Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 23

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 17 18 19 20 21 22 < 23 > 24 25 26 27 28 29 .. 164 >> Следующая


49

минимуму в распределении периодов. В разрыве периодов между 0.9 и 22й можно обнаружить всего несколько звезд; некоторые из них обсуждаются в разделе 2.1.2, касающемся звезд типа O Цефея и W Девы. Дипльм (1981, 1983) считает UX Nor (P = 2,4d) звездой типа RR Лиры с самым длинным периодом.

Распределение периодов в диапазоне возможных значений дано в табл. 12 (по Кухаркину, 1975). А и В обозначают шаровые скопления со средним и очень малым содержанием металлов в звездах, принадлежащих скоплению. Скопления с высоким содержанием металлов не имеют в своем составе звезд типа RR Лиры. Табл. 12 показывает, что распределения периодов в поле Галактики и в шаровых скоплениях с различным содержанием металлов имеют довольно характерные отличия. Это свидетельствует о том, что звезды типа RR Лиры, несмотря на феноменологическую однородность их переменности, составляют не совсем однородную группу и. возможно, обязаны своим происхождением нескольким различным космогоническим процессам. То же самое проявляется и по некоторым другим параметрам, на которых мы не будем останавливаться. Узнать о них можно из литературы, например из уже упомянутого обзора Кукаркина и ряда работ Сен-диджа (например, 1981).

По кривой блеска легко разделить различные подтипы. Бейлн делит звезды на три подтипа: а, Ь. с, кривые блеска которых представлены на рис. 11. Их средние периоды также различаются и равны для a 0,48d, для b - 0j8d и для с - 0,32d. Между а и b существует непрерывный переход, поэтому часто принадлежность к той или иной подгруппе весьма сомнительна. Кроме того, кривые тина а встречаются почти в четыре раза чаще. Поэтому сейчас различаются только два типа, RRab и RRc В галактическом попе звезды, принадлежащие надежно выделяемой подгруппе RRc, составляют менее 10 % всех случаев. Напротив, в бедных металлам шаро-

14,0 -

а

ных скоплениях переменные с периодами 0,3 и 0,4 суток хорошо представлены и дают высокий пик на кривой распределения.

14,5 ¦

Существует много хороших рядов наблюдений звезд типа RR Лиры, примером чего может служить работа Люба (1977). Здесь автор приводит однородные фотоэлектрические кривые блеска 90 звезд в шести полосах, т.е. материал, пригодный для всесторонней обработки.

15,0 ¦

14,0

- 5

50

Лиры, принадлежащих собственно Галактике. Среди них 50% переменных типа RRab и около 6 % - RRc; принадлежность остальных к той или другой подгруппе остается пока Неизвестной. Итак, на каждый объект типа 6 Цефея и W Девы приходится восемь звезд типа RR Лиры.

Ложные периоды. 6 этом разделе мы хотим коснуться проблемы ложных периодов, которая в случае слабых звезд типа RR Лиры приводит к неправильному определению многих периодов, но может возникнуть и при исследовании любых периодических звезд. Суть дела состоит в том, что при редукции полученных наблюдений по методу, изложенному в разделе 1.3, можно получить одинаковые фазы для одного и того же наблюдения при многих совершенно различных значениях периода. Два периода Pi и Pi дают одну и ту же фазу для данного значения блеска.полученного в момент с, если они связаны следующим соотношением:

1-M0 t~ M0

"і "і

(ei и e2 - числа эпох, целые). Если наблюдения разделены равным интервалом времени T или кратным ему значением ("окно наблюдений"), т.е. например, для любых двух моментов

- '» = (К - целое. /„>'„),

то из соотношения

\ґі fi'

получим

J___i_ = [ Ь-[ Ь 1_

р> р? к т

Для звезд типа RR Лиры часто

T - одни сидерические сутки = 0,9973d (измерения проводятся при одном и том же часовом угле), и

I [ Ь -[ Ы=к

(в интервале KT число эпох К известно неуверенно). Правильный (P) и ложный (Pf) периоды связаны при этом соотношением

' ' 1,0027 суток"1.

Иногда 7" равно средним солнечным суткам — наблюдения проводятся в одни и те же ночные часы, - но в этом случае отличие от сидерических суток пренебрежимо мало. Величина T может быть также равна синодическому месяцу, так как наблюдения проводятся в безлунные ночи. Величины P и Pf дают одинаковые средние кривые блеска, в пределах ошибок наблюдений, даже если интервалы между наблюдениями только приблизительно удовлетворяют указанным выше условиям. Исходя только из наблюдательного материала ложный период можно распознать лишь в

Si

Таблица ІЗ

Ложные периоды у звезд RR Лиры

Звезда
Ложный период
Истинный период
Звезда
Ложный период
Истинный период

V672 AqI
-
0,346d
-
0,530d
DD Lyr
0,271
0,373

RV Del
0,332
0,498
V1514 Sgr
0,341
0,519

XX Нуа
0,337
0.508
-



том случае, если есть наблюдения, полученные через интервалы, не кратные Т; в нашем случае это может быть, если объект наблюдался и не на тех часовых углах, как обычно.

В литературе можно найти много примеров ложных периодов, что может существенно исказить статистику подгрупп звезд типа RR Лиры- На это указывали Па вловская (1957). Вен цель (1962) шШугаров (см. Кухаркин, 1975). Ддя пояснения мы приводим в табл. 13 несколько таких случаев.
Предыдущая << 1 .. 17 18 19 20 21 22 < 23 > 24 25 26 27 28 29 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed