Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
68
-
451-500
25
7
5
201-250
148
3
4
501-550
12
4
-
251-300
172
3
7
551-600
4
-
-
301-350
184
5
11
601-650
1
-
—
351-400
113
14
14
651-700
2
-
-
3. К. Гоффмейстер
65
Таблица 21
Распределение мирид н полупраинлькых переменных (SR) по продолжительности периода
Период
Мирнды
SR
Период
Мириды
SR
<50d '
0
86
501-550
32
8
Sl-IOO
6
358
551-600
10
4
101-150
217
420
601-650
9
1
151-200
558
330
651-700
4
4
201-250
991
1S3
700-750
2
2
251-300
1130
131
751-800
0
2
301-350
712
97
801-850
1
S
351-400
405
72
851-900
1
I
401-450
233
26
901-950
0
2
451-500
73
16
951-1000
0
2
Распределение периодов мирид дано в табл. 20 (по Икауниексу, 1963) и 21 (по Штейнер-Зону, 1986). Максимум распределения приходится на 276 суток.
Зависимость между средним периодом и положением в Галактике впервые заметил Анерт (1939) (рис. 21). Он получилP = 299d для 998 мирид с максимумом ярче 10,5m; 342d для 117 звезд с галактической широтой, меньшей ±5°; 242d для 198 звезд в Гарвардском поле С Скорпиона и 259 для 50 звезд в поле 67 Орп, исследованном в Зоннеберге. Это значит, что периоды вблизи галактического центра короче среднего значения, в то время как в областях, близких к спиральным рукавам, они существенно
Лолзота, ерад Широта, зрад
Рис. 21. Зависимость средней продолжительности периода мирид от галактической долготы (слева) и галактической широты (справа) {по Анерту)
длиннее. Таким образом, различие между двумя составляющими Галактики проявляются и в особенностях мирид. Кухаркин (1949) обнаружил тот же эффект при определении среднего значения периода в зависимости от галактической долготы (табл. 22, где долгота 0° соответствует направлению на центр Галактики). Это значит, что в окрестностях центра много мирид и их периоды коротки, а в направлении антицентра мало мирид и их периоды более длинные.
Недавно некоторые исследователи решили проверить (Маффей, 1967 и Зване, 1976), соответствует ли действительности увеличение доли корот-
Таблица 22
Связь между продолжительностью период* и галактической дол тої ой у мирид
Галактическая долгота
Количество
30-90° 90-150 150-210
541 209
144
Галактическая долгота
282,6й
307,0
319,4
210-270 270-330 330-30
Количество
111
315 890
300,4 284,4 256,0
ко периодических звезд в общем числе мирид в направлении центра Галактики. Эванс искал красные переменные в области вокруг центра Галактики в трех "окнах", на красных и инфракрасных пластинках. В результате были обнаружены многочисленные долгопериодические мириды, не замеченные ранее на голубых пластинках. Это обусловлено ослаблением абсолютного блеска в голубой области с увеличением длины периода (см.' далее рис. 28). Долгопериодические мириды в направлении центра Галактики на расстоянии примерно 7—9 кпк (раздел 7.2) слабее предела телескопов, на которых используются голубые пластинки. В то же время с увеличением периода сдвигается в красную сторону средний спектральный класс и средний показатель цвета (см. рис. 23), и эти мириды можно легко найти на красных и инфракрасных пластинках.
Спектр. Мириды принадлежат в основном к спектральному классу М, точнее, к Me (рис. 22) - другими словами, в их спектрах наблюдаются водородные, а иногда и некоторые другие эмиссионные линии. Небольшая группа мирид распределена между спектральными классами S, N, R и С (последние являются углеродными звездами). Распределение мирид по спектральным классам приведено в табл. 20 и 21 (по Икауниексу, 1963). Для многих мирид спектральная классификация еще не проведена. Кинан (1966) составил спектральный каталог мирид классов Me и Se. Рис. 23 показывает зависимость период - спектр.
Спектры класса M без эмиссионных линий среди переменных звезд в основном бывают у пол у правильных, неправильных звезд ил и_ мирид с относительно короткими_периодами (среднее значение периода P = 216°); для Me P= 298°, для Se P= 367° и для N P= 379°.
Проведение непрерывного спектра затруднено полосами поглощения (в основном это ТЮ), обычными для М-звезд. Конечно, интенсивность этих полос меняется с изменением блеска звезды.
Кривые блеска. Высота максимума на кривой блеска одной и той же звезды может меняться. Наиболее ярким примером является сама о Cet, которую можно наблюдать невооруженным глазом. Гутник (1902) провел полное исследование имевшегося к тому времени материала и пришел к выводу, что предельные значения блеска в максимуме лежат в интервале 1,7-5,2"1. Соответственно меняется и форма кривой блеска.
У другой яркой мириды X Cyg подобные изменения также наблюдаются. Согласно исследованию Розенберга (1906) предельные визуальные значения максимума равны 3,3 и 7,3"*, но подавляющее большинство максимумов
а
I IIlIWHHIЯШЯЩ^ЯЯ&'ушWWfilllll !НИВIHItIW' * Ultimi I
MtI і ¦ f ^ =..
