Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Все известные до скх пор звезды типа ZZ Кита являются му ль ти периодичными; у отдельных объектов можно одновременно обнаружить более двадцати периодов. Разности частот иногда имеют такой же характер, как у звезд типа ? Цефея. Стабильность периодов существенно различается у разных эвеэд и охватывает весь диапазон от исключительно высокой стабильности (относительное изменение равно Ю~12) до заметной переменности в течение нескольких часов.
В подробных обзорах, например Ханзен (1980) и Петтерсен (1980). приведено 13 переменных типа ZZ Кита, известных на сегодняшний день (табл. 27). Непривычные обозначения (столбец 1) взяты из каталогов слабых голубых звезд, объектов с большим собственным движением и т.п. Как и следовало ожидать, эти звезды очень слабы, что наряду с их короткими периодами предъявляет высокие требования к фотоэлектрической аппаратуре, необходимой для их наблюдений.
Фотоэлектрические измерения Макгроу (1979), проведенные в специальной многоцветной системе (в системе Стрё'мгрена), показали, что изменения блеска V4I1 Tau и ZZ Psc в пределах ошибок измерений могут быть объяснены только колебаниями температуры; радиус объектов остается постоянным. Это может быть прямым указанием на то, что на звездах типа ZZ Кита радиальных пульсаций нет. Тем любопытнее, что на диаграмме Герцшпрунга - Рессела эти переменные лежат на продолжении полосы нестабильности классических пульсирующих эвеэд. Они занимают как раз тот диапазон температур, в котором при эволюционном остывании белых карликов в их внешних областях образуется зона ионизации водорода,Робинсон и Макгроу (\976) на основании этого предположили, что и у таких переменных пульсациями управляет все тот же каппа-механизм (раздел 2.1.2).
87
Таблица 27
Переменные типа ZZ Кита
Звезда
Основные периоды
Средняя вмплнтуда
. V
название
оСозначение
L L9-2
MV Арі
114; 192 с
0.03m
13,7Sm
R 548
ZZ CeI
213; 274
. 0,012
14.10
G 1I7-B15A
RY LMi
216; 312
0,05
15,52
BPM 31594
VY Ног
310; 617
0,21
15,03
GD 385
PTVuI
2S2;564
0/)3
15.50
GD 99
VW Lyn
260; 590
0,07
14,55
G 207-9
V470 Lyr
292; ЗІВ; 557;
0,06
14,64
739
HL Tiu-76
V4U Tau
494; 625; 746
0Д8
14,97
BPM 30551
AX Phe
298; 823
0,22
15.26
R 808
TYCrB
833
0,15
14,36
G 29-38
ZZ Psc
820; 930; 1020
0,27
13.10
G 38-29
V468 Реї
929;1020
0Д2
15.63
GD 154
BGCVn
780;1186
0,10
15.33
В то время, как у обсуждавшихся до сих пор переменных типа ZZ Кита спектрального класса DA водород является преобладающим в атмосфере (как и у других нормальных звезд), у редких белых карликов классов DB и DO основным элементом является гелий. Видимо, среди звезд класса DB также встречаются объекты с нерадиальными пульсациями. Это видно на примере GD 358 = V 777 Her, недавно открытой Вингетом и Ван Хорном (1982). Ее амплитуда постигает 0.3™, и в интервале между 140 и 950 с найдено 26 периодов. Механизм возбуждения и физические особенности пульсаций могли бы быть такими же, как и у звезд класса DA.
Возможно, совершенно новый тип переменных был открыт Макгроу и др. (1979) при помощи специального фотометра на многоэеркальном телескопе, состоящем из шести зеркал диаметром 1.8 м каждое, на обсерватории Маунт Хопкинс в США. У звезды 14-й звездной величины PG 1159-035 = = GW Vir они нашли переменность примерно синусоидальной формы с двойной периодичностью. Периоды составляют 460 и 539 с. Амплитуда изменений блеска очень мала, неуверенно определяется и равна 0.03"1. Интересно, что спектр свидетельствует о температуре поверхности не ниже 120 000 К. В спектре не видно никаких следов водорода; имеется только непрерывный спектр и одна эмиссионная линия Hell. Температура этой, очевидно, вырожденной, звезды значитедьно выше, чем у белых карликов. Эволюционная стадия и причины переменности были исследованы Кавалером и др. (1985а, б). Авторы исследования считают, что звезда находится на стадии до белого карлика ("рге-white dwarf). Наблюдаемое при этом уменьшение периода можно объяснить эволюционным сжатием и связанным с ним ускорением вращения. Визмаэл и др. (1985) полагают, что такие объекты можно рассматривать как очень горячие звезды класса DO.
88
ГЛАВА S
ЭРУПТИВНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ
Под этим названием мы будем понимать звезды, переменность блеска 'которых полностью или хотя бы частично обусловлена эруптивными, или вэрывообразными. процессами.
Такая переменность часто характеризуется быстротечными иррегулярными колебаниями блеска или вспышками блеска большой амплитуды. Это не исключает причисления к эруптивным переменным и менее броских форм, если есть основания предположить сходные физические причины.
В зависимости от того, имеют ли место эруптивные, взрывообразные, процессы в околозвездной оболочке, в приповерхностных слоях или внутри звезды, является ли звезда одиночной или членом двойной системы, находится ли она под влиянием сильного или слабого магнитного поля; эруптивные переменные подразделяют на несколько физически различных групп.
