Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 19

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 .. 13 14 15 16 17 18 < 19 > 20 21 22 23 24 25 .. 164 >> Следующая


Звезды типа RR Лиры: гладкая кривая в полосе V, лишь небольшой горб перед началом крутого ( < 0,26 P) подъема. Амплитуда в фильтре В больше, чем в U.

Звезды типа W Девы: горб на восходящей ветви, примерно за 0,2 P до максимума.

Звезды типа BL Геркулеса: горб на нисходящей ветви, примерно на 025 P (± 0,1 P) после максимума.

Звезды типа 6 Цефея: гладкая кривая блеска с постепенным подъемом (продолжительностью ** 0,3 P); Р>2,Ъй.

В этом исследовании не рассматривались переменные с приблизительно синусоидальными кривыми блеска (продолжительность восходящей ветви ^ QAP)- например BP Cir, P = 2,40d, амплитуда 0,3301 в фильтре V, подъем блеска за «а 0,43 P (см. Курц, 1979), а также звезды с двойными периодами (см. ниже).

Необходимо подчеркнуть, что нужно еще немало поработать, чтобы разобраться с этим интервалом периодов.

Таблица 8 .

Распределение периодов галитпескях звеэд тяти 5 Цефея и W Девы

Il P
Тип ? ІІафея
Тип W Девы
Ig p
Тиггй Цефеи
Тип W Девы

0,05
0
2
1,05
37
18

0,15
2
б
1,15
17
13

0,25
4
3
1,25
13
11

0.Э5
6
S
1,35
8
9

0,45
52
S
1.45
11
3

0,55
58
2
1,55
4
1

0,65
76
2
1,65
1
0

0,75
52
2
1,70
0
0

0,85
26
2




0.95
29
2
Всего
396


IgP указывает середину интервала шириной 0.1 в Ig Р; P — в сутках

40

Рис. 7. Зависимость между длиной периода и формой кривой блеска звезд типа 6 Цефея. Слева - Магеллановы Облака. В середине н справа - Галактика (по Пейн-Га-пошкшюй)

Амплитуда зависит от периода. Для периодов от двух до трех суток визуальная амплитуда составляет около 0,5™ , фотографическая (фильтр В) 1,0т; для P = 40 ^ 50d амплитуда равна 1,2т (виз.) и 1,7" (фот.). В ультра-фиолете амплитуды еше больше, для 6 Сер амплитуда в ультрафиолете превышает визуальную в 3,4 раза.

Еще Герцшпрунг указывал на систематическое поведение кривых блеска звезд типа 6 Цефея (рис. 7). В области наиболее коротких периодов кривые гладкие. Между P = 6,5 и 9Л на нисходящей ветви часто наблюдается волна, фаза которой уменьшается с увеличением периода. При P = 10d горб совпадает с максимумом, а при больших периодах возникает на восходящей ветви. Особенно это касается периодов 14-lSd, когда он виден на нижней части подъема. При Р> I5d кривая опять становится гладкой. Среди ярких звезд этого типа у TjAqI (P - 7,17711) на нисходящей ветви видна заметная волна.

Большой, однородный фотоэлектрический наблюдательный материал в пяти цветах примерно для ISO звезд типа Й Цефея получил Пел (1976), который в последующих работах сравнил свои данные с параметрами, полученными по теоретическим моделям.

Кви (1968) изучил кривые блеска всей совокупности звеэд типа W Девы- Было найдено широкое распространение волн н горбов, особенно для периодов одни-трое суток. Для периодов между 13 и 19 сутками волны и горбы встречаются на нисходящей ветви (рис. 8).

41

Рис. 8. Кривые блеска двенадцати галактических звезд типа W Девы с различными периодами (по Пейн-Гапошкиной)

т 9

10

9 IO

9 10 9

Ay
Уч.
LA,
Л

. 19BS




196*




. 19BS





--1_i_l-1
_i_i_i_


0,0 0,5 W 0.0 0,5 1,0 0,0 0,5 І0 0,0 0,5 1,0 ер Рис. 9. Средние квартальные кривые блеска звезды RU Cam {Хут, 1966)

10

Изменения периодов и формы кривой блеска происходят как у звезд типа 5 Цефея, так и у звезд типа W Девы.

Совершенно особенной и единственной в своем роде является до сих пор звезда типа W Девы RU Саш с p = 22,26rt, обратившая на себя внимание астрономов в 1966 г. В начале 1966 г. ФерникДемер (1966) сообщили, что у RU Cam блеск перестал меняться. Обработанные Хутом (1966) данные фотографического патруля кеба Зоннебергской обсерватории дали удивительный ход кривой блеска, представленный на рис. 9. Кроме того, автор исследовал на большом интервале времени изменения периода, происходившие в промежутке между 22,OSS и 22,187d.Спектрзвезды переменный, КО в максимуме и R2 в минимуме; итак, это углеродная звезда, и соответствующая спектральная классификация дает COi - С32е- Наличие углерода на поверхности таких старых звезд, во внутренних областях которых часть гелия превратилась в. углерод, можно объяснить потерей массы из внешних слоев звезды. Временное прекращение пульсаций (амплитуда с 1967 г. вновь растет) до сих пор остается загадкой. По данным Уоллерстейна и Кремптона (1967) прекращались и изменения лучевой скорости.

Недавно Дизи и Вейман (I98S) выполнили большую работу по статистической обработке изменений периодов классических звезд типа 5 Цефея в Магеллановых Облаках. Они исследовали 115 переменных и нашли, что приблизительно у 40% из них периоды меняются. Примерно у половины периодов изменения не равномерны во времени. Вековые эволюционные эффекты, а также эффект светового уравнения (членство звезды типа 5 Цефея в двойной системе),в основном,исключены (раздел 1.4). Напротив, вероятная интерпретация данных состоит "в малых атмосферных изменениях, вызывающих накапливающиеся уклонения фаз, или в малых изменениях светимости, приводящих к случайным изменениям периода". Сходство со звездами типа RR Лиры (раздел 2.1.3) и даже с мири да ми (раздел 2.2.1) очевидно. Это можно считать, видимо, только феноменологическим описанием, так как мало что можно сказать о действительных физических причинах; кроме того, могут существовать различия в условиях между Магеллановыми Облаками и другими областями.
Предыдущая << 1 .. 13 14 15 16 17 18 < 19 > 20 21 22 23 24 25 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed