Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Таблица 45
Экстремальные значения периодов у эатмениых теза
Звезда
А (-»}
Г
D/P
Сп.
AM CVn
OjCMV
Нанменьши 0.11118d
е периоды
db
Ти п
GP Гот (T Corn
V523 Ca-.
0.1. 0.9V
0,8 V
0,(1319 0,221)7
0,2337 Наибольшие периоды
db
є Aur
0.6V
9892й
0,08
FOIa
VV Сер
0.6V
7430
0,078
М21а*-
+ В8
V3B1 Sto
злре
6545
0,102
А51а
V383 Sen
2,4 рл
4900
0.120
1¦'0Ia
Эру лтп 11113 я
двойка» звезда Тот же 3иезда типа W Большой МсцисЛицы Tu г же
Звезды таил Am они
А — Амплитуда затменной кривой Блеска
242
шла W Большой Медведицы с самыми короткими периодами также приведены в та&л. 45. На рис. 169 показан ряд фотоэлектрических наблюдении CC Coin; очень короткий период был открыт на основе этих измерений (Вснцель. 1967).
Некоторые объекты имеют периоды, значительно более длинные, чем е Лиг, но у них факт наличия затменной переменности блеска окончательно eine не установлен. Звезда WY Сет (тин Lt) имеет орбитальный период около 80 лет и, сої ласію Каули (1970). является возможной затменной звездой. Мы уже обсуждали симбиотическую звезду R Aqг типа Миры Кита. Если Вильсон и др. (1981) правильно интерпретировали переменность ее блеска, R Aqr тоже является затменной переменной. В таком случае, каждые 44 года (16000 суток) аккреционный диск компактного спутника закрывает звезду типа Миры Кига на промежуток времени 6—7 лет. и мы наблюдаем у нее сильное ослабление переменности блеска типа Миры Кита. К затменным звездам с наибольшими периодами можно было бы отнести и звезду KQ Pup (P - 9752 суток). но пока еще пет полной уверенности, что кроме переменности блеска за счет эффекта периастра (см. выше) вообще имеют место затмения. Среди систем с очень длинными периодами есть довольно интересные случаи, некоторые из них мы обсудим в следующем разделе.
4.2. ПРИМЕРЫ НЕКОТОРЫХ ПРИМЕЧАТЕЛЬНЫХ ЗАТМЕННЫХ ЗВЕЗД
В этом разделе мы несколько подробнее обсудим некоторые объекты, либо потому что они давно известны и особенно основательно изучены и их сложная структура поэтому хорошо выявляется (0 Lyr, Алголь), либо потому что они принадлежат к редким группам двойных звезд или пред-(манляют собой действительно исключительные случаи.
(J Лиры. Первое указание о существовании непериодических изменений блеска у затменной звезды вообще было получено Гутником и Прагером (1917) благодаря фотоэлектрическим измерениям звезды ? Lyr (рис. 135). С тех пор актуальность системы 0 Lyr все больше увеличивалась.
Am +0,25"
L +(7,«5
4+ff(O5 +f,05 *f,2S
-2 О 2 •« S 8 10 12і время put: 7/З.Фотоэлектрическая кривая блеска ? Lyr но Гутнику
243
Рис. IJd. 32 спектрограммы (нсгагивы I звезды P Ly. рассортированные но фазам.' Спектрограммы сдвинуты таким образом, что абсорбционные линии нркого компс-HCH іа пары располагаются точно др\ г под лру гом (это справедливо для большинства более слабых линия |. Линии слабого компонента не видны. Некоторые липни, особенно сильные линии Не I Л 388.9 нм (довольно далеко слева). Ilf А. 397.0 нм (справа от середины) и Не ] Л 402.6 нм (далеко справа). показывают волнообразное движение вследствие эффекта Доплера: они не следую г орбитальному движению яркого компонента. Эти линии образуются в протяженной, расширяющейся газовой оболочке, окутывающей двойную систему; положение в принципе " неподвижной" межзвездной линии Call їло редкий спутник около сильной абсорбционной линии ч\ !ь-чуть слева от середины рисунка) тоже меняется, что зеркально отражает орбитальное движение яркого компонента вокруг центра масс системы (по Струве. 1957)
В главном минимуме появляются эмиссии, возникающие в обшей атмосфере над более яркой звездой, в то время как атмосфера более слабой звезды, в этот момент более близкой к наблюдателю, образует линии поглощения. Объект ? Lyr является системой, в которой более слабый компонент является массивной звездой малой светимости и трудноопределяемого спектральноIO класса (данные колеблются от А7 до В5). Другой, более яркий, но менее массивный компонент имеет спектральный класс В8 (рис. 136). Массы определены неуверенно, значения большие: согласно одному источнику 2 и 11. согласно другому источнику 13 и 23 масс Солнца. По современным представлениям более массивная звезда окружена аккреционным диском,он является источником эмиссионных линий водорода и CIV и вращается со скоростью 300 км/с. С компонента спектрального класса В8 вещество перетекает в диск. Оба объекта окружены общей газовой оболочкой, расширяющейся со скоростью до 170 км/с и являющейся источником других эмиссионных линий (рис. 137).Рис. 138 дает схематическое представление процессов затмений (слева в главном минимуме, справа во вторичном минимуме). Мы еще далеки от полного понимания системы ? Lyr.
244
087028713486
rp=0,50
-170 км/с p_ cygr:"змиссаи ¦.
Х-'-:'--.РеШ-3««ССиЧ
я
..Аси.
¦ .¦71J1SJS
Ч
V-'. '¦¦'-¦¦¦'. -VXv^''''' "/7ff км^с ''''^'Широкая н-амиссия
<р = 0
