Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 24

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 .. 18 19 20 21 22 23 < 24 > 25 26 27 28 29 30 .. 164 >> Следующая


Одним из интересных примеров является BG Oct, исследованная недавно Гесснер (19816), где 60 измерений (полученных в течение одного лета) можно одинаково хорошо представить периодами P1 = 0,599211 к P1 = = 0,7490% где

К =3 {[E1(^)-E1(I1,)] - [E1(^)-E1(I0)]) .

Переменность кривых блеска и периодов. Большинство звезд типа RR Лиры с поразительной регулярностью повторяют свою кривую блеска от цикла к циклу. Однако еще в началеXX века было обнаружено, что у некоторых звезд меняется высота максимума на кривой блеска и моменты максимумов не могут быть представлены линейной формулой. Подобное явление наблюдается и у самой RR Lyr (рис. 12; Шепяи, 1916). По имени первооткрывателя его сейчас называют эффектом Блажко. С.Н. Блажко нашел, что у RW Dra, звезды, которая сейчас считается одним из наиболее удачных примеров, возникает указанная вторичная переменность с периодом 41,6 суток. Сейдл (1976), один из лучших специалистов в этой области, считает, что из всех звезд поля типа RRab от 15 до 20% имеют переменные кривые блеска. Он составил таблицу из 26 переменных типа RRab и 3 - типа RRc, для которых к тому времени был известен вторичный период (называемый иногда периодом Блажко P6). Из этого списка мы произвольно отобрали те случаи, которые исследовались в Будапеште (табл. 14).

В списке Сейдла наиболее длинный период Блажко у звезды RS Boo (537d), а наиболее короткий - у BV Aqr (11 ,б"), последнее значение, возможно, пока не совсем точное. В табл. 14 бросается в глаза скопление периодов между 20 и 40 сутками. Создается впечатление, что эффект сильнее проявляется у бедных металлами звезд типа RRab и звезд в шаровых скоплениях, чем у остальных переменных типа RR Лиры. Иногда величина самого эффекта Блажко меняется. Так, Детре (1969) нашел у звезды RR Lyr четырехгодичный цикл. Еще Сейдл (1976) указывал, что наблюдаемая переменность магнитного поля может иметь "фундаментальное значение для понимания природы эффекта Блажко". В самом деле, Казенс (1983) на

52

і.____ і , і_Ii _ '__L__ *

,4S ,47 t5f ,41 ,4S ,49 ,5Z

Рис. 12. Эффект Блажко звезды RR Lyr. Форма во с копящей ветви к максимума кривой блеска для четырех фаз периода Блажко (P^ = 40,8d). Точки соответствуют наблюдениям, полученным в Будапеште. Средняя кривая представлена сплошной линией (по Сейдлу, 1976)

основе летального количественного анализа объяснил наличие цикла эффекта Блажко продолжительностью 41 сутки у RR Lyr наложением исходных радиальных пульсаций, вращения и магнитного поля. Магнитное поле дает существенный компонент нерадиальной пульсации (см. раздел 2.3) вблизи поверхности звезды. Звезда — наклонный ротатор, вращающийся не вокруг магнитной, а вокруг наклонной к ней оси. В процессе вращения наблюдатель видит пульсирующую звезду под различными углами, что дает модуляцию пульсации основного тона. На основе спектральных наблюдений на шестиметровом телескопе близ Зеленчукской/'оАюноед' и др. (1987) недавно удалось, по-видимому, доказать изменение интенсивности магнитного поля с периодом, равным периоду пульсаций 0,57е, н существование эавн-

Таблица 14

Звезды типа RR Пиры с эффектом Блажко

Звезда
Я
рб
Звезда
p


RRG1=ri
0.397d
37d
т-
TT Спс
0,563
89

SW And
0,442
36,8
RR Lyr
0.567
40,8

RW Dra
0,443
41,7
AR Set
0,575
105

AR Hei
0,470
31,6
DL Her
0,572
33,6

SZ Нуа
0,537
25.8
ZCVn
0,654
22,7

RW Спс
0,547
29,9
TV Boo
0,313
33,5 RRc

53

Таблица 15

Компоненты кривой блеска AQ Leo

і
І
рі>
а ,у
і
І
рІІ
л U

1
0
0,4101а
0,2210і"
0
T
0.2749
0.0169

0
1
0.5498
0.1124
1
2
0,1646
0,0116

I
1
0,2348
0,0522
2
-1
0,3271
0,0115

2
0
0,2051
0.0476
2
2
0,1174
0.011 І

1
-]
1,6151
0.0395
3
1
0.1095
0.0092

2
1
0,1494
0,0216
1
-2
0.8334
0.0072

І
0
0.136?
0.0175
4
0
0,1025
0.0059

симости усредненной по пульсационному периоду интенсивности поля от фазы цикла Блажко. Другой подход к объяснению, основанный на двумо-дальной пульсации, описан ниже.

Другая важная разновидность изменений кривых блеска звезд типа RR Лиры была уже упомянута при рассмотрении звезд тина 5 Цефея с двойными периодами. Речь идет об одновременном возбуждении основного тона и первого обертона (AQ Leo) или даже основного тона, первого и второго обертонов (AC And) и об их взаимодействии.

Для иллюстрации этого явления мы приводим (табл. 15) подробный список периодических составляющих, выявленных Ержикевичем нВенце-лем (1977) при анализе кривой блеска звеэдыАО Leo (округленные значения).

Синтезированная кривая блеска является суммой синусоид

m(0 = m+ Z Ai^m(ITJtJP11+ Фц), U і

на которой возникают гармоники не только основного, первого и второго обертонов, но и периоды их взаимодействия (і и/ ^0); P11 кАц - параметры, приведенные в табл. 15. Член Ф,у, который мы не будем обсуждать в деталях, определяет взаимное фазовое запаздывание отдельных волн, а т - средняя звездная величина на определенном интервале.
Предыдущая << 1 .. 18 19 20 21 22 23 < 24 > 25 26 27 28 29 30 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed