Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Таблица 10
Изменение спектрального класса у некоторых звезд тюш S Цефея
Звезда
Период
Спектральный класс
Звезда
Период
Спектральный класс
SU Cas
1.94"
FS-F7
Г Gem
10,15
F7-G3
8 Сер
5,37
F5-G2
X CVg
16,38
F7-G8
Ч AqI
7,18
I'6,5-Cl
T Моп
27.01
F7-K1
45
Таблица II
Изменение радиуса у пульсирующих звезд
Звезда
Период
Ктах/Ящіп
Звезда
Период
"max/" min
RR LfI
0,S7d
1,072
ч AqI
7,18
!,091
T VuI
4,44
1,152
[Сет
10,15
1,085
в Сер
5,37
1,119
Средние радиусы звезд типа 6 Цефея заключены в пределах 5 ¦ 106 — 100 ¦ Ю6 км, т.е. от порядка 10 до 150 радиусов Солнца. Если бы на месте Солнца находилась одна из самых больших звезд этого типа, она достигала бы орбиты Венеры. Как и можно ожидать, средние радиусы звезд тесно связаны с периодами соотношением R = 4 - 106 P (единицы - километры и сутки). Для большинства ярких звезд типа 5 Цефея наряду с кривыми блеска получены и кривые лучевых скоростей. Интегрируя кривую лучевых скоростей, получают кривую изменения радиуса ДА в линейной шкале, где ДА = R - ?min- С другой стороны,из спектральных наблюдений можно получить изменение эффективной температуры и по закону Стефана — Больцмана определить поверхностную яркость, которая с учетом видимого блеска дает кривую изменений радиуса в форме R/Rm;n- Из комбинации обеих кривых легко получить значение радиуса, которое с учетом температуры дает значение светимости, не зависящее от расстояния, видимого блеска и межзвездного поглощения. Основанные на этом методе работы сначала по проверке пульсационной гипотезы, а затем по определению подчиняющихся упомянутым соотношениям физических характеристик звезд связаны с именами Бааде, Боттлингера, Бекера, Ван Хофа и Весселинка. В табл. 11 приведены некоторые значения наибольшего изменения радиуса звезд типа 5 Цефея (в таблицу включена и RR Lyг). Индексы max и min обозначают предельные значения радиусов. Можно заметить, что радиус (и диаметр) звезды в фазе максимального расширения примерно на 10% больше, чем в стадии наибольшего сжатия.
На рис. 10 в несколько схематичной форме представлены изменения некоторых характеристик звезд типа 6 Цефея в зависимости от фазы. Кривые изменения блеска и лучевых скоростей данных звезд являются почти зеркальным отображением друг друга. Лишь моменты возникновения вторичной волны на обеих кривых могут иметь систематическое разли-¦зте до одних суток, что теоретически вполне объяснимо.
Нужно отметить, что изменение блеска пульсирующей звезды обусловлено двумя противодействующими эффектами. В стадии наибольшего сжатия видимая поверхность при изменении радиуса на 10% уменьшается в отношении 0,81:1 - При постоянной температуре интенсивность при этом уменьшилась бы на 19%. Между тем по газовым законам сжатие вызывает увеличение температуры и это более чем компенсирует уменьшение площади поверхности, так как по закону Стефана—Больцмана общее излучение (мощность излучения, боломеїрическая светимость) пропорционально четвертой степени абсолютной температуры- При этом можно ожидать, что максимум блеска будет в фазе наибольшего сжатия, т.е. минимума ра-
46
Рас. 10. Изменения во времени некоторых характеристик звезды S Сер (сверку вниз: светимость, эффективная температура, спектральный класс, лучевая скорость, радиус, площадь поверхности звезды)
Лт
0,0
0,2.
0,4
0,6
Т, к 6500
6000 5500
Й
3 Gl
¦-,км/с
-30
-го -ю о
ЛД,КМ
2-Ю6 О
J
пиуса. Но наблюдается это не всегда, во многих случаях максимум блеска наступает примерно на 0,13 P позже, чем предсказывает простая теория, и соответствует, как упоминалось выше, наибольшей скорости сжатия. Делались попытки, используя различные теоретические методы, решить проблему "запаздывания фазы"; впрочем, для теоретиков она не представляется значительной.
Массы звезд типа 5 Цефея в зависимости от периода заключены в пределах от 3 до 16 масс Солнца. Порядок величины хорошо установлен по расчетам теоретических моделей, но различные методы дают массы, которые могут различаться в три раза. Независимое, прямое определение массы было проведено
для BM Cas - затменной системы, один компонент у которой пульсирует. Согласно Тиссеиу (1956), система состоит из сверхгиганта спектрального класса А5 с абсолютной величиной -8,4"1, принадлежащего, таким образом, к числу звезд с наивысшей известной светимостью, и звезды типа 5 Цефея с P = 27л,МЬо1 = —6Дт. Для последней получилось значение массы, равное 14,3 масс Солнца. Эта величина не согласуется с периодом и ей нельзя придавать большого значения, так как до сих пор не известно, является ли BM Cas характерной звездой типа 5 Цефея без каких-либо аномалий.
Массы звезд типа W Девы существенно меньше и составляют примерно 0,55 массы Солнца (Бём-Витензе и др., 1974).
Возникновение пульсаций, эволюционная стадия. Известно, что в основном пульсируют внешние слои звезды. Причина пульсаций была выяснена только в 1960 г. после предварительных важнейших работ ряда авторов (Эддикгтон, Жевакин, Росселанд). Все оказалось иначе, чем думали вначале, предполагая, что однажды возникшая пульсация будет управлять источниками энергии в глубоких областях звезды — хорошо известно, что ядерные процессы очень чувствительны к температуре. Напротив, пульсация поддерживается благодаря условиям поглощения во внешних слоях. Процесс называют каппа-механизмом (по греческой букве к, которой обозначают величину поглощения излучения, идущего из недр звезды). Наглядно
