Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
уточнена (рис. 6); учет дополнительных параметров (химического состава и эффективной температуры) позволил добиться согласия с наблюдениями, точность которых продолжала возрастать. В основополагающих работах Сендиджа и Таммана (например, 1969) для калибровки использовались 13 галактических звезд типа 5 Цефея, список которых приведен в табл. 7. Оки находятся в хорошо исследованных звездных скоплениях и ассоциациях, а также в пылевом облаке с известным расстоянием (SU Cas) (Расин, 1968), поэтому их абсолютные величины можно легко определить. Одной из важнейших является работа Шмидта (1984), результаты которой систематически отличаются от более ранних определений; для сравнения они также приведены в табл. 7. Напротив, Опольскнй (например. 1985) использует 33 звезды типа 5 Цефея как индикаторы расстояния рассеянных звездных скоплений и определяет их модули расстояния.
В "Общем каталоге переменных звезд" Кухаркина и др. (1969. 1971, 1974,1976) содержится 396 звезд, уверенно классифицированных как звезды типа 5 Цефея. Все они, за малым исключением, входят в нашу Галактику. Исключение составляют, в первую очередь, несколько объектов, расположенных в далеких окрестностях Малого Магелланового Облака (см. Гесснер, 1981а) и физически принадлежащих этой системе. Так как звезды типа 5 Цефея, типичные представители населения 1, расположены на малых расстояниях от плоскости Галактики, то, несмотря на высокую светимость, их обнаружение могут затруднять межзвездные пылевые облака.
Наряду с этой группой "классических" звезд типа 5 Цефея, принадлежащих типичному населению I, существует другая, отличающаяся по амплитудам, спектральным особенностям н лучевым скоростям. Это звезды типа
38
Таблица 7
Звезды типа 6 Цефея, используемые для к&либровки светимости
Звезда
Скопление
P
AfV (CT)
Mv (Ul)
SU CaS
-
1.95"
-2.54"1
-2,92'"
EV Sei _
NGC 6664
3,09
. -2,62
CE Cas Ь
NGC 7790
4,48
-3,205
-2,77
CFCas
NGC 7790
4,87
- 3.075
-2.6J
CE Case
NGC 7790
5,14
-3.275
-2,84
UY Per
h. n Per
5,36
-3.S 4
CV Mon
C 05 32 + 323
5.38
-3J)
VY Per
h. X Per
5.53
-3,91
CSVeI
Ru 79
5,90
-2,0
USgr
M 25
6.74
-3.93
-3,76
DLCas
NGC 129
8,00
-3,84
-3,95
S Nor
NGC 6087
9,75
-4,03
-3,75
TW Nor
Ly 6
10,79
-3,1
VX Per
h, X
10,89
-4,34
SZCss
К ж P«
13.62
-4,71
RS Pup
Pup III
41,38
-5,95
Afv - средняя «бсолютная звездная величина, вычисленная путем усреднения интенсивности по кривой блеска. CT - Сендидж и Тамман (1969), Ш - Шмидт (1984) .
W Девы. В литературе их часто называют "цефеидами населения И", хотя давно известно (например, Вулпи, 1966; Рихтер, 1967а), что многие звезды типа W Девы принадлежат населению диска. В упомянутом выше каталоге содержится 86 звезд, относящихся к этой группе. Нужно сказать, что для оставшихся 277 случаев (часть из которых отмечена в каталоге знаком вопроса) из-за недостатка соответствующих наблюдений трудно суверенностью решить, к какой из двух указанных групп они принадлежат.
Для звезд типи W Девы существует иная зависимость период - светимость; ока более пологая, чем у звезд типа 5 Цефея, и их абсолютные светимости в среднем на I"1 меньше (см. рис. 6)- Для ее определения чаще всего привлекают шаровые звездные скопления. Как и в случае звезд типа 6 Цефея, для звезд типа W Девы вопрос о единстве зависимости период - светимость для различных звездных систем (или скоплений) еще не решен окончательно.
Распределение звезд по значениям периодов дано в табл. 8. Оно построено на основе материала из упомянутого каталога. Аргумент P дан в пределах примерно от одних до 50 суток, а число звезд в крыльях распределения так мало, что немноючисленные случаи за этими границами не меняют статистики. Для звезд типа 6 Цефея максимум лежит у !g P = - 0,65, P = 4?d, а вторичный максимум у Ig P = 1,05, P= 11 d вблизи места расположения главного максимума для звезд типа W Девы, в то время как вторичный максимум у последних более плоский и лежит при P = 2,5 а. Наиболее коротко периодической звездой типа S Цефея в нашей Галактике является V 473 Lyr (Брегер, 1981) с P = 1.49d, хотя она обладает некото-
3»
рыми особенностями. Среди звезд типа W Девы наименьший период, видимо, имеет DX De) (l,09d); в связи с этим рекомендуем исчерпывающее описание ее фото метрического поведения — формы и переменности кривой блеска (Фурман, 1982). В эту область малых периодов попадают также, например, V 553 Сеп (углеродная звезда с P =2,06d), RTTr A (l,95d). SU Tau (:,5811) и BL Her (],31d). Последнюю переменную часто рассматривают как прототип небольшой подгруппы звезд типа W Девы, особенно при упоминании звезд с похожими периодами в шаровых скоплениях (глава 5).
При попытке "фотометрической классификации пульсирующих переменных с периодами между одними и тремя сутками" Дитзлъм (1981, 1983), основываясь, к сожалению, на материале только по 28 галактическим пульсирующим звездам, выработал следующие фотометрические критерии для названного промежутка периодов:
