Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
N
4
39
dM3
0.62
0,44
SS
4
28
1,08
0,39
SS
4
15
dM4,5
1.18
0,56
Z
4
10
0,50
0,35
Z
3
55
0,94
0.56
Nl
3
54
0,59
0,35
N
э
21
T
T
N
3
20
0,66
0,29
NI
3
IS
0.8:
0,4:
Nl
3
12
dM5
0,17:
поляр
з
6
OM4.S
0,394
0.26:
SU
2
50
0.6
0,35
SU
2
4
0,39
0,27
поляр
1
55
Ї
1
SU
1
50
?
1
SU
1
47
0,63
0,11
SU
1
46
0,60
0,20
поляр
1
40
dM4
1,0
0.25
Nl
1
39
dM5,5
047
0.13
SU
1
31
0,90
0,10
SS
1
25
0,16
0,11
SU
1
22
0.71
0,10
SU
1
22
0,8:
0,09:
поляр
1
21
0,13
AM CVn
0
46
DB (?)
AMCVn
0
33
UB (?)
AM CVn
0
25
Объяснении
Тип: N - новая
NR - повторная новая
115
Таблица 32 (окончание)
SS — звезда типа SS Лебедя
Z — звезда типа Z Жирафа
SU - звезда типа SU Большой Медведицы
поляр - звезда типа AM Геркулеса
Nl . - новоподобная
AM'CVn — звезда типа AM Гончих Псов
P — орбитальный период
Сп. - спектральный класс вторичного компонент»
ЗЯг - масса первичного компонента 1
тк - масса вторичного компонента } " нассах to™««
спектрального развития разных карликовых новых во время вспышки могут, по крайней мере частично, быть объяснены тем, что у одних систем мы смотрим почти параллельно плоскости диска или кольца (аналогично видимости колец Сатурна с Земли), у других почти перпендикулярно к плоскости кольца. С падением блеска более или менее быстро исчезают широкие абсорбционные линии, сильный непрерывный спектр значительно слабеет, снова отчетливо появляются эмиссионные линии.
Галактическое распределение звезд типа U Близнецов. На волрос о галактическом распределении звезд типа U Близнецов ответить еще труднее, чем для новых. А именно, к низкой вероятности открытия (см. раздел 6.3) добавляется низкая абсолютная величина (даже в максимуме блеска она лежит в пределах от +2 до +4"'). Поэтому более или менее полную информацию мы имеем только об объектах в близких окрестностях Солнца. Распределение пространственной плотности в г-направлении (перпендикулярно галактической плоскости) определяется для столь близких объектов весьма неточно. Поэтому не удивительно, что соответствующие литературные данные являются противоречивыми. Например, градиент -dlgv/bz, где к - пространственная плотность, по Копылову (1957) составляет 0,17, что соответствует экстремальному населению II типа, а до Рихтеру (1967а) равен 3,9, что соответствует населению I типа. Но все же заметно, что при поисках переменных звезд на пластинках с очень высокой проницающей способностью (например, снимки с 134/200/400-см телескопом системы Шмидта в Таутенбурге имеют предельную величину 21™) на высоких галактических широтах находят намного меньше звезд типа U Близнецов, чем на низких. Катаклизмические переменные других типов (новые, новоподобные, звезды типа AM Геркулеса) на высоких галактических широтах встречаются намного чаше звезд типа U Близнецов, это подтверждает и Л. Майнунгер (1982). Итак, звезды типа U Близнецов в среднем, очевидно, относятся к более молодому звездному населению, чем новые, - вывод, нуждающийся еще в космогонической интерпретации.
Популярное изложение современных познаний о карликовых новых можно найти у Фогта (1983) нРихтера (1987).
Лт
IP
0,00
U,OS
о, г о
2 4-41 032,79
,80
,82 JD0
0,00
0,05
0,10
2 44f 032,85 ,84
,85 JD0
С. 55. Кривая блеска AM CVn Oi 21 марта 1971 г. (по Уорнеру к Робинсону, 1972). икальные стрелки указывают моменты предсказанных главных минимумов ленной кривой блеска. На затаенную кривую блеска накладывается быстрое "ернание
Звезды типа AM Гончих Псов. До сих пор известно только три объекта Данного типа, родственного звездам тина U Близнецов. Это звезды AM CVn1 F1C 1346 + 082 и CP Com (см. табл. 32), Морфологически эти звезды напоминают звезды типа U Близнецов. Фотометрически отличие заключается я отсутствии вспышек блеска, спектрально - в отсутствии водорода. Согласно Мазеру к др. (L98I). количество водорода по крайней мере в 1500 раз меньше, чем на Солнце! Спектр - практически чисто гелиевый (рис. 53). Вторичный компонент тоже является белым карликом; к этому мы вернемся в конце раздела 3.1.5. Изменения блеска AM CVn протекают бедующим образом: на три одновременно действующих периода, равных
117
525,51 с {А - 0,04і"; период вращения белого карлика?), 1011,4 с и 119 {А - 0,007т; периоды пульсаций белого карпика?), накладывается бьц рое мерцание еще меньшей амплитуды с характерным временем, равны нескольким минутам. Затмений, видимо, не наблюдается; период взаим. ного обращения компонентов, возможно, близок к 2000 с (Солхейм и др. 1984). На рис. 55 показана кривая блеска звезды AM CVn.
3.1.4. Звезды типа AM Геркулеса или поляры
Прототип этих объектов звезда AM Нет была открыта Вольфом в 1923 г. Еще в 1974 г. звезда имела В ОКПЗ классификацию неправильний переменной. В 1976 г. она была отождествлена с рентгеновским источником 3U 1809 + 50. В кривой блеска объекта происходит наложение следующих явлений.
