Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
В отличие от только что рассмотренных, по большей части неправильных, изменений периода дальше мы будем говорить о весьма правильных колебаниях формы кривой блеска.
Пульсирующие звезды с двойным периодом. Вероятно, Остерхоф (1957) впервые обнаружил среди звезд типа 6 Цефея группу с ненормально большим разбросом точек на фотоэлектрической кривой блеска. Анализ показал, что наблюдения можно объяснить наложением двух колебаний. Если pu и Pi - значения периодов обоих колебаний (p0 > pt), то возникает биение, период которого Рь (по-английски "beat period") можно вычислить из уравнения
hp1 - Up0 -црь.
В табл. 9 приведены типичные случаи, заимствованные из сводки Фолкнера (1977). Число их в последнее время заметно не увеличилось, несмотря на целенаправленный поиск (см., например, Баррел, 1982) ¦ Мы добавили еще СО Aur, которую как якобы пол у правильную звезду (раздел 2.2.2)
43
Таблица 9
Мулыипериодические звезды типі 8 Цефея н RR Лиры
Звезда
Р.
СО Аиг
Y Саг CZCai TU Cas UZ Сеп BK Сеп VX Pup
V 367 Sei BQ Ser TJTrA APVeI AXVeI AC And AQ Leo
2.47 d
3,6398
4,1588
2,1303
3.3344
3.1739
3,0117
6.2930
4,2707
2,5684
3,1278
3,6731
0,7112
0,5497
l,7830d
2,559
2,433
1,5183
2,355
2,2366
2,136
4,3849
3,012
1,824«
2.1993
2,5928
0,5251
0,4101
0.72
0,703
0.705
0,710
0.706
0,705
0.709
0,697
0,705
0.710
0,703
0,706
0,738
0,746
P, =0,4211
P, = 1.4277d
иногда наблюдали и любители. Согласно Мантегацце (1983), она является звездой типа S Цефея, пульсирующей в первом и втором обертоне. Это подтвердили Фурман и др. (1984), которые нашли указания на наличие основного тона. Для сравнения мы добавили две хорошо исследованные звезды типа RR Лиры с кратными периодами — AC And (Фич и Сейдл, 1976) и AQ Leo (Ержикевич и Венцель, 1977).
Механизм наложения периодов можно объяснить на упрощенном примере. Предположим, что основной период P0 = 3,000d, на него наложен период Pi, который на 1 % короче, т.е. 2,970d. Пусть в эпоху 0 максимумы обоих периодов совпадают, что дает суммарную кривую с крутым подъемом и спуском. В каждом следующем цикле максимум периода наступает на 0,03d позже по отношению к максимуму /\, т.е. через 49,5 циклов периода P0, или через 148,5d минимум P0 совпадает с максимумом Р, (в предположении симметричных кривых блеска) ,ачерез следующие 148,5d ситуация эпохи 0 повторится. Таким образом, наблюдаемый период биений, или период наложения, составляет P = 297d. То же самое можно получить из приведенной выше формулы-
B действительности, как видно из табл. 9, ситуация не столь проста. Различия представленных периодов равны 25—30%, а период наложения составляет всего несколько суток и не равен целому числу. Особенно важно, что детальный анализ кривой блеска указывает на нелинейное взаимодействие обоих периодов. Это хорошо проявляется у двух упомянутых выше звезд типа RR Лиры и, например, у UTrA (Остерхоф, 1957) и выражается в том, что возникают дополнительные периоды, вычисляемые по формуле
MP4 = i/P0 + ///>, (і. /"- целые числа). '
Например, у AQLeo существует среди прочих периодов и такой, для
44
которого і = j = I1 т.е. P1 ] = 0,2348 . Этот вопрос обсуждается и в разделе 2.1 -3, посвященном звездам типа RR Лиры.
Модельные расчеты показывают, что P0 и Pt с большой вероятностью могут быть отождествлены с основным тоном и первым обертоном радиальных пульсаций; наблюдаемое отношение Px IP0 почти точно совпадает с теоретической величиной.
Значение звезд типа 6 Цефея с двойными периодами состоит в том, что на основе теоретических рассуждений можно получить массы и радиусы данных звезд, зная только оба периода (Петерсен, 1973). Отношение Л/Л) определяет также пульсационную постоянную Q и, таким образом, плотность звезды (Фт, 1970)- Подробнее об этом можно узнать из указанных публикаций, где можно найти и другие литературные ссылки. Получаемые массы (0,7-1,7 масс Солнца) и радиусы (14—23 радиуса Солнца) не согласуются с величинами, принимаемыми для нормальных звезд типа 6 Цефея с похожими периодами (4,5 ЗЯЭ и 30 Ae). Причина этого расхождения масс (его подробно обсуждает, например, Стоби, 1980, см. также приведенные там ссыпки) не ясна. Возможно, недавно обнаруженная (Балона, 1983) двойственность Y Саг (см. табл. 9) приведет к независимому определению масс данных объектов.
По поводу эволюционной стадии этих объектов, именуемых также дв у модальными звездами, существуют две точки зрения. Стеллингверф (1975) допускает, что может существовать стабильная пульсация при наличии двух одновременно возбужденных мод колебаний, в то время как Фич (1970) в упомянутой выше работе считает, что объекты находятся в стадии быстрого перехода с основного тона на первый обертон. Только будущие наблюдения могут внести ясность в этот вопрос.
Основные характеристики. Звезды типа S Цефея - сверхгиганты, в основном, класса светимости Ib; на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они занимают узкую, круто уходящую вверх и наклоненную немного вправо полосу. Полоса ограничена значениями абсолютной величины примерно от Му = —2 до — б"1 и спектральными классами от F 5 до КО. Более продолжительные периоды имеют звезды более поздних спектральных классов с большими показателями цвета. Спектр и цвет объекта различаются не только от звезды к звезде в зависимости от периода, но и сильно меняются у одной звезды на разных фазах. Звезда краснеет во время ослабления блеска. В результате, как уже говорилось выше, амплитуда в фотографической области в большинстве случаев гораздо больше, чем в визуальной. В табл. 10 приведены некоторые примеры изменения спектрального класса.
