Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 110

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 104 105 106 107 108 109 < 110 > 111 112 113 114 115 116 .. 164 >> Следующая


Желая быть краткими, мы очень упрощенно описали современное представление о е Aur. Подробное описание можно найти у Макроберта (1985). Другие интересные работы, в которых обсуждается также предположительный космогонический статус є Aur и из которых видно, что загадка объекта до конца еще не разгадана, опубликовали Стенсел (1985), Ламберт и Сойер (1986) иСлйгоидр. (1987).

f Возничего. Эта система, затмениая переменность блеска которой известна с 1931 г,, оказалась очень "неравной парой", но по-другому, чем є Aur. Здесь большая звезда представляет собой сверхгигант спектрального класса К4, меньшая - звезда главной последовательности спектрального класса В7. Странным представляется соотношение радиусов:

252

шіамстр ?-звсзды составляет только 1/40 часть диаметра К-звезды; К-звезда имеет радиус около 200 Rs, В-звезда - около 5 R,., (Чепмен, 1981). Массы тоже большие: K-звезда может иметь массу 223R?., В-звезда -K.)3RL:. Период равен 072,16J. интервал переменности блеска 5.0-5,6"'. Орбита довольно эллиптична {е = 0,4). Подробное описание системы дается н обзоре Сахаде н Вуда (1978. с. 121) ну Чепмеиа (1981).

Большое значение J Aur для астрофизики заключается в следующем. В-звезда. являясь очень маленькой по сравнению с К-звсздой, на нисходящей и восходящей ветви затмения просвечивает далеко простирающуюся атмосферу К-звеэды. Таким образом, анализируя дополнительные линии поглощения в спектре В-звсзды, удалось довольно точно прозондировать атмосферу сверхгиганта спектрального класса К. К сожалению, частная фаза длится только 0,8 суток.

Наблюдения эмиссионных линий высокого возбуждения, особенно со спутником IUE ("Internalional Ultraviolet Explorer"), указывают на интенсивный обмен массами между обоими звездными компонентами. Согласно Чепмену (1981, 1982), звезда спектрального класса К теряет около 2 ¦ 10~а UJi1, в год из-за звездного ветра- 'Часть этой массы (и 4-Ю"10 3S1., в год) улавливается звездой спектрального класса В. Мнения о способе обмена массами расходятся. Согласно Ахмаду (1986), обмен происходит непосредственно через "аккреционный столб"; Че-Бо-ненштенгель и Раймерс (1986) считают, что обмен происходит посредством промежуточного накопления вещества в "аккреционном диске".

В противоположность е Ацг, здесь большая звезда ошически обнаруживается (блеск Обеих звезд приблизительно одинаков), во время полного затмения видна только она. Кроме f Aur известны и другие системы типа Алголя, состоящие нз сверхгиганта спектрального класса К и звезды спектрального класса В:

QS VuI = 22 VuI (/"= 24911; 6.2-6.3S"1 pg),

V695 Cyg = o'Cyg = 31 Cyg (P= 3784"; 4.9-5.3'" pg),

У148ЯСуЄ = огСуЕ = 32 Cyg (P * 1148d: 5,3-5.6"' pg).

Система V695 Cyg имеет экстремально короткую относительную продолжительность минимума, составляющую только 1,7 7' длины периода.

VV Цефея. У этой затменной системы, открытой в 1908 г. Кен нон, тоже звезда спектрального класса В вращается вокруг сверхгиганта, но спектрального класса М2. Период составляет 7430 суток = 20.4 года, интервал звездных величин 6.6 7,4"' (pg). Параметры сравнимы с данными .і;ія J Aur, кроме радиусов. Они у этой системы еще больше. Оценки масс для звезд M и В - соответственно 18 и 20 3ff,t. радиусы составляют 1600 и 13 R,. а абсолютные величины равны соогветственно -4 и -2,3"'. Звезда класса М. сети бы ее поместить на место Солнца, простиралась бы дальше орбиты Марса. Эю звезда с наибольшим известным радиусом. Обе звезды окружены обшей тонкой газовой оболочкой, в которой образуются запрещенные линии. Кроме того, B-звезла имеет кольцеобразную оболочку (Мелленхоф и Шайферс, 1978). Продолжительность всего затмения D = = 1,3 года, 11 ро дол житель ноет ь фазы полного затмения d = 1,2 года. Исследование свойств системы затрудняется из-за физической переменности

253

компонента М. Он является переменной типа SRc с длиной цикла 118 суток и амплитудой 0.3'" (согласно ,¦WiUc-ZTvVy и Гинану) - Дополнительную информацию об объекте можно найти у Сахаде и Вуда (1978, с. 126). Кривая блеска и значения расстояния приведены у Ван де Кампа (1978). На эту систему похожа система AZ Cas ( 11,0-11,8"'pg; P = 3404J ; спектры MOeIb + B0V, е = 0,55), несправедливо обделенная вниманием.

Известен целый ряд систем "типа VV Цефея", состоящих из полуправильного или неправильного переменного сверхгиганта спектрального класса M и звезды главной последовательности спектрального класса В. Все они имеют очень длинные орбитальные периоды (как. например, упомянутые WY Сет и KQ Pup) и являются источниками радиоизлучения (Хъельминг, 1985). Но только некоторые из них оказываются затменными переменными. Заметим, что знаменитая незатменная Lc-звезда Антарес (a Sco). имеющая очень большой орбитальный период, 878 лет, относится к этой группе объектов.

4.3. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫt ЗАМЕЧАНИЯ ОБ ЭВОЛЮЦИИ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД Мы уже указывали, что использовавшееся ранее разделение переменности блеска звезд на физически и геометрически обусловленную в основном утратило свои основания. Как мы мої ли убедиться, не только у контактных и полуразделенных систем, но даже у разделенных систем могут иметь место потоки вещества, протяженные оболочки и возмущения в фотосфере. За всеми исследования ,ми стоит вопрос: как это вообще возможно, что две звезды, находящиеся на очень разных стадиях эволюции, могут принадлежать одной системе? Исключительно удачным примером является хорошо известный Сириус. Этот вопрос, вообще говоря, не относится к кругу проблем, которые здесь рассматриваются, хотя в случае эруптивных двойных звезд (раздел 3.1), для которых на него особенно трудно ответить, мы этого вопроса уже касались Необходимо указать на следующие два обстоятельства. Во-первых, скорость эволюции звезды, например, время пребывания звезды на главной последовательности, очень сильно зависит от массы. Чем больше масса, тем быстрее эволюция. В области самых распространенных масс скорость эволюции может различаться в сто раз. Во-вторых, как только один из компонентов вследствие своей эволюции расширится и заполнит свою внутреннюю критическую поверхность, важную роль начинает играть обмен массами. После пионерских работ Киппенхана и сотрудников (Кчппенхан, Коль и Вайгерт. 1967; Киппенхан и Вайгерт. 1967 и другие работы), удалось достичь принципиального понимания процессов эволюционного развития двойных звезд, в распоряжении имеется обширная литература. Из более новых работ следует указать обзоры Бэттена (1973. гл. 10), Пачинскага (1971), несколько докладов в материалах симпозиума № 73 МАС (1976), работы Сахаде и Вуда (1978, гл. 7),Плавеца (1982) нДюрОека (1984а).
Предыдущая << 1 .. 104 105 106 107 108 109 < 110 > 111 112 113 114 115 116 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed