Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
47
описывают этот процесс Киппенхан и Вайгерт (1964, 1965). Источником возбуждения пупьсаций является, в основном, дважды ионизованный гелий в зоне, находящейся на глубине в несколько сот тысяч километров под поверхностью звезды. Чем Дальше в глубь этой зоны, тем выше температура, в соответствии с этим тем сильнее ионизован гелий, и, наконец, он ионизуется полностью. При небольшом сжатии, которое всегда может возникнуть в виде слабого возмущения, т.е. при повышении давления и температуры, в зоне увеличивается поглощение излучения. Эта добавочная энергия компенсирует обычную потерю тепла в стабильных звездах, и расширение втянутых в процесс газовых слоев выносит их наружу за первоначальное положение. Это расширение порождает, в свою очередь, процесс, противоположный описанному выше, что приводит к возникновению незатухающих колебании, существующих до тех пор, пока в ходе эволюции звезды сохраняются размеры и свойства упомянутых зон возбуждения. Существуют критерии, по которым можно судить, является ли данная теоретическая модель звезды пульсирующей переменной или нет.
На основе большого ряда работ по модельным расчетам хорошо выяснена стадия звезд типа 6 Цефея, а с недавних лор и звезд типа W Девы и RR Лиры. Это объекты, в центре которых водород полностью превратился в гелий. Существуют различные мнения о том, насколько процесс перехода Не — С уже обогатил углеродом центральные области звезды. Гофмейстер и др. (1964) исходили из предположения, что выделение энергии происходит, в основном, во внешних областях "выгоревшего" С-ядра за счет дальнейшего преобразования гелия. В своих классических работах, посвященных объектам с массой, равной семи солнечным, данные авторы открыли неоднократные переходы от постепенного эволюционного расширения к сжатию. Зги изменения сейчас уже хорошо исследованы и проявляются на диаграмме Гершипрунга-Рессела как многократные движения вперед и назад по эволюционному треку. С тех пор многие авторы, в их числе Демарк, Ибен и Пачинскин, проводили подобные эволюционные вычисления для других масс звезд, и оказалось, что звезды близких масс в довольно широкой области ведут себя одинаково. В теоретическом обзоре Ибена (1974) указано, однако, что звезды типа 5 Цефея, несомненно, являются объектами с высвобождением энергии внутри существующего еще гелиевого ядра. Все вычисления показывают, в хорошем согласии с наблюдениями, что на этой эволюционной стадии возникает тенденция к пульсации и звезда попадает в полосу нестабильности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Массивные звезды (звезды типа Ь Цефея) достигают этой области значительно раньше и располагаются несколько в ином месте, чем объекты с массой меньше солнечной (звезды типа W Девы и RR Лиры). Положение голубой границы (blue edge) полосы может определяться содержанием гелия во внешних областях и массой находящихся в полосе звезд. Красная граница определяется, вероятно, возникающей эа ее пределами конвекцией, которая подавляет механизм возникновения пульсаций (Ибен, 1974). Отметим мимоходом, что в этой полосе находятся и постоянные звезды (Шмидт, 1972). AOJfc и др. (1973) попытались объяснить это следствием дефицита гелия в тех внутренних областях звезды, где обычно находятся зоны ионизации гелия.
48
Между периодом и средней плотностью р существует соотношение
P = VPl(I13 =consl = Q.
В зависимости от модели звезды пульсационная постоянная Qa предположении, что пульсация происходит на основной моде, принимает значения около 0.03. Последнее предположение может не выполняться для упомянутых выше звезд, имеющих синусоидальные кривые блеска (синусоидальные переменные), которые, как иногда считают, пульсируют в первом обертоне (Пел н Люб, 1978).
2.1.3. Звезды типа RR Лиры
Определение и статистика. Звезды типа RR Лиры отличаются от звезд типа б Цефея в основном своими короткими периодами, принадлежностью к сферической составляющей, те. своим расположением в звездной системе, местом среди звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и эволюционной стадией. В обзорных статьях их часто рассматривают вместе со звездами типа W Девы. Отличительной чертой звезд типа RR Лиры является то, что они часто встречаются в шаровых звездных скоплениях, поэтому их иногда называют переменными типа скоплений (cluster type variables). Нижняя граница периодов лежит около 0,2d - это граница со звездами типа 5 Щита, а верхняя вблизи l,0d на переходе к звездам типа 6 Цефея и W Девы. Особенно хорошо определяется верхняя граница по глубокому
Таблица I2
Распределение периодов у звезд типа RR Лиры
Дол». %
Период
Звезды
поля
Звезды шаровых скоплений
группы А
группы B
0.225d
0.275
0.325
0.375
0.425
0,475
0.525
0.5 75
0,625
0.675
0.725
0.775
0.825
0.875
0,8 23 *А
SA 8.5 19А І9Л 18,1 IM 3,7 ZS 0,8 0.3 0.3
1,5 5,8 7,7 3.1 S,4 20,0 23,8 17.6 9,6 3,8 1,0 0,4 0,2 0,1
OA
3.2 8,5 27,6 6.8 IA 3.2 13,1 19,0 9,0 SS OS OA 0,2
100,0
100,0
IOU1O
В первом столбце указана середина соответствующего интервала периода.
