Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
2 434 500 4 505 4 510 4 515 4 520 JD
Рис. 93. Визуальная кривая блеска T Cha по Гоффмейстеру (1965)
1. Типичные звезды типа RW Возничего. Переменность блеска, правило, быстрая, заметная уже через несколько часов наблюдений. П обладает впечатление беспорядочности, амплитуды составляют 1,5 —4™. Примеры: RW Au г, RR Tau, T Cha (рис. 93).
2. Звезды, подобные звездам типа RW Возничего. Особенности ташг же, как и у типичных звезд, но выражены в более слабой форме, т.е. иг имеет место более медленная переменность, или амплитуда переменности меньше 1,5 звездных величин, или имеет место и то и другое. Пример: ТТаи (рис. 94).
176
2 4~30 250 0 300 О 350 OJOO IB
Лс. 94. Медленная составляющая фотографической кривой блеска T Tau по Анерту; несколько схематизировано
и
12,51^-13,0
12,5 13,0
^^^^у^Л^^.-^^-----у--- -
2 430 570 SW^^^ $&*^L*~^--J2^
2 430 720 740 760 780 800 зТо 840 JJJ Рис. 95. Визуальная кривая блеска ВО Сер по Гоффмейстеру (1944)
10,5V. 11,0 115
12,0
'1962 Абг.О Сеюп.0 Окт.О 30
1967ИюньО ИюлоО Абг.О Сент.01971 Абг.О 20
Рис. 96. Фотоэлектрическая кривая блеска (в полосе V, звезды WW VaI по Рёссиееру кВенцеаю (1972)
177
3. Алголепоцобные pa знов и дно ся и. Основной особенностью явля ся нерегулярные ослабления блеска. Примеры: TOri. ВО Сер (рис. 95 WWVuI (рис. 96). Это звезды спектрального класса F или более ранне"
Другие подробности учитывает классификация, предложенная МД и реализованная в Общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ) Кукарк на и др. (1969). При этом неправильные в диффузных туманностях и от-сительно быстрые неправильные переменные, не относящиеся к пуль рующим, обозначаются символом I (с добавками: "п'\ если извест связь с туманностью: "*s", если наблюдаются быстрые изменения бле ка). Дальнейшее подразделение связано со спектральными критериями "а" — для спектральных классов О-А; b - для звезд промежуто или поздних спектральных классов, T - для спектров T Тельца; YY для спектров типа YY Ориона (с признаками выпадения вешества на зве ду; см. ниже). Примеры приведены в табл. 38.
И у этой классификации есть недостатки. Например, две соверше но различные звезды ВО Сер иТСпа попадают в один и тот же подг. (lnsb), так как символ п используется и в случае, когда туманность связана непосредственно со звездой, плотно ее окружая, и в случае, когда звезда находится в обширном темном облаке.
Конечно, недостаток информации может привести к неправильному определению типа переменности. Например, среди эруптивных двойных (раздел 3.11 иногда встречаются звезды с формами кривых блеска, очень напоминающими кривые блеска звезд, рассматриваемых в этой главе. А чтобы отличить звезды типа Ia от звезд типа 7 Кассиопеи (раздел 3.4.2), кроме кривых блеска, необходимы еще и другие критерии. За сильным разбросом значений, получаемых от ночи к ночи, вполне может скрываться быстроперсменная периодическая звезда, если нет в распоряжении достаточно плотных рядов наблюдений, доказывающих беспорядочность изменений блеска. Поэтому опытные наблюдатели указывают на необходимость проявлять осторожность при поисках и классификации новых переменных и при использовании каталожных данных для звезд, данные о которых, возможно, обработаны недостаточно тщательно или некритично.
Таблица 38
Классификация звезд типа RW Андромеды
Звезда
Тип
Объяснение
RW Aur
ТТаи
WWVuI
RR Tau
ВО Сер
IsT InT
I sa
lnsa lnsb
Спектр звезды типа T Тельца, быстро,
нерегулярно меняющийся блеск
Спектр звезды типа T Тельца, в
аиффузной туманности
быстро, нерегулярно меняющийся блеск,
ранний спектральный класс
Как у звезды WW VuI, в гуманности
Как у звезды RR Tau, но спектральный класс
позднее А
178
Типичное поведение отдельных звезд. Большое количество новой информации о кривых блеска переменных звезд, находящихся в начале своей эволюции, получено благодаря концентрированному применению объективных фотометрических методов (фотоэлектрической фотометрии), например на обсерваториях в Крыму И в Зоннеберге. Возможность изучения поведения цветовых характеристик (переменность показателей цвета в ходе изменения блеска) и основанная на повышении точности наблюдений возможность исключить кажущиеся колебания, связанные с ошибками наблюдений, являются преимуществами этого метода. И все же кривой блеска с наименьшими пропусками до сих пор является кривая блеска для T Cha, полученная по визуальным наблюдениям. Представленная на рис, 93 кривая получена Гоффмейстсром (1965), ему помогали наблюдатели Джонс, Филпотт и Бейтсон на островах Кука и в Новой Зеландии. Несколько раз удалось проследить переменность блеска за полные 24 часа (целые сутки). Первые наблюдения были проведены в 1952-1953 гг., а затем - в 1959 г. При этом наблюдалась характерная циклическая переменность в форме волн, у которых острее и отчетливее были выражены иногда максимумы, а в другое время — минимумы; вес это' накладывалось на нерегулярные колебания. Такие изменения еще отчетливее видны у звезды RU Lup, которая уже в 1952—1953 гг. напоминала звезды подтипа ВО Цефея, а в 1959 г. это свойство стало еще отчетливее. Для T Cha в 1952-1953 гг. были найдены периоды 3,4375, 4,1800 и 3,2323d, сменявшие друг друга. Наблюдения 1959 г. дают значение цикла, очень близкое к третьему из перечисленных. Похожее поведение наблюдается И у RU Lup. Гоффмейстеру удалось установить перечисленные ниже характерные периоды, правда, в двух случаях (RU Lup и AK Sco) они нуждаются в подтверждении:
