Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Мьоі - -7.20 IgP + 12,8.
Абсолютная фотографическая величина звезд типа RV Тельца в максимуме блеска оценивается как -0,3™ (Джой, 1952; Варне и Дю Луи, 1975).
По абсолютным величинам видно, что группы SR и RV отнюдь не являются однородными. Классификация подобных звезд очень сложна. Приведенное выик, заимствованное из ОКПЗ деление не единственно возможное. Один из наиболее опытных наблюдателей этих звезд Байер (1948) предложил другой способ формирования групп, который лег (с некоторыми изменениями) в основу классификации Шнеллера (1952). Трудности классификации связаны с тем, что она должна основываться не только на видимых изменениях, но и учитывать недостаточно изучен ные до сих пор физические свойства звезд.
Звезды типа RV Тельца, в отличие от мирид, SR- и L-звеэд, не являются источниками радиоизлучения в линиях молекулы ОН (Боуэрс к Корнет, 1984).
Таблица 24
Распределение спектральных классов мирид, полуправильных (SR) и неправильных (L) переменных
Спектр Мириды
SR
Процент
К 1 59 42-5
M 865 507 402 80
S 48 18 16 4
RM.C 53 99 108 U
Всего 967 683 568 100
82
Физические процессы, происходящие в звездах типа RV Тельца, все еше до конца не поняты. Депре и Ходсон (1976) попытались объяснить ¦ причину чередования амплитуд, используя математическую модель переменной во времени и значительной по масштабу конвекции. Модельные интерпретации рассматривал также Даусон (1979).
Икауниекс (1971) подробно описан все проблемы, касающиеся медленных переменных звезд. Детальный обзор объектов спектральных классов R1 N и С приведен в работе Алкене и Икауниекса (1971); см. также Алкснис и Алкене (1977).
В табл. 21 дано распределение периодов, а в табл. 24 — распределение спектральных классов полуправильных и неправильных звезд в сравнении с мири дами.
2.3. ЗВЕЗДЫ С НЕРАДИАЛЬНЫМИ ПУЛЬСАЦИЯМИ
Нерадиальные пульсации уже упоминались в разделе 2.1.4 как одна из причин переменности некоторых звезд типа 6 Щита. Предполагается, что по поверхности звезды распространяются поперечные волны небольшой амплитуды, вызывающие слабые изменения блеска, доступные обычно лишь фотоэлектрическим приемникам. Этот процесс легко описать математически, но физика процесса, механизмы его возбуждения, связь с теорией эволюции звезд еще до конца не ясны. Возможно, причиной нерадиальных колебаний являются приливные явления, обусловленные существованием звезды-спутника. Однако сейчас нет наблюдательных свидетельств, что все звезды с нерадиальными пульсациями являются членами двойных систем.
В следующих двух разделах мы расскажем о формальных причинах, заставивших предположить наличие таких колебаний.
2.3.1. Звезды типа ? Цефея
Переменные звезды типа ? Цефея (называемые также звездами типа ? Большого Пса) образуют на диаграмме Герцшпрунга - Рессела резко очерченную группу со спектральными классами ВО,5—В2 и классами светимости IV или III. Амплитуда изменения блеска обычно составляет 0,1"1 в визуальной области, а период - от трехдо семи часов Между кривой лучевой скорости и кривой блеска (их периоды равны) наблюдается смешение, так что наибольшая скорость в направлении наблюдателя приходится на фазу 0,25 на кривой блеска. Приблизительно у половины известных звезд типа ? Цефея существует модуляция изменений блеска. Это объясняют наложением двух немного различающихся периодов. Из списка, составленного Стеркеном и Ержикевичем (1980) и содержащего 37 объектов, мы произвольно выбрали 13 звезд не слабее m4 = 4,0™. Они представлены в іабл. 25..
Наиболее короткий период - у ISVeI = HD68324 (0,108d, Стеркен И Ержикевич, 1980, с. 106), а наиболее длинный - у ? Сеп, включенной в табл. 25 [Балона. 1977). Судя по всему, зависимости период - светимость у этих звезд не существует. Эта особенность приводит к "идее о том, что главные фотометрические периоды звезд типа ? Цефея могут
аз
Таблица 2 S
Яркие звезды типа ? Цефея
Звезда
ftl у
Спектр
P
Звезда
tfi у
Спектр
P
ИОрЬ
3.3
B21V
-
0,1405і1
к Sco
2.4
ВІДНІ
0,1999
7 Peg
2,8
B21V
0,1518
ASco
1,6
BlJIV
0,21 37
UCtU
1.3
вола
0,1605
о S со
2.9
BlHI
0,2468
еСсп
2,3
BlIII
0,1696
0CMa
2,0
BlIl-IlI
0,2513
иЕп
40
В2Ш
0.1735
aLup
2.3
ВІДНІ
0,2599
oVir
10
BlJV
0.1738
0Сеп
0.6
BIlIl
0.30
0Сер
31
BlIlI
0,1905
принадлежать множеству нерадиальных пульсаций" (Стеркен и Ержикевич, 1980, с. 123; см. іакже Ержикевичи Стеркен, 1979).
Ержикевич (1978) опубликовал анализ наблюдений звезды DDLac (12 Lac) с подробным изложением методики; особое внимание он уделил возникновению эквидистантных частот (частота = количество циклов изменения блеска за сутки = l/f), уже упоминавшихся нами в связи со звездами типа 5 Щита.
При этом было отмечено, что, как показал уже Леду (1951), соседние . частоты у переменных с нерадиальными пульсациями могут возникать в результате медленного вращения звезды. Если при расчете модели звезды предполагается наличие колебаний, происходящих симметрично относительно оси вращения, то любая возможная частота вычисляется по формуле
