Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Вообще предполагается, что "неустойчивое равновесие между сложными процессами, ведущими к перемешиванию и разделению звездного вещества на тонкие слои, определяющие возбуждение или подавление колебаний, в некоторых случаях может давать большие амплитуды" (Петерсен, 1976, теоретический обзор).
Можно призвать к поиску звезд типа 5 Щита, являющихся компонентами в затменных системах и в спектральных двойных, исследование кото-
Таблица 19
Мульгнпериоднческне звезды типа ? Щита
Звезда
P1
P1
P,/P,
PJPi
P1/P0
VZ Спс
J
0,1784d
0,1428"
0,8006
VX Нуа
0,2234а
0,1727
0,7732
fi Set
0,)938
0,1164
0,6005
v703 Sco
0,1500
0,1152
0,7683
V474 Моп
0,1361
0,0826
0,6069
CC And
0,1249
0,0749
0,5999
AlVeI
0,1116
0,0862
0,7727
BP Peg
0,1094
0,0845
0,7715
_
VS71Mon
0,0999
0,0750
0,7507
RV Ari
0,0931
0,0720
0,7726
AEUMa
0,0860
0,0665
0,7734
CY Aqi
0,0610
0,0454
0,7443
SX Phe
0,0550
0,0428
0,7782
рых дало бы возможность независимого определения их характеристик (Иркаев, 1985).
Мультипериодичность. Звезды типа 6" Щита имеют малые амплитуды изменения блеска, что обычно затрудняет определение периодов; ввиду этого нередко приходится пересматривать ранее опубликованные значения.
Трудности часто добавляются и из-за наличия вторичного периода, накладывающегося на основной. Явление аналогично описанному выше для звезд типа 5 Цефея и RR Лиры, и анализ кривой блеска проводится в этом случае теми же методами. В табл. 19 приведены звезды, взятые из списка Фича и Сейдла (1976), которые Фич (1976) считает надежными случаями мультипериодичности. Таблицу можно рассматривать как продолжение табл. 9 в сторону коротких периодов. Трудности, возникающие при анализе, видны на примере V474 Моп, которая упоминалась выше как звезда с нерадиальными пульсациями; ее кривая блеска содержит основной тон радиальных пульсаций (P0) и соответствующий ему второй обертон {Рг)-
На кривой блеска самой 5 Set, хорошо изученной яркой переменной, обнаружено девять периодов, включая и нерадиальные моды; имеются и периоды, связанные с взаимодействием мод, как бывает у звезд типа S Цефея и RR Лиры (Фич, 1976). Отношения наблюдаемых периодов, приведенные в табл. 19, впрочем, хорошо согласуются с расчетными значениями для радиальных пульсаций. В зависимости от содержания металлов в звездном веществе PJP0 = 0,74 + 0,78 и P2/Pi 0,81 (например, Кокс и др., 1979). Видимо, не все звезды типа 5 Шита пульсируют в основном тоне колебаний.
64
2.2. МЕДЛЕННО МЕНЯЮЩИЕСЯ ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ
2.2.1. Мириды
Среди долго периодических переменных особую роль играют мириды, названные по имени прототипа о Ceti - Миры. Основной характеристикой мирид является большая амплитуда непрерывных изменений блеска, что очень способствует их обнаружению. Можно предположить, и опыт это подтверждает, что почти все мириды, достигающие в максимуме блеска 11™, известны. Мириды являются красными гигантами и сверхгигантами и на диаграмме Герцшпрунга — Рессела образуют хорошо выделенную группу в правом конце ветви гигантов. Как показывают статистические данные, их принадлежность к тому или иному типу населения не всегда единообразна. В спектрах большинства звезд видны эмиссионные линии водорода, а иногда и некоторых других элементов. В группе пол управ ильных переменных, очень похожих на мириды, но имеющих короткие периоды и меньшие амплитуды, эмиссия встречается реже.
Периоды. Выделение собственно мирид как типа в какой-то степени произвольно. Считается, что амплитуда изменения блеска типичной мириды должна быть не меньше 2т; некоторые авторы считают наименьшей амплитудой 2,5™, а звезды с меньшими амплитудами относят к группе звезд типа Z Водолея (SRa, раздел 2.2.2). Наименьшим периодом подлинных мири можно считать 90 суток. Здесь на помощь статистике приходит природа, так как у звезд с периодами 50—90d почти всегда наблюдаются неправильности, и они включаются в группу пол управ ильных переменных.
Миридой с наиболее коротким периодом может быть AL Sgr (78,61а, предельные величины 10,5 и 14,7™ pg).
Значения периодов мирид перекрываются со значениями периодов дол го периодических звезд типа 6 Цефея и полуправильных звезд типа RV Тельца и S Лисички. Миридой с наиболее длинным периодом, видимо, является VSSlCrA (P= 1100а, mpg = 10,9 4- 15,5™). Еще более длинный период имеет BX Моп (P = 1374а), но согласно новым данным это, видимо, не мирида, а сим биотическая звезда (см. раздел 3.1.6), горячий спутник которой переменен (Виотги и др., 1986). Некоторые пол управ ильные переменные имеют еще более длинные циклы.
Таблица 20
Распределение мирид Трех основных спектральных классов по продолжительности периода
Период
Спектральный класс
Период
Спектральный класс
M
С
S
M
С
S
101-150°
32
_
_
401-450
65
17
6
151-200
