Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Основные сведения об эволюционной стадии звезд типа RR Лиры были приведены при обсуждении других типов классических пульсирующих звезд (раздел 2.1.2).
2-1.4. Звезды типа 6 Щита
Определение, терминология, статистика. Звездами типа 5 Щита называются переменные спектральных классов А или F с периодом пульсаций меньше 03d. Выделить звезды типа s Щита только на основе периодов невозможно, так как в интервале от ОД до 03d встречаются и звезды типа RRc Амплитуды изменения блеска составляют от тысячных до нескольких сотых долей звездной величины, типичное значение равно 0,02"1. Построение кривых блеска большинства звезд типа 6 Щита возможно только по фотоэлектрическим наблюдениям. На рис. 19 представлены две характерные кривые блеска. Терминология, относящаяся к таким звездам, до сих пор не устоялась. Для простоты мы придерживаемся рекомендаций Бреге-ра (например, 1979), одного из наиболее известных специалистов в этой
59
h
Рис. 19. Фотоэлектрические Крн вые блеска (визуальная область) двух эветд типа G Шита, BN Спс и AD CMi (йрмйр, 1479)
Время
Рис. 20. Фотоэлектрическая кривая CY AqI (фильтр V) , получен- . ная 8 октября 1977 г. {Бохус и Удалъский, 1980}
4V
-0,5'
. S октября 1877 г.
і
0,0
2443425,35
\
і
,¦4O
Л/
,15
_і_і_i_
,50 JDe
области. В названной выше работе дан обзор со многими ссылками, и в дальнейшем мы позаимствуем оттуда некоторые подробности- Позднее детальный обзор того же автора был опубликован и на немецком языке(?ре-гер, 1985). Первый кандидат в эту группу с большой амплитудой был обнаружен Гоффмейстером (1934) на пластинках Зоннебергского патруля, иЙенш (1934) пришел к выводу, что это объект со "сверхкоротким" периодом 0,061а = 88 мин. Это Была CY Aqr. Кривая блеска звезды (рис. 20) слабо переменна и напоминает нормальные RRab-, но не RRc-эвеэды. Визуальные наблюдения CY Aqr очень увлекательны, так как усиление блеска почти на одну звездную величину происходит в течение 10 мин. Наблюдатель может прямо в телескоп про следить _ поя рчание, и нужно не опоздать сделать оценки блеска. Этот метод дает возможность оценить момент максимума с точностью до минуты. Йенш (1936) использовал CY Aqr для проведения школьного опыта измерения скорости света тем же способом, как в свое время это удалось сделать О. Рёмеру при помощи спутника Юпитера (см. раздел 1.4).
Термин "переменные с ультракоротким периодом" позднее был подхвачен, например, Эггеном (без учета амплитуды), котя его можно и оспаривать, имея в виду, что белые карлики обладают более короткими периодами (раздел 2.3.2) . Смитом (1955) было впервые высказано предположение о том, что объекты, подобные CY Aqr, отличаются от звезд типа RR Лиры своими физическими свойствами. Он назвал их "карликовыми цефеидами", считая их миниатюрной формой звезд типа <5 Цефея, и отнес к промежуточной составляющей. Однако это название неудачно, оно дезориентирует со многих точек зрения. Некоторые авторы иногда заменяют его на "звезды типа AI Парусов" (Бессель, 1969) или "переменные типа RRs" (Кухаркин и др., 1969) в случае, когда амплитуда изменения блеска довольно велика. Брегер (1979) и другие считают, что нет никаких различий между объектами с большой и малой амплитудами, а гак как последкие встречаются гораздо чаще, то наименование всей группы дается по звезде-прототипу б Set.
Статистика звезд типа 5 Щита искажена влиянием многих эффектов селекции. Метод фотографического обнаружения можно использовать только для звезд с большой амплитудой, но из-за длинных экспозиций он не позволяет выявлять короткие периоды. Число звезд данного типа сильно возросло благодаря многочисленным фотоэлектрическим обзорам определенных групп звезд (например, звезд классов A2V-F0V), но этот рост был довольно несистематическим. В ОКПЗ и трех его дополнениях (Кухаркин и др., 1969-1976) содержится 157 звезд (вместе с заподозренными случаями), в то время как список Брегера (1979) содержит 129 хорошо исследованных ярких или особо интересных звезд типа 5 Щита. Распределение амплитуд (в фильтре V) из этого списка дано в табл. 17. Табл. 48 содержит индивидуальные характеристики для 13 звезд с амплитудами больше 0,45т и самой 6 Set. Нужно еще отметить, что яркие звезды о/ Lyr. т UMi и у CrB, вероятно, слабо пульсируют, и некоторые авторы, например Холопов (1981), пытаются включать их в группу звезд типа 6 Щита, считая граничными случаями.
физические характеристики, возникновение пульсаций. Большинство известных звезд типа 6 Щита принадлежит населению I, часть из них обнаружена в рассеянных звездных скоплениях (см. сводку Фролова кИр-каева, 1982).
Несколько переменных показывают, однако, малое содержание металлов (индикатор населения IJ), и на диаграмме Гсрцшпрунга - Рессе-
Таблица 17
Распределение амплитуд у звезд типа S Щита
Амплитуда v
Количество
Амплитуда v
Количество
« 0.05 * 90 0.41-0.S0 4
0.051-0.100 14 - 0.51-0.60 S
0.11-0.20 З 0.61-0.70 5
