Осевое вращение компонентов в двойных и кратных звездах

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

2005_ВЕСТНИК САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА_Сер. 1_Вып. 2
АСТРОНОМИЯ
УДК 524. 38
А. В. Петрова, В. В. Орлов, В. В. Брезгунов
ОСЕВОЕ ВРАЩЕНИЕ КОМПОНЕНТОВ В ДВОЙНЫХ И КРАТНЫХ ЗВЕЗДАХ
1. Введение
Наблюдения группировок молодых звезд показывают, что звезды главным образом формируются в кратных системах с широким диапазоном размеров и кратности (см., например, обзор Ларсона [1]).
Взаимодействие компонентов в кратных системах может приводить к изменению их осевого вращения. В частности, приливная эволюция в тесных двойных звездах приводит к синхронизации осевого вращения звезд с орбитальным движением и к ор-тогонализации осей вращения компонентов к орбитальной плоскости. Следовательно, осевое вращение компонентов кратных звезд может отличаться от вращения одиночных звезд. Поэтому представляет интерес провести сравнение ротационных скоростей компонентов кратных систем и одиночных звезд одних и тех же спектральных классов, а также исследовать зависимость скорости осевого вращения от тесноты системы.
До сих пор исследования осевого вращения компонентов в двойных звездах проводились по небольшой статистике и только для звезд определенных типов (см., например, Ставиковский и Глебоцкий [2], Нордстрем и др. [3], Пан [4]).
Некоторые авторы рассматривали распределения ротационных скоростей компонентов двойных звезд в отдельных звездных скоплениях (см., например, Левато и Гарсия [5], Моррелл и Абт [6], Роде и др. [7]). Однако эти выборки имеют небольшой объем и не позволяют провести надежное сравнение ротационных скоростей компонентов кратных систем и одиночных звезд.
В настоящей работе предпринята попытка наиболее полно охватить имеющиеся в литературе данные о ротационных скоростях компонентов двойных и кратных звезд, получить статистические зависимости истинных ротационных скоростей компонентов от степени тесноты системы, а также сравнить данные об осевом вращении одиночных звезд и компонентов кратных систем.
По данным литературы нами был составлен каталог 1581 компонентов двойных и кратных систем с измеренными ротационными скоростями. В разделе 2 содержится описание этого каталога и приведен его предварительный статистический анализ. В
© А. В. Петрова, В. В. Орлов, В. В. Брезгунов, 2005
разделе 3 проводится сравнение ротационных скоростей компонентов кратных систем с ротационными скоростями одиночных звезд для систем разной степени тесноты.
2. Каталог: описание и статистика
Основу каталога составил список Левато [8], который содержит значения видимых ротационных скоростей для 59 компонентов визуальных двойных и 88 компонентов затменных и спектральных систем. Каталог пополнялся данными из каталогов других авторов и из оригинальных работ, всего использовано 170 статей.
В каталог включались только те звезды, для которых в литературе имеются указания на их принадлежность двойным или кратным системам. Каталог содержит значения видимых ротационных скоростей y = v sin i и спектральные классы для 1581 звезды.
Для сравнения была составлена выборка 4215 одиночных звезд. Величины y = v sin i для этих звезд взяты из каталога Уесуги и Фукуды [9], а спектральные классы — из каталога HD. Звезды каждой из выборок были разделены на семь групп согласно их спектральному классу O, B, A, F, G, K, M. В пределах каждой группы были найдены средние значения V и дисперсии а^ истинных ротационных скоростей. Для перехода от видимых ротационных скоростей к истинным ротационным скоростям использовались формулы Чандрасекара и Мюнха [10]:
4
vV =
-У, (17)
& lt- = ~У2 ~ & gt- (18)
2 п2
где у и у2 — средние значения видимых ротационных скоростей звезд данной группы и их квадратов. Формулы (1) и (2) справедливы в предположении о случайной ориентации осей вращения звезд по отношению к лучу зрения. Это предположение, по-видимому, оправдано для одиночных звезд. Однако оно может не выполняться для компонентов кратных систем, поскольку среди них может быть завышена доля систем, у которых угол между орбитальной и картинной плоскостями близок к 90°.
