Массы звезд

Массы звезд типа ОА. В спектрально-двойных звездах наклон плоскости их орбиты к луну зрения не известен, за исключением тех случаев, когда эта двойная оказывается в то же время затменной переменной звездой с изученной кривой блеска. Таким образом, абсолютные определения масс двойных звезд ограничены геми случаями, когда известны спектральные орбиты обоих компонентов и определены фотометрические элементы.

Таких комбинированных орбит для двойных звезд типов О—В5 известно только шесть. Однако, кроме них, существует еще 21 орбита, для которых известны проектированные массы, т. е. произведение массы каждого компонента {тх и Т2) на куб синуса угла между нормалью к плоскости орбиты и лучом зрения. Среднее значение sin3t обычно увеличивается до 0.67 ввйду большей вероятности открытия спектрально-двойных с большим углом наклона орбиты. В соответствии с этим мы и получим вероятные средние массы двойных звезд, обнаруживающих двойные линии в спектре, по их проектированным массам. Комбинируя полученные таким образом массы с действительными массами шести затменных спектрально-двойных систем, мы получаем среднюю массу более яркого компонента спектрально-двойных систем раннего типа. Именно у 5 звезд типа О масса более яркого компонента в 43 раза, у 10 звезд ВО—В2 в 15 раз и у 12 звезд ВЗ—В5 в 6 раз больше массы Солнца.

Таким образом, звезды ОА — наиболее массивные, и с точки зрения масс они опять-таки «сверху» примыкают к последовательности звезд главной ветви. Массы звезд Вольф — Райе. В 1932 г. в нашей монографии было отмечено: «Что касается звезд Вольф — Райе, то существуют ли среди них спектрально-двойные, совершенно не известно… Можно полагать, что их массы одного порядка, может быть немного меньше, чем у звезд О с абсорбционным спектром».

С тех пор в этом отношении достигнуты крупные успехи. О. Вилсон, гидируя в 1940 г. телескоп по звезде Вольф — Райе HD 219460 , спектр которой он фотографировал, заметил, что она визуально-двойная. Главная звезда оказалась раннего подкласса В, а спутник — звездой WN5. Их зв. величины соответственно 9.5 и 9.7.

Оказалось, что ее двойственность была открыта еще в 1900 г., но тогда ее ошибочно приняли за BD — f 59°2692. В 1903 г. ее тоже измеряли, а после ее вторичного открытия в 1940 г. ее снова измерили. Расстояние между компонентами составляет 1".2 и за 40 лет орбитального движения не обнаружилось, хотя оно, несомненно, должно быть. Очевидно, период ее обращения велик.

Мы можем оценить минимальное расстояние между компонентами, принимая для обеих звезд абсолютную величину—2.5 в соответствии с нашим критическим разбором данных. Тогда, пренебрегая поглощением света в пространстве, расстояние между компонентами получается порядка 3000 астрономических единиц. С учетом поглощения света и вероятной неперпендикулярности линии, их соединяющей, к лучу зрения, истинное расстояние будет больше этого, т. е. более чем в 100 раз превысит расстояние от Солнца до Нептуна. Соответственно период их обращения должен быть больше 23 тыс. лет, и за40 лет орбитальное движение, конечно, не будет заметно.