Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
D — разделенные системы, компоненты которых не достигают своих эквипотенциальных, поверхностей;
DM - звезды типа D, оба компонента — звезды главной последовательности;
DS — звезды іИпа D. один из компонентов системы — субгигант;
DW - звезды типа D1 похожие на системы типа KW, но не явля: щиесн контактными.
К — контактные системы, оба компонента заполняют свои внутренние критические поверхности;
KE — звезды типа К, оба компонента звезды спектральных клас-' сов О—А;
KW — звезды типа К, оба компонента являются эллипсоидальными карликами спектральных классов FO-К.
SD — полу разделе иные системы, поверхность менее массивного компонента-субгиганта близка к его внутренней критической пове ности.
Возможно сочетание трех способов классификации, например EA/"
6. Оптически переменные рентгеновские двойные системы.
X — тесные двойные системы, источники сильного переменного ре геновского излучения, не относящиеся к описанным выше типам.
Поясняющие обозначения при X:
В - рентгеновские барстеры, рентгеновские и оптические вспышки продолжительностью от нескольких секунд до нескольких минут с амплитудой 0,1(V), 3.1.7.
F — источники типа Лебедь X-I с быстрыми колебаниями рентгеновского или оптического излучения, с циклом порядка десятков миллисекунд, 3.1.8.
I — источники типа Скорпион X-I (рентгеновские неправильные), неправильные изменения блеска, с характерным временем порядка минут и часов и амплитудой около 1"'(V), 3.1.7.
J — источники типа SS433, характеризующиеся наличием релятивистских струй, проявляющихся во всех спектральных диапазонах, 3.1.8.
ND — рентгеновские новоподобные, имеющие рентгеновские и о тические вспышки продолжительностью до нескольких месяцев (4—9m В V), содержат горячий компактный объект и холодный карлик или субгигант, 3.1.7.
NG — источники, похожие на источники типа ND, но содержащие наряду с горячим компактным объектом субгигант или гигант ранних спектральных классов, амплитуды 1-2"' (V) ,3.1.8.
P - рентгеновские системы с пульсаром, 3.1.7, 3.1.8.
R — источники с изменениями блеска до 3'"(V), обусловленными "эффектом отражения" и переменной активностью, например звезды типа HZ Геркулеса с карликом спектрального класса В—F, 3.1.7.
M — источники с сильным магнитным полем (поляры); звезды типа AM (см. выше) , имеющие рентгеновское излучение, 3.1.4.
Возможны комбинации E + X, Ell + X или XPR, XNGP и др. Если излучение рентгеновского пульсара не наблюдается с Земли, то буква P в обозначении отсутствует.
300
7. Другие символы.
BL Lac — объекты типа BL Ящерицы, внегалактические объекты со сравнительно быстрыми, неправильными изменениями блеска, с амплитудой до Ъ"'. Раньше их ошибочно считали переменными звездами. 5.3.4.
CsI — постоянные звезды.
GaI - оптически переменные квазизвездные внегалактические объекты (активные ядра галактик). 5.3.2.
1: - звезды с медленными изменениями блеска неустановленного шла.
QSO — оптически переменные квазизвездные внегалактические радиоисточники (квазары), 5.3.3.
з: — звезды с быстрыми изменениями блеска неустановленного типа. * - уникальные переменные звезды.
П рнмечание: Замена греческих букв лаіинскими в названиях звезд (например. G вместо 7) обусловлена работой с компьютером, но она, конечно, не вполне корректна. В нашей книге мы не использовали измененных названий. Это не должно приводить к ошибкам.
ГЛАВА 7
РОЛЬ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД В ИЗУЧЕНИИ СТРОЕНИЯ ГАЛАКТИКИ И ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИ
7.1. методы
Основные способы. Важнейшей задачей звездной статистики явл егся переход Oi видимого распределения объекта к их реальному п? сірансівсппому распределению, чго позволяет получить информацию о структуре Галактики. Дпя этой пели обычно используют три способа .
1. По небесным координэтэм и расстоянию можно определить пространственные координэты объекта; обычно их предсіавляюі в прямоугольной системе координат XYZ, связанной с плоскостью Галактики и се центром. Знание расстояния является принципиальным, и в этом заключается ограниченность данного метода. Из большого числа индивидуальных определений пространственных координат можно получить картину соответствующей подсистемы. Этот способ очень полезен при исследовании шаровых скоплений. Он применим также и для переменных звезд, если расстояние до них можно определить, пользуясь их абсолютной и видимой звездными величинами. Применение меюда ограничивается относительно узким классом объектом.
2. Данный метод имееі сугубо статистическую природу. Hs видимой плотности объектов на небесной сфере, т.е. из их количества на квадратный градус, и из распределения их видимых величии определяется про-странсівспная пли і носі ь на различных расстояниях. Для этого необходимо зиаіь часюту встречаемости различных абсолютных величин (функцию свеїимости) для данного типа звезд. Получается интегральное уравнение, с помошью которого можно вычислить пространсівенную плотность на различных расстояниях.
3. Этот способ совершенно иной. В нем используются эмиссионные линии газовых облаков, особенно часто - линия нейтральното водорода (21 см), а также линии молекул СО. ОН. СИ. H2CO и др. Измерение интенсивности и доплеровского смещения этих линий позволяет судить о вращении и спиральной структуре Галактики, об изменении химического сосіава газа в зависимости оі удаления от центра Галактики и от рассюяпия Oi іалакіической плоскосіи. о расширении газа в области ядра Галакіики и наличии кольца из плотного межзвездного вещества, окружающего центр Галакіики на расстоянии 5 кик. Подробнее с этими вопросами можно познакомиїься в книге "Крупномасштабные харак-геркешки Галакшкн" (Симпозиум МАС №84, 1978).
