Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Il І І і і Il \ |і Ц 11« Ml <
¦т т мни к
Я'Li 1Ui1 ИНІІ Ці «.1».¦M » •
|Н/& TiO TiO TtO
Ямс. 22. Спектрограмма Миры. Внизу красная, а наверху голубая часть спектра. Видны полосы поглощения окиси титана и эмиссионные линии водорода (по Стоуве 1954)
Sp М9 MS М7 Мб М5 М4
мз
М2 Ml -МО -К5 -
SO ЮО 150 200 250 300 350 <М0 450 500 550АР Рис. 23. Зависимость период - спектр для мирид (Кинан, 1966)
попадают между 4,5 и 5,5т, а минимумы — между 12 и 14т. Такие изменения кривой блеска типичны для мирид, даже если разброс максимумов о Cet и X Cyg считать экстремальным случаем.
Звезда S Boo имеет относительно правильную кривую блеска (рис. 24). Людендорф (1928) ввел следующие типы для описания кривых блеска мирид.
Тип а: Подъем блеска заметно круче, чем ослабление. Минимум обычно, за редким исключением, шире максимума. Подтипы
Ct1: Имеют кривые с довольно большой продолжительностью фазы постоянного или почти постоянного блеска в минимуме (примерно от 7з до Vi периода) и обычно очень крутой восходящей ветвью.
Ol2 : Минимум все еще широк, но уже без значительной фазы постоянного блеска. Крутизна восходящей ветви сохраняется.
а3: Минимум не так широк, как у аг, но подъем блеска остается крутым.
а4: Кривая блеска такая же, как у а3, но восходящая ветвь более пологая.
6S
V
Рис. 24. Кривая блеска S Boo (по Нейланду)
Тип ?: Восходящая ветвь такая же, как нисходящая, или чуть-чуть круче нее. Кривая блеска в основном симметрична. Подтипы
(Ї,: Максимум острее, чем минимум.
(S1: Максимум и минимум одинаково острые или полоские. 0з: Максимум более плоский, чем минимум.
(J4: Максимум очень широкий и имеет фазу постоянного блеска на большом интервале.
Тип у: Кривые блеска с волной на восходящей ветви или двойным максимумом.
Подтипы
T1: Волны на восходящей ветви. Tj : Двойной максимум. Примеры:
Ct1-Y VeI, (S1 - R Boo, Ti-R Aur, а3-о Cei, 0з - X Cam, Tj-R Nor, «4 - R Dra.
Классификация Людекдорфа - чисто феноменологическая и для понимания физических процессов, протекающих в миридах, не имеет никакого практического значения. Однако она представляет исторический интерес, и читатель при чтении литературы, посвященной миридам, может иногда еще встретиться с ней.
69
Как отмечалось, нельзя ожидать, что звезда всегда будет иметь одну и ту же среднюю кривую блеска. Только в очень редких случаях два цикла переменности звезды совершенно одинаковы. Для некоторых звезд различия особенно велики. В качестве примера можно привести V Boo, средний период которой равен 258,8d, в то время как интервал между двумя последовательными максимумами может быть от 230 до 290 суток, а промежуток-времени между минимумами составляет от 250 до 270 суток. Соответствующие большие изменения формы кривой блеска иногда приводят к возникновению двойных или даже тройных максимумов (рис. 25).
2426000 100 200 SOO 400
Рис. 25. Кривая блеска V Boo (по Гоффмейстеру)
Здесь нужно сослаться на большое исследование Нейланда, опубликованное им в 1930-1938 гг. под названием "Средние кривые блеска долго-периодических переменных". Кроме того, нужно указать на детальный обзор Томаса (1932) и более новую работу по статистическому анализу 357 звезд (Фойхтер, 1967).
Изменение периода. Особый интерес представляют звезды, период которых сильно меняется в течение десятилетий. Здесь мы приведем два случая, R AqI и R Нуа (см. также Вуд, 1975).
Звезда R AqI была открыта в 1856 г. и имела период 348 суток. За последующие 120 лет период уменьшился до 284 суток и продолжает систематически уменьшаться. Тернер (1920) вывел систему из пяти формул для пяти интервалов времени, из которой мы приведем первую и последнюю формулы:
Эпохи 0-20: M = 239 9179 + 34S,0d?;
Эпохи 81-86: M = 242 5729 + Ш,5*Е.
Новая обработка наблюдений обеих звезд Шнеллером (1965) для звезды R AqI на момент эпохи E дает формулу для периода:
РЕ = 348,980d - 0,554202d? + 0,000552309E2.
Без положительного члена E2 период в конце концов станет равным нулю, что, конечно, невозможно. При дифференцировании этого уравнения получается, что абсолютный минимум кривой достигается при P = 210° в эпоху E = 502. т.е. примерно через 400 лет после начальной эпохи, что соответствует 2250 году. Конечно, пока это только вычислительный пример, так как для подобных звезд трудно что-либо предсказать далеко вперед. Член второго порядка содержался и в старых формулах Тернера и Мюллера. Мюллер добавлял еще один периодический член.
70
Звезда R Нуа известна как переменная с 1704 г., может достигать 4т в визуальной области и имеет менее правильный ход развития. Во время открытия переменности период изменения блеска достигал 500d- Между 1903 и 1962 гг. наблюдались все 55 максимумов и средний период равнялся 400,055й. Вели этот промежуток времени разделить на четыре части, то получим:
С тех пор длина периода существенно не менялась. Еше Прагер указывал, что период может меняться скачками, а не непрерывно. В этом отношении, как мы увидим ниже. R Нуа ничем не отличается от нормальных мирид. за исключением величины скачков. Вероятно, такой же является и звезда T Сер.
