Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
2J7
Массы (неуверенные) составляют ЮЗй, для звезды типа Вольфа - PV и 265R,. для звезды спектрального класса О. Кроме того, ядро звезды ти" WR окружено внутренней светящейся оболочкой и внешней электронно оболочкой (рис 140).
Семью другими известными системами с компонентами типа Вольфа — Райе являются EZ CMa. CQ Сер, CX Сер, GP Сер. V1696 Cyg, i? Mus, CV Ser Вторичными компонентами первых двух из перечисленных систем, вероятно, являются нейтронные звезды (Скарф и др., 1986).
Предельная поверхности
Роша Q-Звезда
WR-заезда
Внутренняя Оболочка
Злектроиная \ оболочка
X
Рис. HU- Модель звезды v444 Cyg по Сахаде (1980)
CV Sei является заіменной звездой с периодом 29,7 суток. До 1963 г. ее блеск колебался с переменной амплитудой от 9,7 до 10,4"'. Но в 1970 г. переменность не смогли обнаружить вообще! Каули и др. (1977) предположили,что клгда наблюдалась переменность, происходило затмение не звезды (которая не могла ведь просто раствориться), а какого-либо светлого вещества между звездами.
Подробно этот очень интересный объект описан у Сахаде и Вуда (1978, с. 93)11 у Сахаде (1980, с. 46); см. также Цесевыч (1971, с. 256),?эттеч (1073.с.Sl) кШилая (1986).
С некоторых пор двойные звезды с компонентами типа WR известны в качестве рентгеновских источников (см., например, Сандерс и др., 1981).
V471 Тельца. Эта звезда является членом скопления Гиад; затменная переменность с периодом чуть более 0.52 суток открыта Нельсоном и Ян-гом (1970, 1976). Кривую блеска этой системы невозможно отнести к одному из основных типов - Алголи. (S Lyr или W UMa (рис. 141). Внешне она скорее напоминает кривую блеска звезды типа RR Лиры с горбом на нисходящей вегви. Амплитуды в визуальной, синей и ультрафиолетовой областях составляют, соответственно, 03, 0.4 и 0.65"'.
На основе анализа спектральных данных названные авторы указывают, что это затменная система, состоящая из звезды спектрального класса КО (0,79R.. и 0.8/Ї.) и горячею белого карлика (0.79Й. и 1,3 радиуса Земли). Периодическая составляющая переменности в визуальной и синей спектральных областях почти полностью вызывается деформированной приливными силами звездой КО. Ее повернутая к белому карлику сторона сильно разогрета. Переменность блеска вследствие затмения хорошо видна только в ультрафиолетовой области (рис. 141). Вторичного минимума нет. Спуск к главному минимуму длится 55 с (!). продолжительность главного минимума составляет 47 мин. В кривой блеска и периоде имеют место нерегулярности в форме передвигающихся волн, вероятно, являющихся
24g
указанием на активные обпасти на звезде, с которым мы уже познакомились у звезд типа RS Гончих Псов (Эврен И др., 1986) .
Эта система во многом напоминает звезды типа U Близнецов с той разницей, что не наблюдается значительного обмена массами. Согласно предположению некоторых авторов, этот объект является предшественником звезды типа U Близнецов.Херцог (1986) считает даже возможным, что V47 I Tau и новая 396 г. являются одним и тем же объектом.
V47I Tau обсуждается также в работах Гамзаоглы (1981) н Ручинеко-го (1981). Родственными объектами могут являться ДА Dor (Копти и др., 1981), UX CVn, CiK Vir (Пачинский. 1980) и уже описанные в разделе 3.43 UU Sge и V477 Lyr.
W Змеи. Эта переменная, открытая в 1907 г. мисс Кеннои, также имеет совершенно деформированную кривую блеска. Хотя на кривой блеска
249
13
2ТСЯ I-
есть глубокий главный минимум, она только отдаленно напоминает звсз ' типа Алголи. Вместо участка яркого нормального блеска наблюдается три максимума блеска у фаз 0.12, 0,55 и 0,90; кромеэтого, на кривой заметны сильные нерегулярности. Период не постоянный, он ежегодно уве-личивается на 15 с! Элементы кривой блеска следующие:
Min = 2426625,493 + 14.15486df + (3,140d-10"*)?1 + (l,432d-10"*) F3.
Это увеличение периода указывает на нестабильное состояние системы и сильные эффекты эволюции.
Согласно современным представлениям, система является полуразделенной. Она состоит из гиганта класса К4, не заполняющего свою полость Роша (это главный компонент, около 5?„,) и собирающего вещество, вытекающее с поверхности вторичного компонента малой светимости (может быть, гиганта ранних подклассов спектрального класса M и радиуса около 3,5 R«), переполняющего свою полость Роша. Промежуточное накопление вещества происходит во вращающемся газовом диске, окружающем главный компонент. Вся система окружена тонкой газовой оболочкой. Главный минимум является следствием часіного затмения !--звезды.
Основным в последующих рассуждениях является то, что первичный компонент, возможно, имеет скорость вращения порядка 250 км/с. Быстро вращающаяся звезда нестабильна в отношении приливных сил. В нашем случае возмущающим спутником, оказывающим приливное действие, является М-гигант. Вследствие этого существует два газовых потока, расположенных на противоположных сторонах поверхности первичного компонента. Один поток возникает на стороне, повернутой к холодному компоненту, другой - на противоположной стороне (аналогично Земле: приливное действие Луны максимально в тех местах поверхности земного шара, в которых Луна наблюдается либо в зените, либо в надире). Оба газовых потока движутся над первичным компонентом в направлении вращения и приблизительно через 1/4 оборота снова достигают поверхности. Вследствие орбитального движения потоки видны с Земли в разных положениях и, так как они вносят заметный вклад в общий блеск системы, придают кривой блеска необычную форму. Упомянутое выше поярчание у фазы 0,55 объясняется газовым потоком в "надире'". Два других, более слабых поярчания у фаз 0,90 и 0,12 объясняются потоком на противоположной стороне. Максимальное поярчание от этого потока должно было бы быть у фазы 0.05, но поток частично затмевается вторичным компонентом и максимум делится на две части.
