Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 36

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 30 31 32 33 34 35 < 36 > 37 38 39 40 41 42 .. 164 >> Следующая


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
Предыдущая << 1 .. 30 31 32 33 34 35 < 36 > 37 38 39 40 41 42 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed