезды следует считать нижним пределом.
Звезда ф Ori имеет периодическое изменение блеска, но оно связано не с затмением, а с эллипсо-идальностью компонентов. Но именно отсутствие затмения и значительная эллипсоидальность позволили путем анализа довольно надежно определить угол наклона орбиты (Лу, 1985).
Сведения о затменных системах с известными массами и светимостями (М ^ ЮМ0) (46 систем, 73 компонента)
Звезда М/М0 Мьо1 Теп/103 К R/R0 Sp Ссылка
V1182 Aql 31.0(6) —8т 75(4) 43.0(3) 9.0(2) О5.5 V Маер и др., 2005
16.6(4) -5.92(5) 30.5(4) 4.9(2) B0V
V1331 ЛЯ1 10.1(1) —4.88(7) 25.4 4.25(3) В1 V Лоренц и др., 2005
IU Aur 14.5(7) —6.4(1) 29.8(5) 6.2(1) В0.5 Харис и др., 1998
LYЛur 32(3) —8.6 33.9 12.6(5) О9.5 III Стикланд и др., 1994
21(5) —7.9 33.1 9.3(5) В0 III
SXЛur 10.2(8) —5.2(2) 25.0 5.17(9) В1:^пе Бел и др., 1987
SZ Сат 18.5(7) —7.1(1) 29.7(5) 8.5(3) О9.5 III Харис и др., 1998
16.1(6) —6.6(1) 27.2(5) 7.9(3) В0
ЕМ Саг 21.4 —7.6 34.0 8.34 О8 V Шонбернер,
22.9 —7.8 34.0 9.35 О8 V Харманец, 1995
GL Саг 13.5 —5.9 29.9(5) 4.99: В0.5: V Гименес,
13.0 —5.7 29.4(5) 4.74: В1 Клаусен, 1986
V348 Саг 32(4) —8.7(3) 29.7(1) 19: В1 III Хилдич,
29(4) —8.2(3) 26.2 19: В Эванс, 1985
ЛО Cas 18.3 —9.2 39(4) 11.5 О9.5 III Багнуло,
22.5 —8.5 36(3) 9.5 О8 V Гиес, 1991
СС Cas 18.3(5) —8.0(2) 34(2) 10.1(1) О8.5 III Хил и др., 1994
CRCas 13(1) —6.1(5) 26.0(4) 7(2) В0.5 V Клемент,
10(1) —5.3(5) 22.8(5) 6(1) В1 V Фабрегат, 1998
LZ Сеп 12(1) —6.5(2) 26(1) 8.4(3) В0.5 III Ваз и др., 1995
14(1) —6.7(2) 26(1) 9.1(3) В1
МР Сеп 11.4(4) —4.8(5) 18.8 7.7(1) В3 Терел и др., 2005
V346Сеп 12(1) —6.4 26(1) 8.2(3) В2 Гименес и др., 1986
V606 Сеп 14.7(1) —6.46(0) 29.2 6.8(1) B0V Лоренц и др., 1999
АН Сер 18.2(8) —7.2(2) 35.5 6.3 О8 V Ким и др., 2005
15.8(8) —6.8(2) 33.9 5.8
CQ Сер 21(2) —8.6(3) 44(2) 8.2(2) WN6 Демиркан и др., 1997
21(2) —7.9(3) 37(2) 8.2(2) О
CW Сер 12.9(1) —5.9(2) 28(1) 5.5(1) В0.5 V Клаусен,
11.9(1) —5.6(2) 28(1) 5.0(1) В0.5 V Гименес, 1991
DH Сер 45(5) —9.3(3) 42(2) 12(3) O6V Пени и др., 1997
40(5) —8.9(2) 39(1) 12(1) О7 V
LZ Сер 15.1(4) —7.5(1) 31.9(5) 9.0(2) О8.5 Харис и др.,1998
NY Сер 12.9 —6.4 28.8 6.84 Ан, 1992
¿Cir 21.6(2) —8.6(1) 38(2) 11(1) О9 IV Пени и др., 2001
12.4(2) —6.5(2) 33(1) 6.6(8) О9.5 V
Окончание
Звезда М/М0 Мьо1 ТеЙ/103 К R/R0 Sp Ссылка
UW СМа 16 —8т 6 33.8 13 О7.6 ЫЬ Багнуло и др., 1994
19 —7.3 29.0 10 О9.7 Ш
АВ Сги 20(1) —8.3(1) 35.8 10.5(3) О8 Vn Лоренц и др., 1994
А! Сги 10.3(2) —5.0(1) 24.2(5) 4.95(6) В2 IV Бел и др., 1987
V380 Cyg 11.1(5) —6.8(1) 21.4(4) 14.7(2) В1.5 II Гинан и др., 2000
V382 Cyg 26.6(2) —8.1(1) 36.1 9.85(1) О7.3 V Дегирменси и др.,
18.0(2) —7.6(1) 34.8(1) 8.30(3) О7.7 V 1999
