Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Так называемые "классические взаимодействующие затменные звезды" (interacting eclipsing binaries) не причисляют к эрпутивиым двойным звездам. Обмен масс и эруптивная активность у этих звезд выражены относительно слабо, их описание дано в главе 4.
Квазары, которые согласно современным предположениям могут представлять собой крупномасштабную форму катаклизмических переменных (при этом аккреционный диск не однороден, а имеет ясно выраженную облакообразную структуру и подпитывается не одним спутником, а множеством распадающихся звезд), будут рассматриваться в разделе 5.3 (Активные галактики).
3.1.2. Новые
Классификация. Появление "новой звезды" означает, что совершенно неожиданно вспыхивает звезда там, где до этого, часто даже в телескоп, не было видно никакой звезды. Яркое состояние обычно продолжается несколько суток, а через несколько недель - срок бывает различным в зависимости от максимального блеска и от других причин - звезда вновь исчезает для невооруженного глаза. На несведущего наблюдателя такое явление производит большое впечатление, ибо он склонен считать звездное небо неизменным. Ему трудно себе представить, что тело, подобное Солнцу, вдруг появляется и снова исчезает. Новые с высоким видимым блеском бывают довольно редко. С 1900 г. наблюдались три особо примечательных явления такого рода: новая GK Per 1901 (0,2m), новая V603 AqI
92
Таблица 29
Распределение амплитуд новых звмд
Интервал
Классические
Повторные
Интервал
Классические
Повторные
амплитуд
новые
новые
амплитуд
новые
HDBbI Є
6-7ffl
2
0
11 - 12
12
0
7 - 8
2
3
12- 13
4
0
8-9
6
2
13- 14
6
0
9 - 10
S
0
14 - IS
3
0
10 - И
U
1
IS - 16
1
0
1918 (- l,lm) и новая CP Pup 1942 (0,5т). Обратим внимание, что новая V 603 AqI была только немного слабее Сириуса, а две другие почти достигли блеска Беги.
С научной точки зрения это явление выглядит, конечно, по-другому. На месте новой чаще всего удается на старых фотографических снимках найти слабую голубую звездочку — предновую. А после взрыва, обычно лишь по прошествии нескольких лет, достигается состояние, называемое постновой и характеризующееся рядом спектральных особенностей.
Различия в ходе изменения блеска обусловливают необходимость различать несколько типов. Амплитуды блеска лежат чаще всего в пределах от 7 до 16 звездных величин, однако скорости подъема и спада могут сильно отличаться от звезды к звезде (табл. 29). формы кривых блеска тоже могут быть весьма разными. В настоящее время выделены следующие четыре группы.
Na - быстрые новые. Подъем блеска очень крутой, продолжается одни или несколько суток; на спаде уровень блеска, на три звездные величины слабее максимального, достигается не позднее чем через 110 су-
Рис. 40. Кривая блеска новой V1500 Cyg (1975) по Янгу и др. (1976); штриховая линия цает ход болометрической светимости по Трураку; тип Na
«
2 427 800 7 900 8 ООО 8 100 JD Рис.41. Кривая блеска новой DQ Her (1934); тип Nb
ток. а чаше всего намного раньше. Примерами являются новая GK Реї 1901. новая V603Aql 1918 и в качестве предельного случая новая V 1500Cyg 1975 (рис.40).
Nb - медленные новые. Спад блеска на три звездные величины занимает более ста суток. Некоторые новые этой группы через четыре—пять месяцев после максимума имеют глубокий широкий минимум с последующим повторным подъемом блеска до уровня, который приблизительно соответствовал бы регулярному, спокойному спуску.
Примеры: T Лиг 1891, DQ Her 1934 (рис. 41), V732 Sgr 1936, V 450 Cyg 1942.
Nc - очень медленные новые. Прототип этой группы. RT Ser. медленно поярчала до величины 10.5m в 1915 Г.. сохраняла этот блеск почти 10 пет, после чего начала очень медленно слабеть, достигнув 14т в 1942 г. Спектральные наблюдения однозначно подтверждают отнесение объекта к новым звездам (рис. 42).
трд 10т -
12 -
14 -
16 -
? 420 ООО Z ООО 4 ООО 600О 3D Рис. 42. Крива* блеска намой RT Set (1909); тип Nc
94
2Ш00О 5000
2420О00
5000 2430000
SOOO 244O0OO1U
то то ют 1920 то то wso то
Рис. 43. Кривая блеска новой T Рух по Менолл (1967); тип Nr
7970
Nr - повторные новые (рис. 43). Речь идет о новых, у которых наблюдались повторные вспышки. В конечном счете, очевидно, все новые являются повторными. И то. что у большинства новых до сих пор наблюдалась только одна вспышка, может в большинстве случаев оказаться связанным с очень длинными интервалами между вспышками. В табл. 30 приведены данные об известных повторных новых.
В литературе иногда встречается еше одна группа:
Nl - новоподобные переменные. Имеется в виду очень разнообразная, неоднородная группа звезд, для которых, вследствие недостаточности фотометрических и спектральных данных, плохо выражена принадлежность к одной из перечисленных выше групп. Чаше всего это. вероятно, новые звезды в минимуме блеска, у которых в исторические времена не наблюда-
