Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 51

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 45 46 47 48 49 50 < 51 > 52 53 54 55 56 57 .. 164 >> Следующая


1. Долговременные изменения. Они характеризуются существованием двух различных состояний (рік. 56). В "активном" состоянии блеск ко-леблетсн около 13,0"', в "неактивном'" - блеск составляет около 15.0"\

в 12 т

із

14 15

2 425 500

12т 13 14

15

12 т 13 14 15

12"' 13 14 15

12т 13 14 15

1Ї" 13

14

б ООО

в 500 7 ООО 7 500 8 ООО 8 500

З 500 9 000 9500 2-430 000 О 500 1000

1500

1500 2 ООО

2 500 3 ООО 3 500 4 ООО 4- 5QO

4 500 5 ООО 5 500

S ООО S 500 7 ООО 7 500

7 500 в ООО в 500 9 ООО 9 500 2 440 ООО О 500

О 500 1000 1500 , 2 ООО 2 500 3 ООО JD Рис. 56. Переменность блеска AM Неї (ни Худеку и Майнунгеру, 1977)

11&

15

с 57. Переменность шести различных пара-метров AM Her с циклом в 3,1 ч (по Лил-

АЄРУ-

1977)

3Vr

OY 0,0 т 0,6

ли

0,0т 0,3

"г,

км/с +200

-400

% + 6

+ 3

-3

Рент г є ff о дская интенсивность

Визуальная звездная величина

Ультрафиоле то 6а я звездная величина

Лучевая скорость

Линейная поляризация

[J\_/Y

Кругобая поляризация

0.0 0,5 7.0

2. Короткопериодические явления. можно объяснить орбитальным движением двойной звезды с периодом ЗД", проявляющимся в форме затмений в кривой блеска, в форме сильной переменной линейной и круговой поляризации света (о т к рытой Тапия в 1977 г.), в форме периодической переменности лучевых скоростей водородных и гелиевых линий (см. сообщение Ллллера, 1977). Кроме этого, в каждом цикле в рентгеновской кривой блеска имеет место полное затмение, длящееся 28 мин. Положение главного минимума зависит от цветового диапазона! В синих лучах минимум наступает через 35 мин после минимума в красных, а в ультрафиолетовых лучах — почти на целый час позднее. На рис. 57 схематически показан ход переменности блеска, лучевой скорости и поляризации света.

Сильно возбужденный спектр приблизительно соответствует спектру бывшей новой: среди многочисленных эмиссионных линий самыми сильными являются линии водорода (H) и ионизованного гелия (Hell) X 468,6 нм (рис.53).

Название "поляр" для AM Her и родственных объектов введено Kuie-минским и Серковским (1977) как раз из-за наличия сильной, переменной линейной и круговой поляризации света источников.

Кроме AM Her, в списке Риттера (1987) содержатся 12 уверенных и два сомнительных объекта этого типа (см. также Викрамасинг, 1982; ЛивиоиШавив, 1983; Либерт и Стокман, 1983).

Поляры имеют короткие орбитальные периоды, между l,35h (EF Eri) и 3,71і1 (QQ Vul). Схематические орбитальные кривые блеска, данные о положении магнитных полюсов, ходе линейной и круговой поляризации приводят Чэнмьюгэм а Дал к (1981). При всей схожести каждый объект обладает индивидуальными особенностями.

Около І30 публикаций об AM Her только за 1978-1980 гг. демонстрируют огромный интерес исследователей к этим объектам. Но, несмотря На большие успехи, пока не удалось объяснить теоретически все наблюдаемые явления (см., например, Аляен и др., 1981; Либерт и Стокман, 1985; Лемб, 1985 и Андронов, 1987).

Из-за интенсивного рентгеновского излучения, заметно превышающего излучение от новых и звезд типа U Близнецов, звезды типа AM Геркулеса часто относят к рентгеновским двойным звездам, рассматриваемым в раз-

49

деле 3.1.7. Так как нет постепенного перехода от звезд типа AM Геркулеса к объектам, рассматриваемым в разделе 3.1.7, но согласно последним результатам существует постепенный переход (так называемые "промежуточные поляры", или "звезды типа DQ Геркулеса") к физически родственным объектам - звездам типа U Близнецов, мы относим звезды типа AM Геркулеса к "катаклиэмическим" объектам. В широком смысле звезды типа AM Геркулеса можно, конечно, относить к рентгеновским двойным звездам.

3.1.5. Основные параметры катаклизмических переменных - -

и модельные представления о них •(

В предыдущих трех разделах мы познакомились с изменениями блеска новых, карликовых новых (звезд типа U Близнецов) и пол яров (звезд типа AM Геркулеса) и установили наличие столь сильных различий, что трудно себе представить близкое родство между этими тремя классами переменных. Далее будет, однако, показано, что все три типа имеют много общего и могут быть описаны одной основной физической моделью—моделью катаклизмических переменных. Мы уже говорили о сходстве спектральных свойств (в минимуме блеска). Сейчас мы покажем сходство фотометрических свойств.

Колебания блеска новых и карликовых новых в минимуме блеска. Лишь с пятидесятых годов стало известно о переменности новых и звезд типа U Близнецов в фазах вне больших вспышек блеска. Уокер (1954) установил, что фотометрическое поведение является очень сложным (см. также Уейд и Уорд, 1985);

1. Нерегулярные флуктуации блеска с амплитудой более одной звездной величины с характерным временем от десятка до нескольких сотен суток. Хороший обзор имеющихся наблюдений такого рода дает Робинсон (1975).

2. Быстрое нерегулярное мерцание ("rapid flickering") с характерным временем, составляющим часы или минуты. Например, звезда SU UMa изменяет блеск на 0,7"' за время, равное всего лишь 5 мин (рис. 58).
Предыдущая << 1 .. 45 46 47 48 49 50 < 51 > 52 53 54 55 56 57 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed