Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
fm =f-mkn (m - целое),
где / - частота одного из стационарных нерадиальных колебаний, ?2 - угловая скорость звезды и к — параметр, зависящий, в частности, от ее внутренней структуры (т может принимать значения из области, определяемой значением /). При фиксированном значении основной частоты / оказывается, что разность двух последовательных соседних вторичных частот постоянна. fm - /m + і = kil. В таких случаях говорят об "эквидистантных" частотах, и это понятие является важной характеристикой нерадиальных пульсаций у медленно вращающихся эвеэд. Если т < 0, то волны, соответ-I ствующие частоте fm, распространяются в направлении вращения; если
т > 0, они бегут в обратном направлении. Когда її = 0 (звезда не вращает-
Таблица 26
Периоды звезды 12 Lac типа ? Цефея
I
fl, сутки"'
Р(, сутки
/
/(, сутки 1
Я(, сутки
1
5,1793
0.1931
4
5.Э347
0.1875
2
5.0665
0.1974
5
10,5140
0.0951
3
5,4901
0,1821
6
4,2405
0,2358
і
Am
+0,JO m
0.34 0,3 & 0,42
0,30 0,34 0,3 в 0,42
JD 2 435 683
і--і
2 435 708
_l-L-
,7 ,5
'2 -*J5" 7Ю
0,30 Y
0,34
,8
2 435 722
.7
,8
Лс 57 Кривая блеска (в желтой области спектра) звезды 12 Uc переменкой типа в Цефея Точки соответствуют фотоэлектрическим измерениям, полученным во ВрСмяЦмсждунаРош,ы, кооперированных наблюдений. Сплопшая линия представляв теоретическую кривую, вычисленную по частотам, приведенным в табл. 26 (по Ержикевичу, 1978)
ся), это явление не наблюдается; можно также показать, что быстрое вращение разрушает эффект.
Ержикевич. основываясь прежде всего на спектральных характернее ках, определил у DD Lac (12Lac) частоты, приведенные в табл. 26 (их зна чения немного округлены и выражены в количестве циклов за сутки; Pi - соответствующие периоды). Из таблицы видно, что/4 -fx =/3 -/„ (эквидистантный триплет); существуют также суммарная частота /", + /,, = = /j, частота/j. являющаяся гармоникой другой основной частоты / (см. формулу выше), и частота f6. происхождение которой неясно. Этот пример демонстрирует сложность кривой блеска, которая характерна и для других звезд типа ? Цефея. Некоторые участки кривой блеска 12 Lac показаны на рис. 37.
Несмотря на интенсивные исследования, причина переменности это tu типа еще не известна. Во всяком случае, использование зоны ионизации, например Не*, в качестве возбуждающего механизма, как в случае звезд с классическими пульсациями, видимо, невозможно, так как при высокой температуре ранних В-эвезд эти зоны лежат очень близко к поверхности И не могут быть достаточно эффективными.
В связи со звездами типа ? Цефея в последнее вермя обсуждаются по крайней мере две новых группы переменных спектрального класса В (JIe Контелъ и др.. 1981). Первая группа - это четыре переменные (амплитуды «»0,02™ !) со спектрами около В2IV или V и с очень короткими периодами (0,02-0.03d), одна из которых - \ Сеп(Якате. 1979). Вторая группа неоднородна и состоит из В-эвеэд главной последовательности
и гигантов с фотометрическими периодами больше 0,3d. малой амплитудой (несколько сотых звездной величины) и довольно неправильной кривой блеска. Типичным представителем этой группы считается V469 Per = = 53 Per, Мы не будем более детально обсуждать эти две группы, так как их статус еще окончательно не установлен. Вторая группа может содержать несколько недостаточно изученных B-звезд с короткоциклической пере менностью (см. раздел 3.4.2).
2.3.2. Звезды типа ZZ Кита
Звезды типа ZZ Кита являются переменными белыми карликами. Большинство из них имеет спектральный класс DA (D = while dwarf ' = белый карлик), температура их поверхности около 12 ООО К. масса -около 0,64Kq, а плотность — около 1 млн.г/см3 (см. раздел 1.2). Характерное время цикла переменности 100-1000 с. максимальная амплитуда 0,зт. Первый переменный белый карлик был случайно обнаружен Ландольтом (1968) во время фотометрического исследования звезд в направлении темной туманности в Тельце. Звезда была внесена в список возможных белых карликов, составленный Аро и Лейтеном, под обозначением HLTau - 76. а с 1971 г. называется V441 Tau. Ее амплитуда (около О.з"1) — наибольшая из известных до сих пор. В то же время zz CeI -прототип, по имени которой с !974 г. называется вся группа, показывает изменения блеска немногим более 0.01m. Кривые блеска похожи на кривые мультипериодических классических пульсирующих звезд, отличаясь только по масштабу изменений- Можно сравнить, например, кривую блеска zz Psc,' звезды типа zz Кита, на рис. 38 с кривой AQ Leo на рис. 13. Уже 84
ft
I_I_I_J_I_I_I_1-J-
2 442 337,71 ,72 ,73 ,74 JD0
Рис. 38. Кривая блеска ZZ Ріс - звезды типа ZZ Кита (по Петтерсену, 1980)
при вычислении пульсэционной постоянной P^Jp /р© становится очевидным, что нельзя говорить о наличии нормальных радиальных пульсаций. Для приведенных выше данных эта величина достигает 5d, хотя обычное
значение Q = 0,03d. В современных моделях учитывают и нерадиальные пульсации, но и при этом интерпретация остается достаточно сложной.
