Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
1. Долговременные изменения. Они характеризуются существованием двух различных состояний (рік. 56). В "активном" состоянии блеск ко-леблетсн около 13,0"', в "неактивном'" - блеск составляет около 15.0"\
в 12 т
із
14 15
2 425 500
12т 13 14
15
12 т 13 14 15
12"' 13 14 15
12т 13 14 15
1Ї" 13
14
б ООО
в 500 7 ООО 7 500 8 ООО 8 500
З 500 9 000 9500 2-430 000 О 500 1000
1500
1500 2 ООО
2 500 3 ООО 3 500 4 ООО 4- 5QO
4 500 5 ООО 5 500
S ООО S 500 7 ООО 7 500
7 500 в ООО в 500 9 ООО 9 500 2 440 ООО О 500
О 500 1000 1500 , 2 ООО 2 500 3 ООО JD Рис. 56. Переменность блеска AM Неї (ни Худеку и Майнунгеру, 1977)
11&
15
с 57. Переменность шести различных пара-метров AM Her с циклом в 3,1 ч (по Лил-
АЄРУ-
1977)
3Vr
OY 0,0 т 0,6
ли
0,0т 0,3
"г,
км/с +200
-400
% + 6
+ 3
-3
Рент г є ff о дская интенсивность
Визуальная звездная величина
Ультрафиоле то 6а я звездная величина
Лучевая скорость
Линейная поляризация
[J\_/Y
Кругобая поляризация
0.0 0,5 7.0
2. Короткопериодические явления. можно объяснить орбитальным движением двойной звезды с периодом ЗД", проявляющимся в форме затмений в кривой блеска, в форме сильной переменной линейной и круговой поляризации света (о т к рытой Тапия в 1977 г.), в форме периодической переменности лучевых скоростей водородных и гелиевых линий (см. сообщение Ллллера, 1977). Кроме этого, в каждом цикле в рентгеновской кривой блеска имеет место полное затмение, длящееся 28 мин. Положение главного минимума зависит от цветового диапазона! В синих лучах минимум наступает через 35 мин после минимума в красных, а в ультрафиолетовых лучах — почти на целый час позднее. На рис. 57 схематически показан ход переменности блеска, лучевой скорости и поляризации света.
Сильно возбужденный спектр приблизительно соответствует спектру бывшей новой: среди многочисленных эмиссионных линий самыми сильными являются линии водорода (H) и ионизованного гелия (Hell) X 468,6 нм (рис.53).
Название "поляр" для AM Her и родственных объектов введено Kuie-минским и Серковским (1977) как раз из-за наличия сильной, переменной линейной и круговой поляризации света источников.
Кроме AM Her, в списке Риттера (1987) содержатся 12 уверенных и два сомнительных объекта этого типа (см. также Викрамасинг, 1982; ЛивиоиШавив, 1983; Либерт и Стокман, 1983).
Поляры имеют короткие орбитальные периоды, между l,35h (EF Eri) и 3,71і1 (QQ Vul). Схематические орбитальные кривые блеска, данные о положении магнитных полюсов, ходе линейной и круговой поляризации приводят Чэнмьюгэм а Дал к (1981). При всей схожести каждый объект обладает индивидуальными особенностями.
Около І30 публикаций об AM Her только за 1978-1980 гг. демонстрируют огромный интерес исследователей к этим объектам. Но, несмотря На большие успехи, пока не удалось объяснить теоретически все наблюдаемые явления (см., например, Аляен и др., 1981; Либерт и Стокман, 1985; Лемб, 1985 и Андронов, 1987).
Из-за интенсивного рентгеновского излучения, заметно превышающего излучение от новых и звезд типа U Близнецов, звезды типа AM Геркулеса часто относят к рентгеновским двойным звездам, рассматриваемым в раз-
49
деле 3.1.7. Так как нет постепенного перехода от звезд типа AM Геркулеса к объектам, рассматриваемым в разделе 3.1.7, но согласно последним результатам существует постепенный переход (так называемые "промежуточные поляры", или "звезды типа DQ Геркулеса") к физически родственным объектам - звездам типа U Близнецов, мы относим звезды типа AM Геркулеса к "катаклиэмическим" объектам. В широком смысле звезды типа AM Геркулеса можно, конечно, относить к рентгеновским двойным звездам.
3.1.5. Основные параметры катаклизмических переменных - -
и модельные представления о них •(
В предыдущих трех разделах мы познакомились с изменениями блеска новых, карликовых новых (звезд типа U Близнецов) и пол яров (звезд типа AM Геркулеса) и установили наличие столь сильных различий, что трудно себе представить близкое родство между этими тремя классами переменных. Далее будет, однако, показано, что все три типа имеют много общего и могут быть описаны одной основной физической моделью—моделью катаклизмических переменных. Мы уже говорили о сходстве спектральных свойств (в минимуме блеска). Сейчас мы покажем сходство фотометрических свойств.
Колебания блеска новых и карликовых новых в минимуме блеска. Лишь с пятидесятых годов стало известно о переменности новых и звезд типа U Близнецов в фазах вне больших вспышек блеска. Уокер (1954) установил, что фотометрическое поведение является очень сложным (см. также Уейд и Уорд, 1985);
1. Нерегулярные флуктуации блеска с амплитудой более одной звездной величины с характерным временем от десятка до нескольких сотен суток. Хороший обзор имеющихся наблюдений такого рода дает Робинсон (1975).
2. Быстрое нерегулярное мерцание ("rapid flickering") с характерным временем, составляющим часы или минуты. Например, звезда SU UMa изменяет блеск на 0,7"' за время, равное всего лишь 5 мин (рис. 58).