Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
о-с
0,04 d
0,03 -O7OZ 0,01 -0,00 -
WOZ 192Z 1942 1962
19S2
-80О0 -6000 -4QOO -2000 O E Рис. ISJ. Кривая О-С для W UMa 1по Гвмзаоглы и др.. 1982)
о-с
*о. і a Y
+0,3 +0,2 +0,1 0,0
-о.}
1880 1900 1920 794 О 7960 /оЗы
¦—1-1-г-1-f-'-I-1-1-\-'
.У
2000 4000 SOOO 8000 WOOO 12000 Є
Рис. 134. Кривая О-С для U Сер поБэггену (1973), дополнена по наблюдениям гру пы AKV с 1973 г.
Еше Шнеллер (1960) стремился найти общее решение проблемы изменений периодов. Он проверил, насколько эти изменения могут быть объяснены механическими причинами, т.е. вращением линии апсид, эффектами светового уравнения, присутствием других тел. В табл. 44 даны результаты исследования 68 систем. Согласно зніму исследованию, разделенные системы являются в среднем самыми стабильными. О причинах изменения периодов автор пишет, что они В самых редких случаях объясняются с помощью "простых модельных представлений". "Скорее создается впечатление, что изменения периодов являются следствием кратковременных, ка-
240
Таблица 44
Статистика изменений периодов затменных звезд
Возможные периоды
Раздел й нньт е системы
Полу разделенные системы
Контактные системы
Постоянные периоды, %
73
47
33
Переменные периоды. 1X
19
53
50
(ч-мнин-льные случаи. %
8
0
17
Число систем
26
30
12
тастрофических процессов". Кроме того, Шнеллер придерживается мнения, что диаграммы О-С обычно лучше представляются набором отрезков ломаной, чем кривыми. Интересным кажется и следующее высказывание; "Одновременно эти исследования показывают, насколько важным является непрерывное наблюдение как можно большего числа затменных звезд. Без привлечения многочисленных наблюдений минимумов, полученных усилиями астрономов-любителей, а точность временного разрешения этих наблюдений вполне достаточна для приближенного исследования, мноіие диаграммы обсуждаемых здесь звезд были бы до настоящего времени недостаточно полными".
Не исключено, что в некоторых случаях причинами изменений периодов являются не потоки вещества, а небольшие изменения структуры вторичного компонента (изменения радиуса до 3 % и/или перераспределение массы в звезде) (Матис и Уитмайр, 1983).
4.1.6. Статистика
По причинам, указанным выше, амплитуды тесных контактных систем типа W Большой Медведицы составляют около 0,7'", если затмение является центральным. При частном затмении возможны все значения ниже максимального вплоть до границы обнаружимости. Последнее справедливо и для полуразделенных и разделенных систем, но теоретически у них могут встречаться сколь угодно большие амплитуды, так как вполне можно себе представить, что темный спутник полностью закрывает яркую звезду. В природе такого до сих пор еще не наблюдалось, но известно несколько случаев очень больших амплитуд. Например, в каталоге дан следующий интервал звездных величин в визуальных лучах: для RW Tau 8?-11,6™, а для SS CeI 9,4 - 13,0'". Амплитуды более трех звездных величин встречаются редко. Максимальные амплитуды, насколько известно, вероятно, HMeraTV442Cas(=5"1) и GK Vir (? 6"').
Для статистики более важной является величина DjP - отношение продолжительности минимума к длине периода. Эта величина почти идентична вероятности открытия переменной звезды, если не учитывать вторичные минимумы блеска звезд типа Алголя, чаще всего незначительные. Принимавшееся ранее среднее значение 1/7 заметно уменьшилось в результате открытия сложных случаев при систематических поисках. На основе
241
материала зоннеберіских избранных площадок Рихтер нашел значение 0.123. с учетом вероятности открытия оно составляет 0,112. Но известен ряд случаев со значениями около 0.02. так что в среднем необхо;шмо просмотреть 50 пластинок, чтобы обнаружить один минимум. Экстремальные: значении известны для следующих объектов: HS Aur — 0.014. SW Nor н VІ0-11 On ¦ 0.013. HZ Cai предположительно 0,012 и. наконец, GK Vir — только 0.005!
Экстремальные значения периодов затменных звезд перечислены в табл. 45 Является ли указанный для AM CVn период, равный 17 мив, действительно орбитальным, в последнее время иногда ставится иод сомнение (Паіі'р. 1985 > - Компоненты систем AM CVn и cip Com предположительно являются белыми карликами. Переменность блеска, возникающая вследствие обмена массами, настолько сильна, что переменность из-за затмения вообще трудно обнаружить. Эти звезды обсуждаются ь другом месте (разделы 3.1.3 и 3.1,5) среди эруптивных двойных звезд. В настоящее время самый короткий орбитальный период, равный всего 11 мин. найден для рентгеновского баретера 4U 1820-30 в шаровом скоплении N(JC 6624, но этот объект обнаруживается только в рентгеновской области (см. разделы 3.1.7 и 5-1.2). Все без исключения известные затменные двойные звезды с периодами короче 0,2 суток относятся к эруптивным двойным звездам. У "настоящих" звезд типа Алголя до сих пор не было обнаружено периодов короче 03d, в го время как среди звезд типа W Большой Медведицы несколько таких случаев известно. Две звезды