Значения у и V, а также их средние ошибки, а у и ау, выраженные в км/с, приведены в таблице 1. Приводится также число п звезд в каждой из рассматриваемых выборок.
Таблица 1. Средние значения видимых и истинных ротационных скоростей компонентов кратных систем и одиночных звезд
Спектр Компоненты кратных систем Одиночные звезды
v ± a-v п V zt (T-v п
О 146± 9 186± 7 44 151± 6 193± 6 185
В 135± 5 172± 5 361 149± 2 190± 3 1621
А 91± 3 116± 4 417 115± 2 147± 2 1279
F 46± 3 58± 3 275 57± 2 73 ± 2 673
G 23 ± 2 30± 2 241 23 ± 2 29± 2 201
К 18± 1 22± 1 224 18± 0.4 23± 0.2 251
М 24 ± 4 31± 5 19 46± 12 59± 12 5
В первом столбце таблицы указан спектральный класс группы, во втором и пятом столбцах — значения у ± а у для компонентов кратных систем и одиночных звезд, в третьем и шестом столбцах — значения V ± ау для тех же объектов, в четвертом и седьмом столбцах указана численность группы.
Из таблицы видно, что средние значения V компонентов кратных систем и одиночных звезд спектральных классов О, О, К согласуются в пределах ошибок. Одиночные
звезды спектральных классов В, А, Г, М вращаются значительно быстрее, чем компоненты кратных систем тех же спектральных классов.
Особенно сильно это проявляется для звезд спектрального класса А: различие на уровне 7а. Заметим, что для звезд спектрального класса М численность обеих выборок мала и результат сравнения неуверенный.
Этот результат получен в предположении, что ориентация осей вращения компонентов кратных систем и одиночных звезд по отношению к картинной плоскости случайна. Если в кратных системах есть тенденция к ортогональности орбитальной и картинной плоскостей, то имеет смысл сравнивать также значения у для компонентов кратных звезд и величины V для одиночных звезд, поскольку оси вращения компонентов кратных систем в ряде случаев могут быть ортогональны к плоскости орбиты. Если предположить, что средние значения видимых ротационных скоростей близки к средним истинным скоростям вращения компонентов кратных звезд (так будет, если оси вращения компонентов приблизительно ортогональны картинной плоскости), то отмеченная выше тенденция усилится. Кроме того, она будет иметь место для звезд всех спектральных классов: компоненты кратных систем в среднем вращаются медленнее, чем одиночные звезды тех же спектральных типов.
3. Зависимость от тесноты системы
Представляет интерес провести сравнение скоростей вращения одиночных звезд и компонентов кратных систем различной степени тесноты. Для этого сравнения была составлена выборка из 1001 компонента двойных и кратных систем с известными орбитальными периодами.
Были оценены относительные радиусы г компонентов в единицах большой полуоси системы. Брались радиусы звезд, характерные для данного спектрального класса. Дальнейший статистический анализ проводился только для звезд спектральных классов В, А, Г, О, К. Звезды спектральных классов О и М не рассматривались, так как их выборки имеют малый объем.
Компоненты двойных и кратных звезд были разделены на три категории по степени тесноты системы:
1) тесные с г & gt- 0. 1-
2) промежуточные с 0. 01 & lt- г & lt- 0. 1-
3) широкие с г & lt- 0. 01.
Таблица 2. Средние значения истинных ротационных скоростей компонентов кратных систем разной степени тесноты г и синхронизованные скорости для разных г.
