Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Ксли верить данным Погсона, звезда U Gem показывала 26 марта 1856 г. заметные визуально мерцания с амплитудой до 4 величин в интервалах времени 6- 15 с(см. Ашбрук, 1980 и Уорнер, 1986). А по утверждению Теккерея в 1949 г. звезда W Pup показывала мерцания в нескольких десятых звездной величины за несколько секунд.
3. Быстрые когерентные (взаимосвязанные) колебания с амплитудой 0,001-0,04'" за время в несколько десятков секунд (см. также Честер, 1979). Так. например, новая V533 Her (1963) "колеблется" с периодом, равным 63,63309 ± 0,00004 с (ср. Паттерсон. 1979), а новая DQ Her (1934) - с периодом, равным 71.066 с (рис. 59, табл. 33).
4. Уже упоминавшаяся переменность, протекающая синхронно с орбитальным движением двойной звезды.
Эти четыре компоненты переменности, а также периодическое допле-ровское смещение спектральных линий объясняются моделью катаклизмических переменных - тесных двойных звезд, о которой речь будет идти ниже.
120
Jm
-0,6т -
-0,4
-0,2 0.0 + 0.2
+ 0,4
+ 0,6 :
5
6h00m 6h20m 6h40m 7h00m всемирное время Рис. 58. Быстрые флуктуации звезды типа U Близнецов SUUMa 21.1.1963. измеренные на обсерватории Китт-Пнк (но Мамфорду, 1963)
FUC. 5V. 71-CCKyIIOHbIl- nylWdUMK новой
Неї (1934Ї по Haiepy (1973). Каждая из кривых а, б и в сумма 10 лульошнонныч циклов, г - сумма 224 циклон
7/ с
Таблица jj
Амплитуда и период {P) когерентных осцилляции катаклнзмических переменных
Звезда
Тип
P
Амплитуда
DQ Her
N
71,066s
0.04m
V533 Hei
N
63.63309
0,01
Z Cam
Z
16,0-18,8
0,001
SY Cnc
Z
24,6
0,003 I
ZCha
UG
27,7
0,003 J
AH Her
Z
31,3-32,0
0,003 " J
VW Hyi
UG
28,0-34,0
0,02 I
CN On
Z
24,3-25,0
0,005 I
KT Реї
Z
26,7-26,8
0,006 1
UX UMa
N]
28,5-30,0
0.002 1
V388S Sgr
M
29,0
0,003 I
В случае указания нижней и верхней границ период переменности заключен в у» ззнном интервале.
Рис. 60 демонстрирует наложение компонент пп. 2 и 4 переменности карликовой новой U Gerne высоким временным раз решением. Для "настоящих" новых наблюдается похожая ситуация.
Поляры гоже показывают типичные для новых и карликовых новых "'быстрые мерцания" (рис. 61).
Ниже мы попытаемся дать объяснение сложному поведению блеска катаклнзмических двойных звезд.
Катаклизмические переменные как тесные двойные звезды. Все попытки дать разумное объяснение физики вспышек новых и карликовых новых
Am 0,2 т 0,4 0,6 О, в
Г*'
и
0,4
0,5
0,6 0,7 0,6 0,9
о.о
Рис. 60. Затменная крииая блеска для U Gem почти для целого, оборота по орбите но Назеру (1У73) , Во время затмении нторичнмм компонентом яркого пятив '"flickering" исчезает
1»
11,4
12,6
т
if
12,8 -
13,0 ¦
0,0
0,5
%0
рис. 61. Затмснная кривая блеска звезды AM Her с налагающимися быстрыми колебаниями (Шкоди иБреунли ноЛиллеру, 1977)
вначале не удавались из-за того, что эти объекты принимались за одиночные звезды. Только для звезды T CrB уже давно было известно, что ее спектр составной: на типичный спектр новой с эмиссиями высокого возбуждения налагается спектр красного гиганта класса gM3. Вначале предполагалось, что звезда одиночная, а эмиссия может возникать в протяженной короне М-звезды. Но Крафт (1958) обнаружил переменность лучевых скоростей линий М-звезды с периодом 227,6 суток. Тем самым была доказана двойственная природа объекта. Более тщательные исследования показали, что система является "пол у разделе иной" (см. раздел 4.2). Красный компонент достиг своей границы Роша и, пытаясь продолжить расширение, постоянно теряет вещество. Вещество частично остается в очень протяженной атмосфере и частично, после промежуточного накопления в диске, выпадает на маленький горячий спутник — белый карлик. Джой в 1952 г. нашел, что карликовая нова SS Cyg является спектрально-двойной звездой, а в 1954 г. получил аналогичный результат для карликовой новой AE Aqr.
Следующее замечательное открытие удалось сделать М.Ф. Уокеру (1954). На основе фотоэлектрических наблюдений он обнаружил, что бывшая новая DQ Her (1934) является затменно-переменной звездой с периодом 0,193627d. Но спектрально обнаружить красный спутник вначале не удавалось. Лишь недавно с помощью инфракрасных наблюдений удалось классифицировать спутник как звезду класса M3V. Первым модель этой системы предложил Крафт (1959) на основе спектральных наблюдений.
К 1977 г. уже было известно, что пять новых и шесть карликовых новых являются затменными переменными, а пять новых и восемь карликовых новых — спектрально-двойными звездами.
С тех пор открыт еще целый ряд новых, карликовых новых и поляров, представляющих собой сложные двойные системы. Уже в начале шестидесятых годов Уокер (1963а, 19636) высказал предположение, что двойственная природа может являться общим свойством новых.
В табл. 32 приведены избранные катаклизмические переменные с известными орбитальными периодами, в основном из списка Риттера (1987),
