Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 26

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 .. 20 21 22 23 24 25 < 26 > 27 28 29 30 31 32 .. 164 >> Следующая

11
AS
A3






обнаруживают все больше данных о том, что среди звезд типа RR Лиры существуют различные группы, характеризующиеся, например, различным содержанием металлов и принадлежностью к разным составляющим Галактики. Me очевидно также и постоянство их абсолютной величины. За среднюю визуальную абсолютную величину можно принять значения Mv = * +0,8т с разбросом 0,3-0.4'" и Mti = +1.0'". Эти значення слабо зависят от периода

То же самое можно сказать и о спектральных классах, определяемых по водородным линиям поглощения. У большинства звезд типа RR Лиры они не зависят от периода и меняются от А7 в максимуме до FS в минимуме блеска. Спектральные классы, определенные по K-линии Call, показывают другую картину. Онн очень различны для разных звезд, а в минимуме рассеяние достигает одного спектрального класса. Классическим исследованием этот вопроса была работа Престона (1959), который ввел параметр

AS=IO[Sp(H)-Sp(CaIl)],

определяемый в минимуме блеска, что характеризует спектр и, прежде всего, содержание металлов. AS - 0 означает, что линии CaII сильны и ме-

Рис. 15. Шесть спектрограмм звезды XZ Dia - переменной типа RR Лиры, полученные на раэны* фазах кривой блеска. Спектро-!•риммы i3CaslA7Vl и і Peg (175V) приведены дли сравнения (Престон. 1959)

CaEK

57

О 1 4 S в ТО 72 Г41

Рис. 16. Средняя кривая блеска (сплошная липня) н средняя кривая лучевых скоростей (штриховая линия) звезды RB Lyr. Примерно за два часа до максимума блеска заметно наличие двух скоростей (расщепление спектра льны* линий). Mci m и Met M означеної самый ранний и самый поза ниЯ спектральный класс, определенный по линиям металлов. H m н H M - то же самое по линиям водорода

А 5 ЇЇ

TW Сар M5/84 FQIb W Vir Г Hon FS/o

Рис. /7. Спектрограммы звезд типа W Девы (TW Сар, переменная tf 84 в M S.WVu) и классической иефенды T Моп. Для сравнения приведены три стандартных спектра нормальных сверхгигантов. У звезд типа W Девы заметен эмиссионный компонент H который отсутствует у звезд типа 4 Цефея (Уоллерстейі*, 19S8)

талличность высока, ДА = IO - что данные характеристики слабы. С другой стороны, в нормальной спектральной классификации спектральный класс, определенный по водороду, является индикатором температуры. Еще Престон, а позднее многие другие авторы (см. Кухаркин, 1975) обнаружили, что относительно богатые металлами звезды принадлежат к дисковой составляющей Галактики (имеют галактические орбиты с малым наклоном н малым эксцентриситетом, небольшое движение относительно Солнца, разброс их пространственных скоростей невелик). Бедные металлами звезды типа RR Лиры принадлежат населению гало. Таким образом, предполагается различное происхождение обеих групп. Однако еще остаются необъяснимые аномалии.

Звезды подгруппы RRc имеют систематически более ранний спектральный класс в минимуме, но их спектральные характеристики показывают качественно такой же разброс, как и у RRab-звезд.

С основными изменениями спектральных классов, определенных по водороду и кальцию, в зависимости от фазы изменения блеска можно в обишхчертах познакомиться по табп. 16 и рис. 15 (по Престону, 1959, рис. 2). Меньше всего меняются спектральные классы, определенные по Call, в звездах, бедных металлами.

Упомянем еще об одной особенности — возникновении эмиссионных линий водорода и расщеплении линий на восходящей ветви кривой блеска (например, Струве, 1947; Сенфорд, 1949). Это впервые было обнаружено у самой RR Lyr, довольно яркой звезды (рис. 16). Было высказано предположение о наличии ударных воли в атмосферах звезд типа RR Лиры и других пульсирующих звезд населения II (рис. 17 и 18). Более поздние 58

4215-

sm

W27 ^гзз

5 С II

t26D

fei

Рис. IS. Часть полученной еоякзк максимума блеска спектрограм мы звсзлы V42 M S, переменной типа W Девы. Заметно раздвоение некоторых линий поглощении, указывающее на существование двух слоев вещества, движущихся в разных направлениях (внутрь и наружу) (Уоялерстейн, 1959)

исследования показали, однако, что физическое состояние внешних слоев' при пульсациях является более сложным.

Радиусы и массы галактических звезд типа RR Лиры определяли Вуляи и Севейдж (1971) улучшенным методом Бааде - Веселинка, описанным выше для звезд типа 6 Цефея. Для звезд типа RRab с P > 0,44і1 и М„ -= +0.40'" были получены значения R *= 5,5 Ra и = 0,53R11., а для звезд типа RRc с P > 036d н M4 = +03m R = 4,5 R^1 иЯГ= 0,63RB. Из этих значений следует, что пульсационная постоянная Q =» 0,03d в основном согласуется с теоретическим значением. Но неопределенность этого значения допускает предположение, поддерживаемое многими теоретиками, что переменные типа RRc пульсируют в первом обертоне, период которого составляет э/« периода основного тона.

Собственные движения, параллаксы и пространственные скорости использовались многими авторами для статистического определения абсолютных величин. Недавно Хаупи и др. (1986) взяли из работы Ван Лая и др. (1980) IS9 переменных с известными собственными движениями, а из работы Хаули и Барнса (1985) - 46 звезд с измеренными лучевыми скоростями. Средние значения абсолютных величин, полученные по этой выборке, составили Му =+ 0,76 ± й,14т и Мв = + 1,02 ± 0,14"1, что хорошо соїласуетея со значениями, полученными другими способами.
Предыдущая << 1 .. 20 21 22 23 24 25 < 26 > 27 28 29 30 31 32 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed