Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 91

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 .. 85 86 87 88 89 90 < 91 > 92 93 94 95 96 97 .. 164 >> Следующая


Общее представление о "вековом" поведении FG SgC как "объекта ;ыя проверки звездной эволюции" дают Виттманн (1974) и Крафт (1974);

207

в

10 т

11

12 13 14 15 16 17 18

Диапазон колебаниу перед бспьішкои

2-і42 500

2 750

3 ООО JD

1975

1976

Рис. 115. Вспышки ИМ Sge в синей части спок фа (im V01.. ть и ар.. 19Т8> 1Ы-ссят1 ие точек в основном инструментального происхождения

Ліс. 116. "Векивое" увеличение блеска [¦'G Sue. Л» 1920г.-отдельные фотографические измерения, ложнее - усредненные ф ото графине скис значения, после I960 г. -усредненные за год фотоэлектрические измерения в полосе В. Штриховая линии - средний ход кривої) после внесения поправки на влияние спутника. По Рихтеру (I960), а также по Венцилю и Фшрти-гу (1967); дополнено другими зоннеборгекими измерениями н данными Архипоаой и др. (например, 19н6)

9,0т 10,0 71,0 I2,0 13,0

1900,0 192 0,0 1940,0 1960,0 1980,0

- * ? '-V

2 415 ООО 2 425 ООО 2 435 ООО 2 445 ООО JD

последний сравнивает сто роль с ролью так называемого Розетского камня для расшифровки иероглифов. Предполагается, что этот объект находится в фазе слоевого источника; при прогрессирующей эволюции освобождение ядерной энергии происходит не в центре звезды, а в тонком слое вокруг ядра, в котором 3* Hc превращаются в 11C и который продвигается к поверхности. При этом к определенному моменту развития образуется нестабильность, ведущая к резкому увеличению температуры и светимости и к возникновению конвективного слоя, достигающего внешних областей звезды, еще богатых водородом. Из-за этого происходи і перемешива-

208

икс |!С с протонами, затем образуется 13C и далее, из-за соединения с а-частицами при потере нейтронов, образование ядер '6O. Нейтроны в так называемом s-процессе (s - первая буква слова slow - медленный захват нейтронов) используются для образования тяжелых элементов группы железа (Fe. Ni и др.) и. как выяснилось в последнее время, усиленного образования редких земель (Каули и др.. 1985).

Предложенная гипотеза довольно хорошо объясняет как образование планеіарной туманности в несколько этапов, іак и аномальный химический состав и путь на диаграмме Герншпрунга - Рессела. связанный с изменением светимости. Исходной является звезда немногих масс Соли-да. Однако другие группы теоретиков, как. например. Скало (1980) в обзоре о процессах перемешивания в красных гигантах, считают этот объект совершенно нетипичным.

На описанное сильное увеличение блеска у FG Sge среди других эффектов накладываются волны с амплитудой до нескольких десятых звездной величины. На это впервые обратили внимание Венцель и Фюртиг (1967), основываясь на больших рядах фотоэлектрических наблюдений. Позже на основе новых наблюдений этих и других авторов оказалось, что длина цикла этих волн довольно равномерно увеличивалась с 15 суток в 1962 г. до 108 суток в 1979 г. (Юрчик и Сабадош. 1979). Увеличение связывается с расширением пульсирующей атмосферы. Ьолее детальный анализ кривых блеска и лучевой скорости показал, что физические условия скорее напоминают условия в звездах Миры Кита, чем в классических звездах типа 5 Цефея, и что в 1978 г. радиус пульсирующей "поверхности" составлял около 200 радиусов Солнца (Майор и Акер. 1980; см. также Уигни. 1478).