V453 Cyg 14.4(2) —7.0(4) 26.6(5) 8.55(6) В0.4 V Саутворс и др., 2004
11.1(1) —5.8(7) 25.5(8) 5.49(6) В0.7 IV
V478 Cyg 15.5(7) —6.8(2) 30.9 6.9 О9.8 V Хилдич, Бел, 1987
15.5(7) —6.8(2) 30.9 6.9 О9.8 V
V729 Cyg 46(8) — 10.6(3) 36.0 30: О6к Рауидр., 1999
13(2) — 10.5(4) 40.0 27: О6к
YCyg 17.5(4) —6.5(3) 31(2) 6.0(3) О9.8 V Хил, Холмгрен, 1995
17.3(3) —6.4(3) 31(2) 5.7(3) О9.8 V
TUMus 23.5(8) —7.4(2) 33.9 8.0 О7.5 Терел и др., 2003
15.3(4) —6.4(2) 29.5 6.6 О9.5
П Ori 11.0(5) —5.9 26.6 6.3(6) В0.5 V Велкенс,
10.6(7) —5.5 26.6 5.2(4) Лампенс, 1980
5 Оп 11.2 —8.6 33.0 11: В0.5 III Харвин и др., 2002
ф Ori 12.0 —4.9 25.0 6.1 В1.5 V Лу, 1985
1 Оп 39.0 —8.76 32.0 16 О9 III Пени и др., 1993
19.0 —6.26 21.0 11 В1 III
P1askett 42.5 —9.8 35.1 21.5 О7.3 I Пени и др., 1993
51.0 —9.7 38.4 17.4 О6.2 I
V Рир 12.4(4) —6.0(2) 28(1) 5.78(8) В1 V Стикланд и др., 1998
V701 Sco 10.3(2) —4.6(2) 24(1) 4.10(4) В5 V Бел, Малколм, 1987
10.3(2) —4.5(2) 23(1) 4.08(4) В5 V
V1007 Sco 24(2) —9.0(2) 35(1) 13(2) О6.5 I Пени и др., 1999
26(2) —9.1(2) 37(1) 13(2) О7.5 I
V1034 Sco 16.8(5) —7.3(1) 33.2 7.4(4) О9 V Бузид и др., 2005
RZ Sct 11.7 —6.1 18.0 15.8 В3 Ш Олсон, Этцел, 1994
V356 Sgr 12(1) —3.5: 8.6(4) 19(2) В4 Хилдич, Бел, 1987
V3903 Sgr 27.3(6) —8.0(1) 38(2) 8.09(9) О7 V Ваз и др., 1998
19.0(4) —7.0(1) 34(2) 6.12(6) О9 V
а Vir 11(1) —5.7(3) 22(1) 8.1(5) В1.5 III Хилдич, Бел, 1987
Следует также отметить, что в ряде случаев данные о радиусах звезд могут содержать систематические ошибки, связанные с известными трудностями их определения: неуверенностью в выбранной схеме затмения, влиянием третьего тела, влиянием газовых потоков в системе, несферичностью звезд и т.п. Кроме того, в некоторых случаях приведенные в таблице значения радиусов могут
отличаться от их значений, определяемых из закона Стефана-Больцмана при известных Мь01 и Тед.
Среди перечисленных звезд довольно часто встречаются системы с особенностями: тройные и более кратные системы, системы с газовыми потоками и переменностью, контактные и сверхконтактные системы, системы с апсидальным движением. Некоторые звезды показывают аномалии в химическом составе. Возможны значительные
различия звезд по возрасту. Перечисленные свойства ансамбля звезд делают его неоднородным, но избежать этого невозможно, иначе получилась бы слишком малочисленная выборка.
СРАВНЕНИЕ НАБЛЮДАЕМОГО И ТЕОРЕТИЧЕСКОГО СООТНОШЕНИЙ МАССА-СВЕТИМОСТЬ
В работе Надежина, Разинковой (2005) показано, что для достаточно массивных звезд, для которых томсоновское рассеяние вносит основной вклад в непрозрачность, соотношение масса-светимость может быть представлено в виде (см. формулу (34) в работе Надежина, Р
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.