Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Согласие с наблюдаемой фотоэлектрической кривой блеска очень хорошее (рис. 13). Кроме того, правильно представляются наблюдения следующего года, не использованные в вычислениях. Это свидетельствует о том, что подобный анализ отражает сущность двумодальных колебаний.
Проведенное Коксом и др. (1983) исследование имеющих значительный разброс средних кривы> блеска звезд типа RR Лиры в шаровом скоплении M 15 также привело к заключению о возможности существования двойной периодичности изменения блеска у целого ряда объектов. При P0 = 0,55d было получено P1/P0 = 0,746, что согласуется со значением для AQ Leo; при помощи новых модельных расчетов найдено значение массы, равное 0,65 Ma. В этом случае нет такого противоречия значений масс, как у звезд типа S Цефея (см. соответствующую часть раздела 2.1.2 и обсуждение характеристик заезд типа RR Лиры, приведенное ниже). Сводку данных о двумодальных колебаниях звезд типа RR Лиры в шаровых скоплениях
54
JS
Рис. 13. Сравнение наблюдаемых в фильтре В (точки) и вычисленных (сплошные линии) кривых блеска АО Leo - звезды типа RR Лиры, имеющей двойной период. На рисунке даны кривые блеска для четырех ночей (Ержцкевич и Венцель, 1977)
приводят Иемек и др. (1986) и Клемент и др. (1984, 1986). Подобные объекты найдены в карликовой галактике в созвездии Дракона (Немек, 1985), а в шаровом скоплении w Центавра они, похоже, отсутствуют (Немек и др., 1986).
Нужно отметить, что недавно Борковский (1980), используя в качестве примера AR Her, попытался объяснить эффект Блажко двумодальны-ми пульсациями, предположив, что у этой звезды наряду с основным периодом Рв = 0.470d существует и колебание с обратным периодом, равным l/r*i = 2/P0 +¦ 1/РБ (Ръ = 31,6d период эффекта Блажко). По всей вероятности, Pi соответствует третьему обертону.
Третьим видом неправильностей в изменениях блеска звезд типа RR Лиры являются небольшие внезапные, нерегулярные или вековые изменения периода. Вековые изменения периода придают кривой О-С параболическую форму (см, раздел 1.Ъ).Розино (1972), всесторонне изучив характеристики шаровых скоплений, отмечает переменность периодов ~ Ю-10 суток в сутки. Большие работы в этой области выполнены Бельсерене, Вилкен-сом, Сейдлом, Остерхофом, Кутс и другими. Первоначальное предположение, что вековые изменения связаны с эволюцией звезд типа RR Лиры поперек пульсационной полосы на диаграмме Герцшпрунга—Рессела, не находит подтверждения, так как наблюдаемые изменения периодов для этого слишком велики, по крайней мере на порядок, и, кроме того, периоды могут и увеличиваться, и уменьшаться (см. также раздел 5.1.2 и соответствующее описание для звезд типа 5 Цефея в разделе 2.1.2).
55
Все нестабильности кривой блеска проявляют себя в первую очередь увеличением рассеяния индивидуальных наблюдений при построении средней кривой блеска. По-видимому, бывают также и изменения формы кривой блеска по причинам, выходящим за рамки рассмотренных в этом разделе. Согласно Гоффмейстеру(\9~!0. с. 66) , тенденция к увеличению рассеяния возникает у многих звезд на нисходящей ветви у фазы OJ. что видно на примере LX Lyr (рис. 14). Более раннее всестороннее исследование Гоф-фмейстера (1955) показало, что 20 и 30 изученных звезд поля имеют какие-либо искажения кривой блеска. Среди них - гопько четыре или пять случаев эффекта Блажко- Звезду Z Міс можно считать прототипом звезде нерегулярно возникающим увеличением рассеяния. Отметим в завершение, что, несмотря на усилия наблюдателей по исследованию неправильных изменений у звезд типа RR Лиры и 5 Цефея, еще многое предстоит сделать; не исключено, что будущие наблюдения дадут возможность объяснения всех эффектов одной стройной теорией.
Физические характеристики. Звезды типа RR Лиры подтипа RRab долгое время рассматривались как наиболее однородный класс переменных. Отсюда делали вывод, что они являются хорошими индикаторами областей населения 11 и, таким образом, весьма пригодны для изучения строения Галактики (к сожалению, они не могут быть использованы для определения расстояний до других галактик, кроме Магеллановых Облаков и некоторых карликовых галактик, так как в туманности Андромеды и в M 33 в Треугольнике они на границе возможностей цаже для самых больших телескопов). Как мы уже упоминали в разделе 2.1.3, в последнее время
m ftі в
12,0
/2,г
12,4
..:1
. ;-д-.
ff, 8
12,0
1
12,2
*
12,4
• *
&
12,6
0,2
0,4
0,6
0,8
1,0
9
Put: 14. Средняя »HjyjjibiuH кришіи бнсікії LX Lyr - звезды типа RR Лиры {Гоффмей-стер. 1970). Вверху нііискажсннаи кривая (JD 2 432 791 - 2 83S); иниэу - искаженная кривая блеска (2 682 - 2 780 и 2 850 - 2 865)
S4
Таблиііа 16
Изменения спектрального класса у юн л tuna RR Пиры
Фаза
Спектр (H)
Спектр (CiIl)
фазі
Спектр (H)
Спектр (Ca
И)
Д5 = 0
6
10
US-O
6
IO
0.8Р
IS
ES
А9
AS
0,3
1'4
14
А8
А5
0.0
А?
Аб
А2
А2
0,6
1'5
15
А9
Л5
0,1
1¦'O
