Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
0.21-0.30 4 Всего ,,о
0.31-0.40 ¦ 4
61
Таблица 18
Некоторые звезды типа б Щита
Звезда
Пери од
Амплитуда v
С пе ктр ал ьньїн класс
SX Wie
O,055d
0,5 lm
sdFO
CY Aqr
0,061
0,73
FO
DY Peg
0,073
0,54
А9
GP And
0,079
0,56
A3
AE UMa
0,086
0,7
А9
EH Lib
0,088
0.50
FO
RV Ari
0,093
0,70
АО
KZ Lac
0,104
0,90
AIVeI
0,112
0,67
F2
V703 Sco
0,115
OJO
F2
SZ Lyn
0.120
OJl
FO
DT VeI
0,127
0,60
XX Cyg
0.135
0,81
А5
RSGm
0,147
0,56
Л8
DY Her
0,149
0,49
F4HI
VZCnc
0,178
0,61
F2II1
BS Aqr
0.198
OjI
F3
DH Peg
0,256
0,50
A4
YZ Cap
0,273
0,49
Au
fi Scr
0,194
0,29
F3I1I-IV
ла, вероятно, располагаются под нормальной главой последовательностью населения I (яркий пример - SX Phe, светимость которой в табл. 18 обозначена как sd - "subdwarf". т.е. субкарлик). В некоторых случаях на принадлежность населению 11 указывает также большая пространственная скорость и большое расстояние от плоскости Галактики. Высказывалось предложение (Баглен и др., 1980) объединить такие звезды в отдельную подгруппу, при этом их называют по экстремальному представителю "звезды типа SX Phe" (Холопов и др., ОКПЗ, 1985, 4-е изд-е). Фролов и Иркаев (1984) составили наиболее полный список звезд, относящихся к этой Группе. В который входят также упомянутые выше CY Aqr и два члена шарового скопления W Центавра. В этой книге мы, однако, используем назване "звезды типа Й Щита" в самом широком смысле-
Абсолютные величины лежат в основном в пределах mv = 0 ¦f +зт (исключение - SX Phe. + 4.1m), т.е. примыкают к нижнему краю пульса-ционной полосы звезд типа S Цефея, W Девы и RR Лиры. Если внести поправки, учитывающие зависимость светимости от спектрального класса, выявляется ярко выраженное соотношение период - светимость. В отличие от звезд типа s Цефея и RR Лиры, кривая лучевых скоростей не всегда является зеркальным отображением кривой блеска, кроме того, между ними существует сдвиг фаш примерно на 1/10 периода. Максимум температуры достигается незадолго до максимума блеска- После ряда неудач удалось, используя описанный в разделе 21.2 метод Бааде-Весселинка, основанный
62
на сравнении изменений радиуса, выводимых из кривой блеска и кривой лучевых скоростей, найти для звезд типа S Щита правдоподобные значения радиуса и массы (см. литературные ссылки у Брегера, 1980). Для звезд с р = 0,14й радиусы и массы равны примерно 3RB и 29R® соответственно и, видимо, не зависят от того, имеет ли звезда большую (звезды типа RRs) или малую амплитуду (звезды типа 5 Щита в узком смысле). Названный метод может успешно использоваться для таких коротко периодических звезд (так же как и для переменных типа RR Лиры), лишь если исключить при вычислениях определенную область фаз близ стадии максимального сжатия из-за появления ударных волн и турбуленции (Мейлан и Бурки, 1986). Пульсационная постоянная, полученная из этих грубых средних значений, равна Q - 0,038". Более точные расчеты с учетом модельных представлений подтверждают, что за большую часть переменности ответственны, в основном, радиальные пульсации. Причиной этих пульсаций, как и у других пульсирующих звезд, вероятно, является каппа-механизм (раздел 2.1.2), обусловленный зоной ионизации He+.
Возможны отклонения от этого правила, и в некоторых случаях, вероятно, имеют место нерадиальные пульсации. В неоднократно цитировавшейся выше работе Брегера (1979) как наиболее яркий пример приведена переменная 1 Mon = V474 Моп, у которой Шоббрук и Стоби (1976), а также Ыиллис (1973) нашли частоты 7,217, 7346 и 7,475 циклов в сутки (что соответствует периодам 0,1386, 0,1361 и 0,1337d). Равенство различий между любыми двумя соседними частотами типично для нерадиальных пульсаций (см. раздел 23). Амплитуда изменений блеска в этом случае достигает ОД™ . а спектр можно классифицировать как F2IV. К подобным звездам можно отнести V571 Mon = 21 Моп, V376 Per и V1208 AqI = 28 AqL Джембовский (1974) теоретически показал, что нерадиальные моды колебаний могут возникать в моделях звезд типа 6 Щита.
Как уже упоминалось выше, звезды типа 8 Щита занимают нижнюю часть полосы нестабильности (пульсациоиной полосы) на диаграмме Герц-шпрунга — Рессела, которая была описана нами в связи со звездами типа 5 Цефея. Однако лишь у трети звезд, расположенных в этой области, замечена небольшая переменность, и еще предстоит исследовать, всегда ли является эта переменность переменностью типа Ь Щита. До сих пор не известны все факторы, ответственные за возникновение или сдерживание пульсаций .
Возможно, определенную роль играет здесь вращение, так как в медленно вращающихся звездах, с малой "боковой" циркуляцией. Не* диффундирует из зоны ионизации вниз в глубь звезды, а металлы — наружу к поверхности. Малое содержание He+ в зоне ионизации ведет к подавлению каппа-механизма и к стабильности звезды вместо пульсаций (Am-з в езды).