В скобках указано число звезд, по которым проводилось усреднение
Спектр В, А С К
Набл. Одиночные звезды 190 ± 3 (1621) 147± 2 (1279) 73± 2 (673) 29± 2 (201) 23± 0.2 (251)
Набл. г & gt- 0.1 145± 6 (148) 92± 7 (86) 68± 10 (35) 51± 4 (48) 33± 2 (88)
0. 01 & lt- г & lt- 0.1 157± 14 (71) 75± 6 (91) 24± 4 (49) 18± 2 (66) 14± 1 (61)
г & lt- 0. 01 150± 20 (29) 136± 10 (59) 76± 8 (67) 18± 4 (31) 12± 2 (19)
Синхр. г = 0. 25 101 85 80 77 75
г = 0. 15 47 39 37 36 35
г = 0.1 26 21 20 19 19
г = 0. 01 0.8 0.7 0. 64 0. 62 0. 60
Результаты вычислений величин V ± ае представлены в таблице 2. В первом столбце таблицы указан спектральный класс группы, в остальных столбцах даны значения
V ± ау для компонентов кратных систем (для различной степени тесноты) и одиночных звезд (в скобках указана численность группы). В таблице 2 представлены также значения ротационных скоростей звезд в случае, когда орбиты круговые и вращение компонентов синхронизовано с орбитальным движением, для четырех значений г.
Обзор таблицы 2 позволяет сделать выводы:
1. Для компонентов ранних спектральных классов (В — Г) в широких системах (г & lt- 0. 01) скорости осевого вращения в среднем не отличаются от ротационных скоростей одиночных звезд.
2. Компоненты спектрального класса Г в тесных системах (г & gt- 0. 1) имеют средние ротационные скорости, близкие к скоростям вращения одиночных звезд.
3. Компоненты поздних типов (О, К) в тесных системах (г & gt- 0. 1) вращаются в среднем быстрее, чем одиночные звезды.
4. Во всех оставшихся случаях (звезды ранних типов в тесных системах и звезды поздних типов в широких системах) вращение компонентов кратных систем медленнее, чем у одиночных звезд.
Сопоставим средние скорости вращения компонентов кратных звезд со скоростями, соответствующими синхронизации осевого вращения с орбитальным движением в случае круговых орбит (последние четыре строки в таблице 2).
Для широких систем (г & lt- 0. 01) средние ротационные скорости намного превосходят сихронизованные. Этот результат вполне естественный, поскольку в этих системах время синхронизации много больше возраста систем.
Для компонентов спектральных типов, А и Г в тесных системах (г & gt- 0. 1) наблюдается согласие средних скоростей осевого вращения и синхронизованных скоростей, а для компонентов ранних типов (В-звезды) средние ротационные скорости больше синхронизованных, но меньше, чем для одиночных звезд. Здесь также имеет место тенденция к синхронизации со стороны больших скоростей.
Для звезд поздних типов (О и К) в тесных системах (г & gt- 0. 1) ротационные скорости в среднем могут быть несколько меньше синхронизованных, но больше, чем у одиночных звезд. Вероятно, в этих системах имеет место процесс синхронизации орбитального движения с осевым вращением компонентов, но полная синхронизация еще может быть не достигнута.
Таким образом, в тесных системах наблюдается тенденция к синхронизации осевого вращения звезд с орбитальным движениям — ротационные скорости компонентов приближаются к скорости орбитального движения. Более отчетливо она проявляется для маломассивных звезд с конвективными оболочками.
Для промежуточного спектрального типа Г в тесных системах достигается согласие с синхронизованными скоростями, однако у таких звезд средние ротационные скорости приблизительно соответствуют как синхронизованным движениям, так и скоростям вращения одиночных звезд. Для таких систем вращение компонентов уже изначально близко к синхронированному.
4. Обсуждение
Таким образом, из сравнения ротационных скоростей компонентов кратных систем, одиночных звезд и скоростей вращения, синхронизованного с орбитальным движением, мы можем сформулировать некоторые закономерности, интересные с точки зрения эволюции кратных звезд.
Как известно, процесс синхронизации более активно идет в системах с компонентами поздних типов, имеющими конвективные оболочки, где время синхронизации меньше (см., например, работы Пресса и др. [11]- Цана [12]).
Как и следовало ожидать, компоненты ранних спектральных классов B-F в широких системах (r & lt- 0. 01) имеют средние скорости осевого вращения, сходные с ротационными скоростями одиночных звезд. Вращение этих компонентов далеко от синхронизованного, поскольку приливное взаимодействие звезд ранних спектральных классов в широких системах очень слабое (см., например, работы Цана [12], [13]).
