Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
В этой связи укажем на работы Ченцова. Он занимался поиском объектов, находящихся в переходной области между постоянными звездами главной последовательности высокой светимости и сильно переменными звездами типа S Золотой Рыбы. На основе .данных о светимости, профилях спектральных линий и слабой переменности блеска, звезда V 4029 Sgr спектрального класса В9е1а может быть одной из таких звезд (Ченцов. 1980). Похожие объекты (спектральные классы OBIac. амплитуды 0.1"') были открыты также в Большом Магеллановом Облаке (Сталь и др.. 1984; Сталь. 1986). Итсресную статистическую работу провел Медер (1980). используя наблюдения в женевской фотометрической системе. На основе 2420 наблюдений 327 сверхгигантов всех спектральных классов он показал, что локальный максимум распределения средних амплитуд микропе-
201
ременности cu значением около 0.07"1 приходится на "'нормальные" ранние сверхгиганты спектрального класса U (BIa) и что скорость потери массы у сверхі игалтов спектральных классов В и А сильно возрастает с увеличением амплитуды. -Jl На результаты статистики, очевидно, влияют малоамплитудные, нера- ' диально (раздел 2.3) пульсирующие сверхгиганты спектрального класса В (длина циклов - несколько с>ток, амплитуды <0.05'и). На эти. недавно выделенные в группу, переменные звезды указывали, например. Перси (1981) и Ван Гсндерен (например. 1986). Эволюционная связь со звездами типа S Золотой Рыбы остается неясной. В качестве исторической детали вспомним, что еще Гутник и Прагер (1915) фотоэлектрически установили слабую квазипериодическую переменность блеска Денеба (a Cyg), сверхгиганта спектрального класса А — звезды, давшей имя этой группе.
Обсуждались также модели двойной звезды типа S Золотой Рыбы, в которых нестабильный аккреционный диск полностью или частично превращается в сферическую оболочку, отвечающую за потерю массы (Майер и Май ер-Гофмейстер. 1981а). Будущее покажет, может ли быть подтверждением гипотезы двойственности важное открытие (Сталь и др.. 1987), что звезда типа P Лебедя RSl в Большом Магеллановом Облаке является тесной затмешюй звездой. Орбитальный период составляет 74.59d. амплитуда - OA"1 (в цвете V). предварительные параметры системы: общая масса 35 9Й ^. радиус главной звезды около IQRq1. радиус орбиты также около IQR^,. общая светимость Мьої - - 10™. На основе этих данных система должна быть контактной, спектральный класс вторичной звезды пока неизвестен.
Необычной переменной является звезда rj Саг. Природа ее и стадия эволюции пока еще совершенно непонятны. По наблюдениям Гйллея в 1677 г. на о Св. Елены звезда имела блеск 4m. перед этим она была слабее; эти факты вначале остались без внимания. Пейн-Гапошкина (1957) дает сводку довольно плотных рядов наблюдений максимумов и минимумов, из которой видно, что в предельном случае звезда почти достигала блеска Сириуса. Во время этой яркой фазы болометрическая абсолютная величина составляла -13™. в настоящее время звезда является самым интенсивным инфракрасным источником звездного неба.
Очень сложный спектр ц Саг с многочисленными эмиссиями исследовался в нескольких классических работах, например. Теккереем (1967). отождествившим особенно большое число линий Ee[I и NiIl- В настоящее время звезда теряет массу со скоростью 7.5 ¦ 10"1SB13 в год. так что через несколько десятилетий значительные части массы объекта получат, скорость, достаточную для уьода. Энергия, затраченная на это. сравнима с энергией сверхновой. Андриессе и Виотти (1979) смогли показать, что в расширяющейся газовой оболочке звезды постоянно производится околозвездная пыль. Объект состоит из четырех компонентов, на расстоянии около 0.2" друг от друга, с массой "главной" звезды около 100 5Ha Ше~ видсон и Хімфрис. 1986). Он окружен иррегулярной эллипсоидально" плотной туманностью, так называемой туманностью Гомункулус, очев но. влияющей на переменность блеска (Теккерсй. 1953). Неясно, нахо ся ли Tj Саг на стадии эволюции до главной последовательности или после 202
если такое подразделение вообще имеет смысл для столь массивных объектов.
Необходимо учитывать, что высокое давление излучения играет свою роль в поддержании процесса потери массы и что очень массивные звезды вообще являются нестабильными (нэпример. ЦІ. Шваришіїльд и Херм. 1°59).
3.4.2. Звезды типа 7 Кассиопеи
Эти объекты, известные также как неременные Ве-эвеэды и звезды с оболочками, на диаграмме Герцшпрунга - Рессела лежат вблизи главной последовательности, ? го время как у звезд типа S Золотой Рыбы, рассмотренных в предыдущем разделе, скорости частиц, покидающих поверхность в процессе потери массы, достаточны для скоростей ухода (вещество вытекает в межзвездное пространство), у звезд іиіш 7 Кассиопеи это обычно не случается. Вещество накапливается в окрестностях фотосферы и образует газовый диск в экваториальной плоскости вокруг звезды (Ве-звезда) или оболочку, полностью ее обволакивающую (shell). Одна и Tj же звезда может переходить из одной формы в другую.
Переменность блеска этих объектов обычно мала, зарегистрировать с некоторой уверенностью ее амплитуду часто удается только фотоэлектрически. Характерным является наличие длинных, плоских, неретуляр-ных волн продолжительностью приблизительно от 50 до нескольких сот суток с тенденцией к образованию минимумов. Самой активной переменной этого рода является, по-видимому, сама звезда 7 Cas (амплитуда 1.4"'; рис. 110). Хорошо известна звезда BU Tau (Плейона. в скоплении Плеяды), сюда же относятся X Per. xoph, ^ Per, о And. EW Lac, и Сен. Чище всего обнаруживаемый спектральный класс и класс систммости -BlVpe. Спектральные линии (серии banbmepaj показывают типичные