Далее, в указанных рядах фотоэлектрических измерений FG Sge обнаруживаются быстрые малоамплитудные изменения (характерное время - часы, амплитуда менее 0.1'" ). Разными авторами сообщалось о подобной переменности некоторых других центральных звезд планетарных туманностей. Согласно данным, собранным Стотерсом (1977). были установлены даже секундные колебания порядка 0.0I"1 {Алексеев. 1973). Но только благодаря выполненным Грауером и Бондом (1984) наблюдениям DS Dra. центральной звезды планетарной гуманности Kl- 16. стало, по-видимому, несомненным наличие пульсаций очень малой амплитуды (0.02'", P - 28.3 мин). Открыватели считают этот объект, а его температура оценивается больше 8 - 104 К. близким к нерадиально пульсирующей звезде CW Vir. рассмотренной в разделе 2.3.2. Достоин также особого упоминания "звездный ветер", исходящий из DS Diu со скоростью до 8500 км/с (Калер и Фейбслман, 1984) . При расчете модели Стотере (см. выше) делает попытку объяснить пульсации такого рода каппа-механизмом (раздел 2.1.2). действующим в областях ионизации элементов CNO. При этом он неходит из представления о звезде на поздней стадии эволюции, внешние слои которой (как это было описано для FG Sge) сбрасываются и превращаются в планетарную туманность, в результате чего остается объект высокой светимости и относительно малой массы (1 9S © ). Но как наблюдательные, так и теоретические основы развиты слишком слабо, чтобы дальше проследить это явление.

209

rime одним странным случаем, напоминающим поаецение некотф= рых очень молодых неременных (раздел 3.3.2). является V 65 I Моп. центральный обьекі раздвоенной (биполярной) планетарной туманности NGC 2346. Он представляет собой двойную систему, состоящую из звезды главной последовательности спектрального класса Л5 и субкарлика спектрального класса О, имеющую орбитальный период 15,995d (Мендес и Нимела, 1981). С декабря 1981 г. система показывает циклические изменения с периодом около 16 суток и амплитудой более двух звезд-ных величин (Когоутек, 1982; Марино и Вильяме, 1983). В предшествовавшие годы у нее не наблюдалось сколь-лнбо заметной переменности, что прослеживается по снимкам Гарвардской и Зоннебергской обсерваторий вплоть до 1899 г., как показано Шефером (1983) и Лутгартом (1983). Мендес и др. (1982). так же какШефер (1985) идру-гис авторы, приняли в качестве предварительной гипотезы затмение звезды проходящим перед ней пылевым облаком. Согласно Ясневичу и Акер (1986). облако должно быть составной частью "клочковатой" оболочки, выброшенной в 1981 - J982 гг. компонентом sdO на орбиту звезды спектрального класса А. которая, таким образом, при каждом обороте пересекает поглощающие области: слабые изменения периода колебаний блеска связаны с собственным движением облака. Был предсказан его быстрый распад. Возникновение и развитие планетарной туманности, впрочем, не являющиеся предметом нашего рассмотрения, таким образом, не обязательно должны быть связаны с одиночной звездой, а могут происходить и у двойной звезды. Кроме V 65 I Моп в NGC 2346 и некоторого числа спектральных двойных звезд, о переменности блеска которых ничего нельзя сказать, до сих нор известны две затменные звезды и несколько друїих объектов, переменность которых объясняется эффектом отражения (раздел 4.1.4). Под двумя затменными имеются в виду описанные Бондом (1978. 1980) удивительно похожие друг на друга системы V477 Lyr (центральная звезда планетарной туманности Abell 46. орбитальный период 0.472d) и UUSge (Abell 63. 0.465d. компоненты sdO и dK). Среди других можно, например, назвать LSS 2018 (центральная звезда туманности DS I. орбитальный период 0.357d. амплитуда в лучах V составляет 0.6"'). которой ее открыватель Дриллинг посвятил много работ (например. 19S5. с указанием сходных случаев; см. также Ландолът и Дриллинг. 1986).
Предыдущая << 1 .. 85 86 87 88 89 90 < 91 > 92 93 94 95 96 97 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed