Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 87

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 .. 81 82 83 84 85 86 < 87 > 88 89 90 91 92 93 .. 164 >> Следующая


3.4.1. Переменные сверхгиганты типа S Золотой Рыбы

Название этого тина введено только в середине 70-х годов (Кухаркин и др.. 1974). До этого такие объекты называли звездами типа P Лебедя. Переименование вызвано тем, что явление типа P Лебедя (эмиссионные линии с абсорбционными компонентами с их коротковолновой стороны) представляет собой спектральную особенность, встречающуюся и у многих других звезд. Характерным для звезд типа S Золотой Рыбы является наличие медленной нерегулярной переменности блеска с характерным временем, составляющим годы или даже десятилетия (рис. 108). Светимость звезд даже в состоянии покоя очень велика ("сверхсверхгиганты", с абсолютными величинами М*-8! 2т). спектральные классы от В до F. показатели цвета соответствуют спектральным классам. Наблюдающиеся спектральные линии имеют профили типа P Лебедя. Сама звезда P Cyg обсуждалась очень часто и подробно. Судя по всему, в нромежут-

199

т

8

AC Car

1900

1940

HR Cor

S Dor

Л

1980

Рис 108 Кривые блеска трех пере»^,, ны\ типа S Золотой Рыбы, собранны^ из разных источников и несколько схем», тиэнрованные (Шаров, i97s)

Рис. 109 Спектр звезды P Сус. <"амрху).Ч н сравнении со спектром нормальної^ ! сверхгиганта спектрального класса bl1 (Х; Ог[). Из атласа Мпргана, К иначе и Кылмано

ке времени 1597 - 1602 гг. она стала ярче на три звездные величины: Максимальный блеск 3"* сохранялся несколько лет. после чего блеск упал до б"*. Второй максимум был. вероятно, в 1655 г. В течение дующих столетий звезда часто показывала колебания блеска небольшой амплитуды, а в настоящее время является довольно постоянной звездой около 5m . Me спектральный класс - cBl peq ("с" означает высокую светимость, "р" - пскулярность в спектре, "q" - абсорбционные линии, сдвинутые в синюю сторону; рис. 109).

В каталоге Кукаркина и др. (1974. 1976) содержится восемь так-звезд без двоеточия за знаком типа:

AE And, AF And, ZCMa. AG Саг.

MR Car, і) Car. P Cyg. S Dor.

Позднее из этого списка была исключена Z CMa; ее светимость слишком мала, чтобы принадлежать к этому типу переменных, звезду можно было бы причислить к Ае-звездам в туманностях (раздел 3.3.2).

Стоит заметить, что S Dor принадлежит Большому Магелланову Облаку. Абсолютная величина этой звезды Л/„ = -9.2т - это самая яркая из известных звезд (за исключением, конечно, новых и сверхновых во время вспышек). Ec потеря массы из-за атомного превращения массы

в излучение составляет в год около 1O20T = — 9R , = 5 ¦ Ю-8 и Звез-

60 6

ды AE And и Al'' And являются членами туманности Андромеды M ЗІ. Согласно спискам Шарова (1975) и Хэмфрис (1978). в этой іалакгике. 200

а также в галактиках M 33 и NGC 2403. еще около дюжины звезд можно раеемаїрииагь как довольно уверенных представителей этого типа, их называют также переменными Хаббла - Сендиджа.

Как известно, профиль типа P Лебедя у спектральных линий является результатом постоянного (по времени) стекания со звезды газовой оболочки, при этом абсорбционные линии образуются в частях оболочки, движущихся на наблюдателя. Анализ профилей линий у P Cyg. проведенный Нугисом и др. (1978). дает потерю массы около 10"""3R0 в год. Если зто необычайно высокое значение связано с причинами пременности блеска звезды, как предполагают Стотерс и Чин (1983) после обсуждения еще шести возможных причин переменности блеска, легко понять, почему га к мало наблюдается таких объектов, несмотря на их столь высокую светимость. Чтобы не потерять слишком много массы, звездам необходимо очень быстро пройти эту стадию переменности. Но и без того звезды С такими большими массами (503R 0 > очень редки.

Физические процессы, ведущие к возникновению сильного звездного ветра, в настоящее время известны недостаточно точно, так же как и причины переменности. Классическим случаем стала переменная звезда А в галактике M 33. Хэмфрис и др. (1986) описали ее загадочную переменность следующим образом: "В 195 I г. звезда была самой яркой звездой M 33. сверхгигантом спектрального класса F. Позднее блеск ее упал почти на четыре звездные величины и звезда покраснела. На недавно снятом спектре видны сильные полосы TiO. характерные для спектральных классов М5 и позднее. У звезды наблюдается сильный инфракрасный избыток, указывающий на присутствие околозвездной пылевой оболочки. Переменная является, вероятно, примером очень массивной звезды, находящейся у границы устойчивости своей атмосферы. Находится ли звезда в стадии перехода к красным сверхгигантам или полосы TiO возникают в выброшенной оболочке?" Для звезды же P Cyg Ламєрс и др. (1983) предполагаю! противоположное -- возвращение из области сверхмассивных красных сверхі и га нтов в область голубых сверхгигантов посредством сброса вещества, богатого водородом. Последний большой сброс такого рода, вероятно, произошел около 400 лет тому назад, а около 1600 г. (см. выше) излучение звезды стало просвечивать через оболочку, образовавшуюся ранее. Нерегулярная переменное! ь блеска и наблюдавшийся в XVII в. красный цвет звезды (околозвездное поглощение) находят, таким образом, свое объяснение.
Предыдущая << 1 .. 81 82 83 84 85 86 < 87 > 88 89 90 91 92 93 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed