[
вернуться к содержанию сайта]В начале XX века было обнаружено, что орбиты двойных звёзд определённым образом ориентированы по отношению к Солнцу. Это явление, подтверждённое автором на новом материале, до сих пор не получило исчерпывающего объяснения.
Двойные звёзды, уже давно привлекающие внимание астрономов, замечательны своими физическими свойствами и статистическими закономерностями.
Как известно, двойной звездой называется система, которая состоит из двух звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс. Каждый из компонентов такой пары движется по эллипсу, в фокусе которого находится другой компопент.
Среднее расстояние между членами звёздной пары, равное сумме больших полуосей их орбит, измеряется многими миллионами километров. И всё же по сравнению с расстоянием до Земли оно настолько малó (особенно у “тесных” пар), что двойные звёзды зачастую невозможно разделить на отдельные компоненты даже в самые мощные телескопы. Факт двойственности таких звёзд иногда удаётся установить по поведению линий в их спектрах, за что они и получили название спектрально-двойных.
Орбитальные скорости компонентов двойных звёзд всегда имеют диаметрально противоположные направления, а поэтому линии в их спектрах периодически раздваиваются, смещаясь, согласно принципу Доплера–Физо, к противоположным концам спектра. Если же один из компонентов настолько слаб, что не даёт заметного спектра, обнаружить двойственность звезды можно по периодическим колебаниям линий яркого компонента.
Существует несколько методов, позволяющих по измеренным в разные моменты времени лучевым скоростям яркого компонента вычислить почти все элементы его орбиты. В частности, сравнительно легко определяются эксцентриситет орбиты и долгота периастра, характеризующие соответственно форму орбиты и ориентацию большой оси в плоскости орбиты.
Изучая свойства двойных звёзд, астрономы часто пользуются методами звездной статистики, которые помогают выявить различные корреляции (зависимости) между параметрами орбит компонентов двойных звёзд. Например, была открыта зависимость между периодами обращения и эксцентриситетами орбит двойных звёзд: орбитам с меньшими эксцентриситетами соответствуют меньшие периоды обращения.
В 1908 г. канадский астроном-любитель Д. Барр обнаружил, что у большинства спектрально-двойных звёзд долгота периастра заключена между значениями 0 и 180°, т. е. периастр чаще находится за картинной плоскостью. Иными словами, было установлено, что орбиты этих звёзд как бы вытянуты вдоль направления Земля–звезда и что периастры ярких компонентов чаще наблюдаются в наиболее удалённых от Земли точках орбит.
Эффект Барра исследовали многие астрономы. Но наблюдательный материал, которым они располагали, зачастую был довольно немногочисленный. Кстати, и сам эффект был открыт Барром всего лишь по 30 орбитам спектрально-двойных звёзд.
В последние годы было определено большое число новых, а также уточнены элементы некоторых старых орбит спектрально-двойных систем. Возникла целесообразность вновь проверить эффект Барра. Это и было сделано в 1965 г. автором статьи под руководством профессора Р. В. Куницкого.
Проверялся эффект по 245 орбитам спектрально-двойных звёзд с периодами обращения менее 30 суток. Было условно принято, что плоскости орбит спектрально-двойных звёзд во всех случаях проходят через луч зрения Земля–звезда. Чтобы выяснить, расположены ли орбиты звёзд хаотически или занимают определённое положение в пространстве, подсчитывалось количество звёзд, долгота периастра орбит которых заключена между 45–135° (I зона); 0–45° и 135–180° (II зона); 315–0° и 180–225° (III зона); 225–315° (IV зона).
Оказалось, что в IV зону попадает меньше всего периастров, по остальным же зонам периастры распределились сравнительно равномерно (I – 72, II — 77, III — 60 и IV – 36 периастров). Иными словами, на I и II зоны, лежащие за картинной плоскостью, пришлось 149, а на III и IV зоны, т. е. перед картинной плоскостью,– 96 периастров. Вероятность того, что в интервал 0–180° из 245 звёзд случайно попадает не менее 149, равна всего лишь 0,07%, а значит такое распределение не является случайным. Несколько более заметный эффект концентрации периастров в I и II зонах, т. е. эффект Барра, наблюдается у звезд с периодом обращения, меньшим 10 суток. Зато у звезд с периодами обращения от 30 до 100 суток (41 звезда) эффект Барра не обнаружен. Интересно, что если разбить все четыре зоны на две части: “левые” – долгота периастра между 90 и 270° и “правые” – долгота периастра между 270 и 450° (90°), то в “левой” части окажется 116 периастров, а в “правой” – 129, т. е. 47 и 53% соответственно. В то же время на I и II зоны приходится 61%, а на III и IV – только 39% периастров орбит тех же спектрально-двойных звёзд. Таким образом, трудно сомневаться в реальности обнаруженной тенденции периастров орбит ярких компонентов спектрально-двойных систем находиться за картинной плоскостью, т. е. в наиболее удалённых от Земли точках своих орбит. Но нельзя и представить (без риска оказаться на позициях геоцентризма), что этот эффект отражает истинное распределение периастров орбит в галактическом пространстве. Большие оси орбит двойных звёзд могут иметь какую-то преимущественную ориентацию относительно ядра Галактики, но никак не относительно Земли. Поэтому приходится признать, что эффект Барра, по-видимому,– результат происходящих в звёздных парах физических процессов, искажающих кривую лучевых скоростей и вызывающих систематические ошибки в определении элементов орбит компонентов.
В 1948 г. О. Струве, анализируя данные наблюдений спектрально-двойных звёзд, пришёл к выводу, что тесные пары обычно погружены в газовые оболочки, которые быстро перемещаются в направлении орбитального движения системы. В спектрах тесных двойных звёзд линии поглощения, обусловленные такими газовыми потоками, накладываются на линии поглощения самой звезды. Это затрудняет расшифровку спектров и вызывает искажения кривой лучевых скоростей.
Эффект Барра может быть также результатом селекции, приводящей к преимущественному открытию звёзд с более далёкими периастрами ярких компонентов. Возможно, такая селекция объясняется анизотропией блеска спектрально-двойных звёзд. Ведь если по какой-либо причине двум наблюдателям, находящимся в противоположных точках на продолжении большой оси орбиты спектрально-двойной звезды, звезда кажется не одинаково яркой, то, естественно, вероятность открытия такой звезды будет у них различной.
Дальнейшие исследования, несомненно, помогут выяснить истинную природу этого интересного, но пока загадочного феномена.
Дата установки: 04.05.2012
[