Звезды класса F занимают промежуточную позицию — в тесных системах синхронизованные скорости вращения компонентов близки к скоростям вращения одиночных звезд и синхронизация в таких системах происходит быстро. В системах промежуточной тесноты (0. 01 & lt- r & lt- 0. 1) с компонентами класса F наблюдается значительное замедление скоростей осевого вращения — происходит частичная синхронизация его с орбитальным движением.
В остальных звездах — компонентах кратных систем наблюдается тенденция к синхронизации осевого вращения звезд с орбитальным движением. Для звезд ранних спектральных типов в тесных системах приливное взаимодействие приводит к замедлению осевого вращения, а для звезд поздних типов — к ускорению вращения.
Двое из авторов (А. П. и В. О.) благодарят Фонд поддержки Ведущих научных школ (грант 1078. 2003. 02) за поддержку этого исследования.
Summary
A. V. Petrova, V. V. Orlov, V. V. Brezgunov. Axial rotation of components in binary and multiple stars.
A catalogue of 1581 stars, which are components of binary and multiple systems, with measured apparent rotational velocities is compiled (catalogue is placed in www. astro. spbu. ru/resources/vsini/vsini. zip). A statistical analysis of axial rotation data for these stars is performed in comparison with single stars data. We show that the rotation of early spectral type components is in average slower than that for single stars of the same types. The stars of late spectral types in close systems rotate in average faster than single stars, while the components of wide systems are slower rotators. The results obtained could be explained by whole or partial synchronization of stellar rotation with orbital motion.
Литература
1. Larson R. B. Implications of Binary Properties for Theories of Star Formation // IAU Symp. 200. 2001. P. 93−104.
2. Stawikowski A., Glebocki K. Are the Rotational Axes Perpendicular to the Orbital Planes in the Binary Systems. I. Asynchronous Long-Period RS CVn Stars. Acta Astron. 1994. Vol. 44. P. 33−44.
3. Nordstrom B., Stefanik K. P., Lathom D. W., Andersen J. Radial velocities, rotations, and duplicity of a sample of early F-type dwarfs // Astron. Astrophys. Suppl. 1997. Vol. 126. P. 21−30.
4. Pan K. -K. Synchronization in the early-type detached binary stars // Astron. Astrophys. 1997. Vol. 321. P. 202−206.
5. Levato H., Garcia B. Axial rotational velocities in the open cluster IC 2391 // Astrophys. J. Lett. 1984. Vol. 24. P. 49−52.
6. Morrell N., Abt H. A. Reinvestigation of the binary frequency in the open cluster IC 4665 // Astrophys. J. 1991. Vol. 378. P. 157−162.
7. Rhode K. L., Mathieu R. D., Herbst W. Rotational velocities and radii of low-mass pre-main sequence stars in the Orion Nebula Cluster // Bull. Amer. Astron. Soc. 1997. Vol. 29. P. 805.
8. Levato H. Rotational velocities and spectral types for a sample of binary systems // Astron. Astrophys. Suppl. 1975. Vol. 19. P. 91−99.
9. Uesugi A., Fukuda I. Revised Catalogue of Stellar Rotational Velocities. Kyoto: Kyoto Univ. 1982.
10. Chandrasekhar S., Munch G. On the Integral Equation Governing the Distribution of the True and the Apparent Rotational Velocities of Stars // Astrophys. J. 1950. Vol. 111. P. 142−156.
11. Press W.H., Wiita P. J., Smarr L. L. Mechanism for inducing synchronous rotation and small eccentricity in close binary systems // Astrophys. J. 1975. Vol. 202. P. L135-L137.
12. Zahn J. -P. Tidal friction in close binary stars // Astron. Astrophys. 1977. Vol. 57. P. 383−394.
13. Zahn J. -P. Erratum- Tidal Friction in Close Binary Stars // Astron. Astrophys. 1978. Vol. 67. P. 162.
Статья поступила в редакцию 6 июня 2004 г.

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой