Об орбитальных периодах кратных систем Леушин 1,2 В.В. 1. Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 2. Южный федеральный университет, Ростов на Дону. 2014

В кратных системах наблюдаются все типы звезд – от самых массивных до самых малых 50 – 100 M M Comp 0.08 M. Кроме того, сейчас в гравитационно связанных двойных и кратных системах наблюдаются и коричневые карлики (

Наблюдения показывают, что периоды орбитального движения двойных расположены в пределах 0.1 P 10 9 d ( Pourbaix D., Tokovinin A.A., Batten A.H., et al. Astron. Astrophys. V. 424, p ; Jancart S., Jorissen A., Babusiaux C. And Pourbaix D. aarXiv: astro-ph/ v1 2005), что обуславливает расстояния между компонентами практически от соприкосновения компонент (сумма радиусов компонент) до расстояний между компонентами, на которых их гравитационное притяжение становится меньше взаимодействия с гравитационным полем галактики (среднее расстояние между звездами). Период и общая масса компонент системы определяет большую полуось орбиты и, следовательно, общую энергию орбитального движения, выделившуюся в результате гравитационного сжатия первичного молекулярного облака. Процесс формирования звезд начинается с коллапса и фрагментации вращающегося межзвездного молекулярного облака массой 10 3 – 10 4 M и размером в 2 – 15 пк E.A. Bergin, M. Tafalla. Ann.Rev.Astron. Astrophys. V.45, n1, p , 2007 Облако должно фрагментировать в сгущения с массой 50 – 500 M, в которых образуются гравитационно связанные ядра массой 0.5 – 5 M и размерами 0.03 – 0.2 пк, которые и являются собственно зародышами звезд.

Ядро со средними параметрами: M = 2 M и а = 0.1 пк в квазистатическом гидродинамическом режиме формирует двойную систему с периодом равным: P = 2 G -1/2 a 3/2 (M 1 +M 2 )-1/2 = c = d, что близко к наибольшему из наблюдаемых периодов визуально-двойных звезд. Измерения таких систем очень редки из-за эффектов селекции, связанных с трудностью обнаружения подобных двойных, и их наблюдения. Уменьшение периода ведет к уменьшению большой полуоси орбиты, росту энергии связи системы, то есть снижению величины орбитальной энергии

Третий закон Кеплера дает для двойной системы период равный: Подставляя сюда численные значения и учитывая, что для звезд главной последовательности с массами M1M - R~M 1 получаем для минимального периода: P min = R c = R d, где радиус R в радиусах Солнца.

Современные статистические исследования периодов кратных звезд показывают, что величины минимальных периодов связаны с эксцентриситетами орбит соотношением: P min = (1-e) -3 c = 0.296(1-e) -3 d. Соотношение получено из наблюдений и утверждает, что минимальная величина периода, при прочих равных условиях, определяется эксцентриситетом. Соотношение дает величину P min для шаровых контактных звезд. Если же учесть гравитационное искажение шаровой формы компонент, величина P min должна быть больше, поскольку в этом случае минимальная величина большой полуоси орбиты должна увеличится а > 2R и, следовательно, период должен иметь величину большую, чем дает данное соотношение. Тем не менее расхождение между P min остается и ждет своего объяснения.

Характеристики исследуемых двойных звезд ___________________________________________________________________________________________________________________________________________ ЗвездаeP, dM 1 /M M 2 /M i e max a/R d /dt p ___________________________________________________________________________________________ 40 Dra o Dra Cyg HD Per V380Cyg TX Leo Ori A Ori B Ori C Ori D __________________________________________________________________________________________ _

Cтатистические исследования периодов кратных звезд показывают, что величины минимальных периодов связаны с эксцентриситетами орбит соотношением:P min = 0.296(1-e) -3 d. Пунктирная кривая, построенная по зависимости полученной в работе Mazeh, a(2008) для описания границы области распределения спектрально-двойных из каталога SB9, имеет вид: P min = 0.31(1-ln(0.98-e)/1.18) 4.35 d.

P min = R d P min = 0.296(1-e) -3 d P min = 0.31(1-ln(0.98-e)/1.18) 4.35 d R min = 0.2R