Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
2429100 9S00 9500 9700 3900 JTJ
№. 29. Кривая блеска Z Aqt (поЯейм-Гдпошкиной}; тип SRa
2 428 ООО 8 500 9 ООО
Рис. SO. Кривав блеска CQCai (по Байеру); тип SRb
/77,,
2000 S000 4000 5000 JIl
Ліс; Зі. Кривая Блеска и Сер {по Цесевичу); тип SRc
mv
т
8,5 9,0
2 405 400 5 600 5 800 JD
Рис. 32. Кривая блеска S VuI (по Шё'нфелъду); тип SRd
9,5
2 427 000 7 5OQ 8 ООО ' 8 500 JD
Рис. 33. Кривая блеска СО Cyg (по Байеру); тип Lb
2 ?27 8 ООО .8 500
Рис. 34. Кривая блеска TZ См (по Bauqjy); тип Lc
10
9 10
- N. I \
V V
.__і _,__L___
_I_ і_
V
2 431 550 1600
1650 1 700
1 750 1 800 1 850
_i--,_J_
-I-1-
¦ і і
2 4Ъ1900 1950 2 ООО 2 OSO 2 100 2 150 2 200 JD Рис. 35. Кривая блеска V VuI ЩаАнерту): тип RVa
ШР9
12
."--\v-v
л.
о
200
400
600
BOO
1ОО0"
Рис. 36. Кривая блеска SX Сеп (оценки блеска сделаны в Гарвардской обсерватории) : тип RVb
і^ерш медленные изменения блеска без каких-либо или с очень слабыми Признаками периодичности. То же самое можно сказаіь и о следующей группе.
Lc: Медленные, неправильные переменные сверхгиганты поздних спектральных классов.
RV: Переменные типа RV Тельца принадлежат к спектральным классам F-K. Типичная кривая блеска очень характерна и по форме напоминает кривую звезд шла JJ Лиры, но с относительно резким максимумом. Через некоторое время вторичный минимум сіановиїся глубже и превращается в главный, так что иногда кривая блеска становится похожей на кривые іипа 5 Цефея. Наряду с такими звездами, обозначаемыми RVa (рис. 35), существует и группа RVb (рис. 36), у которой типичные для всех звезд типа RV Тельца изменения блеска накладываются на волну с очень большим периодом, и суммарная амплитуда может достигать 5 звездных величин. В спектре видна эмиссия водорода около максимума блеска и наблюдаются смешения, свидетельствующие о сильном расширении. Хотя среди переменных типа RV Тельца встречаются звезды, похожие на переменные других типов, типичные представители этого класса очень характерны. Правильно было бы включать в эту группу только те объекты, в отношении типа переменности которых нет сомнений.
Типичные представители: SRa-Z Aqr, a Sco; SRb- VUMi1 AF Cyg; SRc-ttOri, дСер, aHer; SRd-SVu), UU Her, 89Her=V44lHer; Lb-CO Cyg, BYSer; Lc -TZCas; RVd - AC Her(75,5d), V VuI(75,7"). TWCam(85,6 ), R Set (140.7J); RVb-SX Cen (32,9d ; 600d) , DF Cyg(493d, 780d). Al Sco(71 ,Od, 965d); R Sge (70.6d; 1112*), RV Tau(78,7d, 1224d), U Mon (92,3d; 2320d). В скобках даны периоды.
Красные полу правильные и неправильные звезды (например, a Ori, о Her, a Sco) имеют диаметры того же порядка, что и мириды (см., например, Уелтер и Уорден, 1980). То, что даже для^)н диви дуальных звезд могут сильно расходиться значения диаметра, ¦ найденные различными методами (по потоку излучения, по интерферометрическим измерениям), не удивительно. У звезд такой низкой плотности трудно даже определить само понятие поверхности. Неопределенность параллаксов у звезд типа о Кита заірудняет определение диамеїров и увеличивает среднюю ошибку.
Согласно Джою (1942) и Вильсону (1942), SRb-звсзды спектрального класса M имеют ту же среднюю светимость, что и Lb-звезды такого же спектрального класса. Кроме того, у этих групп в пределах ошибок в среднем совпадают не только градиенты галактической плотности и кинематические данные, но и спектральные характеристики. Поэтому можно предположить, что различия между ними имеют прежде всего не физическую, а фотометрическую природу.
Тем не менее, в группы SRb и Lb объединены объекты с весьма различными свойствами, поэтому звезды эти могут быть подразделены по крайней мере на три подгруппы (см., например, Рихтер, 1967а).
Чаще всего встречаются гиганты спектрального класса M (например, AFCyg) со средним периодом около 160 суток. Пространственное распределение в Галактике и большая пространственная скорость указывают, что большинство таких объектов принадлежит к промежуточному населению II типа.
81
Гиганты спектральных классов ChS (например, UXCas) имеют средний период 280 суток. По пространственному распределению и средней скорости они принадлежат к населенню I типа.
Существует также маленькая группа так называемых СH-звезд, т.е. звезд класса С со спектральными особенностями (например, VAri, TTCVn). Они имеют очень большие пространственные скорости и принадлежат к крайнему населению П типа.
Средние фотографические абсолютные величины:
SRa, SRb и Lb спектрального класса M 0т
SRc и Lc спектрального класса M —4
SRa, SRb и Lb спектрального класса N +1
SRa, SRb и Lb спектрального класса S О
SRd -1.
Согласно Селису (1986) у SRa- и SRb-звеэд, впрочем, как и у мирид, существует зависимость между спектральным классом и средним фотографическим абсолютным блеском. Приведем несколько примеров: -2,5"7 для спектрального класса Ml; -l,7m для М4; +0,2"1 для Мб; +1,8"1 для М7. По Фисту (1980) для SRc-звезд зависимость период -светимость имеет вид