Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Наша глава "Вращающиеся переменные звезды" посвящена двум основным классам таких звезд, астрофизически довольно различным. С одной стороны, это "пятнистые" звезды типов BY Дракона, RS Гончих Псов, FK Волос Вероники И а2 Гончих Псов, а с другой стороны, пульсары.
3.7.1. Звезды типа BY Дракона
Звезды этого.типа были официально отделены от других групп переменных (например, от вспыхивающих звезд) только в начале 70-х гг. Кухаркиным и др. (1971). Их определение гласило: эти переменные — "эмиссионные звезды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменкой амплитудой (от 0,3 - 0,5™ до 0,00т) и меняющейся формой кривой блеска. Периоды - обычно от долей дня до нескольких суток". Класс светимости — пятый. На рис. І19 приведены типичные кривые блеска.
Сама BV Dra (блеск 8,3"' в визуальных лучах, спектральный класс K4eV) некоторое время причислялась к вспыхивающим звездам, пока на основе интенсивных фотоэлектрических наблюдений Чугайнову (1466 и другие работы) не удалось распознать квазипериодический и непрерывный характер изменений ее блеска. Еще ранее Крон (1952) обнаружил, что на геометрическую кривую блеска затмения системы YY Gem, состоящей из двух звезд спектрального класса MIeV1 накладываются синусоидальные колебания, которые он приписал неравномерному распределению яркости на поверхности вращающейся звезды. Подобные модели пятнистости и по сегодняшний день позволяют дать самое естественное объяснение фотометрического поведения этих звезд.
Расчет целой сетки моделей в широком диапазоне температур h размеров пятна дан Торресом и Феррац-\1елло (1973), Фридеманом и Гюрт-лером (1975), а также специально для звезд типа BY Дракона - По и Итоном (1983), При этом учитывается положение пятна на поверхности звезды и ориентация оси вращения переменной по отношению к земному наблюдателю Первые из названных авторов нашли, что пятно, занимающее
219
V
8,7 т
8,3
AV +0,4 т
+0,6 + 0,4 +0,5
V
8,0т
BY Lr о 1365. Нюно-окт.
- BY rjrrj 1966,окт.-дек.
BY Dr0 197л, свит.
8,2 -
0,S 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 0.0 0,2 O.f0
Фаза
Рис. 119. Крк&ые блеска е полосе V звезд AD Міс !Торрес и Феррвц-Л и BY Dra (Чугайнов. 1973 и 1976); для AUMiC использовался P = 4,86571*, P=-3.836d (по Родоно. 19SOt
Мелю, 1973) пяя BY Dia -
в зависимости от конкретных наблюдений 5-20? звездного полушария и имеющее температуру на 500 - 1500 К холоднее фотосферы, удовлетворительно объясняет типичную кривую блеска. Осканян и др. (1977) опубликовали основательный анализ самой переменной BY Dra. Они дополнительно принимают во внимание яркие пятна и приходят к выводу, что активность имеет место в основном в жестко вращающейся полярной шапке звезды. Хартманн и Размер (1979) подробно обсуждают вопрос, куда девается избыток энергии, возникающий в результате того, что более холодным пятном излучается меньше энергии, чем таким же участком спокойной фотосферы звезды. Заметим, что, по мнению Кемпбслла и Кереля (1984). им удалось непосредственно покэззть наличие темной (холодной) центральной области ("тени") у пятен BE Cet, звезды класса
220
G2W одного из самых ярких объектов (6,4"' в визуальной области) этой группы, обнаружив у нее спектрально слабые полосы окиси титана и гидрида кальция.
В согласии с процитированным выше определением фотометрическое поведение этих звезд является довольно сложным. Например, Чугайнов (1973) нашел, что амплитуда BY Dra в 1965 1972 гг. уменьшилась в полосе В с 0,45 примерно до 0.05"', при этом период изменился с 3,84 до 3.79J, Аналогичным долговременным колебаниям подвержена переменность эмиссионных линий в спектре звезды YY Gem, в 1920 - 1926 гг. она была сильной, а в 1950 г., напротив, практически незаметной (Струве и др.. 1950). Анализ позволяет сделать вывод, что способность звезды развивать активные области меняется с характерным временем, составляющим годы или десятилетия, при этом время жизни самих активных областей составляет месяцы. Явно видно сходство с солнечной активностью, тем более, что в присутствии дифференциального вращения, подобного солнечному, изменение первичною периода, наблюдаемое у BY Dra и других звезд, можно было объяснить смещением пятна в сторону полюса или экватора. На основе точного анализа профилей спектральных линий Саар и др. (1986) выявили у звезды EQ Vir типа BY Дракона наличие магнитного поля в 2000 Э, что, очевидно, также связано с пятенной активностью (см. конец раздела "Причины переменности блеска" в разделе 3.3.2 о звездах типа T Тельца). Те астрофизики, которые усматривают аналогии с Солнцем и в явлении вспыхивающих звезд, не находят оснований отделять звезды іипа BY Дракона от звезд типа UV Кита, тем более, что у звезд типа BY' Дракона время от времени имеют место вспышки такого же характера, как у звезд типа UV Кита (Гершберг и Шаховская, 1974).
Обзорную статью, касающуюся общих вопросов солнцеподобной "звездной активности", недавно опубликовал Родоио (1980). Автор сделал попытку рассмотреть с единой точки зрения явления тина BY Дракона, вспыхивающих звезд, двойных звезд типа RS Гончих Псов, а также хромосферную и корональную активность, проявляющуюся у определенных звездв далеком ультрафиолете и в рентгеновском излучении.
