Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
«и
1,5 т -2,0 2,5 ¦ 3,0
2 430 ООО 2 435 ООО 2 440 ООО
Piic. ПО. Кривая блеска 7 Cas
контуры (рис. 111), характеризующиеся эмиссионными линиями упоминавшеюся диска или оболочки и очень широкими абсорбционными линиями быстро вращающейся центральной звезды. Эти контуры чаще всего переменны (рис. 112). Именно быстрое вращение, вследствие илияния центробежной силы, рассматривается как основная причина образования оболочки. Как у 7 Cas. так и у BU Tau во время усиления фотометрической активности спектрально наблюдалось образование или усиление оболочки {Горбацкий. 1949; Меррилл. 1952). Следует обратить внимание на то. что сброс оболочки у Плейоны привел в последующие годы к ослаблению блеска звезды (Шаров и Лютый. 1976). Степинский (1980) теоретически
203
Рис. III. Спектр звезды типа 7 Кассиопеи ^ Per (наверху) в сравнении со спектром сверхгиганта спектрального класса А2 (а Сур). Обратите внимание на сложную струи, туру линий водорода и присутствие эмиссий (отмечены черточками). Из спектрального атласа Моргана, Капана и Келлмана
Рис. 112. Сверхбыстрые изменения профилей линий в спектре Ве-звезды J Tau (по Андерхилл, 1966)
оценил влияние изменений размеров газового диска Ве-звезды на ее блеск. При этом он в основном менял внутренний радиус кольца. Его увеличение вначале приводит, из-за изменения степени видимости самой звезды, к увеличению, а позднее, из-за уменьшения площади кольца, к уменьшению блеска системы. При этом О физике процессов ничего не говорится.
Шаров и Лютый (см. выше) построили кривую блеска долговременного поведения Плейоны (рис, 113). которая, пусть с малой амплитудой, похожа на кривую блеска странной звезды XX Oph. Переменность блеска XX Oph. звезды спектральною класса Beqp, пока ни к какому известному типу приписать невозможно. Более или менее сохраняется ее яркий нормальный блеск, переменность представляет собой нерегулярно появляющиеся и нерегулярно протекающие ослабления блеска с амплитудой около одной звездной величины. Фазы ослабленного блеска могут длиться до года и больше. На рис. I 14 показана обработанная Прагером (1940) кривая блеска, охватывающая наблюдения 1Й90 - 1940 гг. Позднее Га-пошкин (1946) заметил, что за минимумом 1931 г. последовал интервал покоя продолжительностью 15 лет и что следующий минимум наступил только в 1946 г. Кривая блеска, построенная Байером (1977) по наблюдениям в последующие годы, кажется, тоже показывает несколько другой характер. Особенность спектра ("р") состоит, среди прочего, в том. что эмиссии ("е") линий железа наблюдаются такой чистоты, которую трудно получить даже в лабораторных условиях. По этой причине XX Oph назвали "железной" звездой. Звезда сильно теряет массу ("q"). из-за чего ее иногда относят к звездам типа P Лебедя (или S Золотой Рыбы). Но признаков очень высокой светимости не обнаружено (аналогия с Z CMa). 204
в
5,0 5,2 5,4
1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 I960 1370 1980 ГоВы
pur. 113. Кривая блеска зисшы THiLa у Кассиопеи BU Гаи. собранная из разнілх источников. Размер кружка зависит Oi веса измерения: черные кружки фотоанекіричее-кие измерения Шарое и Лютый, 1476; лополнено по Хоппу и др., 19Н2>
о о
л>по 1890
1900
1910
1920
1930
1340
2 411 ООО 3 ООО 5 ООО 7 ООО 9 ООО 3 ООО 5 ООО 7 ООО 9 ООО
2 421 ООО
Рис 114. Фотографическая кривая блеска XX OpIi по Прагеру (1940)
U последнее время, особенно чешскими астрономами, поднят вопрос о возможной двойственности Ве-эвезд. В этом случае наблюдаемые свойства объясняются зволюиионпо обусловленным обменом масс между компонентами (например. Харманек и Кржиж. 1975; Харманек. 1982 и многочисленные другие работы) ¦ С этим мы связываем и наблюдение у. Ве-звеэд жесткою рентгеновского излучения. Такое излучение объясняется наличием компактною спутника (белого карлика, нейтронной звезды) аналогично остальным рентгеновским двойным звездам (раздел 2.1.5) (Раппопорт и Ван ден Хойвель. 1982). Модель X Per (см. также табл. 35). состоящую из Ве-звсзды. нейтронной звезды и газового кольца, недавно построили, например. Агишрак и Тарафдар (1986). исходя из профилей линий На и Hell >. 468.6 нм и рент геновской энергии.
На описанные медленные изменения у Ве-эвезд часто накладываются кратковременные изменения блеска, нередко с признаками периодичности (от 0.3 примерно до двух суток, амплитуда от нескольких сотых до более чем десятой доли звездной величины).
В подробном анализе Д Ьааде (1986) объясняет это явление, нерадиальными пульсациями, которые вместе с долговременными атмосферными изменениями реіулируюі эпизодическую потерю массы, а іем самым н медленную переменность. Расчеты нерадиальных колебаний покапывают, что их влияние па потерю массы максимально у звездного эква-юра. Автор категорически исключает тесные двойные звезды из своего рассмотрения и называет у ('as и о And классическими примерами возможной справедливости его модели. Вопрос, почему существуют быстро
20S
вращающиеся B-звезды без эмиссий (Bn) и непеременные Ве-звезды. возвращает нас в этой гипотезе к вопросу о причинах (и тем самым о присутствии или отсутствии) нерадиальных пульсаций; этот вопрос, как и в случае звезд типа ? Цефея (раздел 2.3.1). остается октрытым. Предположение о связи между звездами типов 7 Кассиопеи и ? Цефея тем более обоснованно, что наблюдается их непосредственная близость на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Напротив Балона и Энгельбрехт (1986) называют звездные пятна в сочетании с вращением (см. раздел 3.7) причиной короіконе-риодической переменности. Авторы провели плотные ряды измерений нескольких Ве-звезд в скоплении NCiC 3766 и указали, что средняя кривая блеска у всех хорошо исследованных объектов состоит из двойной волны (содержит по два максимума и минимума разной формы), что считается подтверждением гипоіезьі пятнистости. Астрофизические- причины и у этой модели остаются невыясненными.
