Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
В качестве возможного объяснения такого относительно быстрого изменения периода Вуд нЗарро (1981) предположили активность, связанную с гелиевой вспышкой. На основе изучения кинематики 124 мирид Въятт и Ком (1983) оценили возраст мирид и продолжительность этой эволюционной стадии. Так, звезда, имевшая на главкой последовательности массу 1,35Kc станет миридой, имея P = 340й, а завершит эту стадию спустя примерно 140000 лет с периодом P - 450й. Более массивные звезды становятся ми рила м и с большими, а менее массивные — с меньшими периодами. Итак, на упомянутые быстрые и резкие изменения периода должно накладываться очень медленное, монотонное увеличение периода.
Общие сведения об измененни периодов. Едва ли найдется мири да, максимумы которой в течение долгого времени удонлетворяют одному постоянному периоду. Максимумы в течение длительного интервала времени могут наступать раньше или позже вычисленных на основании среднего периода, т.е. периода, определенного по очень большому промежутку времени, в результате чего на диаграмме О-С возможны большие отклонения (рис. 26). Делались попытки учета этого эффекта введением дополнительного периодического (синусоидального) члена в формулу, что обычно приводило к значительному уменьшению суммы квадрата ошибок. В основе этого лежало предположение, что изменения блеска в первую очередь обусловливаются периодическими процессами в недрах звезды, которые, как мы знаем, происходят в пульсирующих звездах. Таким образом, эта точка зрения уже в те времена имела определенное физическое обоснование. В частности, именно так и подходит ко многим миридам Мюллер в первом издании ИиЛ. Приведем в качестве примера элементы, вычисленные Гутником для oCet:
1903-1923 гг.
P= 405"
1923-1935 1935-1941 1941-1962
415 400
386.
M = 2415574,96+ 331,6926a? + 9,5dsinU,4°?- +245,8°) + + 1 ),5dsin(3,85D?-+ 124,1") + 17,5й X
Xsm(4.56°f + 307.2°) t 12,3d sin(9.|2°/V + 71,8°).
7t
о-с
800 d
О -
1ZO
120
О
30
300
110
о
R HyQ
P=417,3 е
s.
Рис. 26. Кривые О-С некоторых мк-рид (по В уду и Зарро, 1981)
\
60
3 Her Р=308,1А
120
60
120
W Bra' '"-V. .P=2ff4,gd
Г Her JJ
70
Р=164,За ' ¦ .. . ^
-Л
•ят — . _ •
Четыре синусоидальных члена в этой фо р му л е соответствуют периодическим изменениям длины периода с циклами около 233, 85, 72 и 36 лет. Такой замысловатой формулой удалось достичь хорошего представления наблюдательных данных. Но если заложенная в основу гипотеза верна, то должно быть возможным предсказание хода кривой блеска далеко вперед, но здесь метод не работает не только для мирид. по и для многих других до л го не |-ч оди чески X звезд. Как известно, любую непрерывную функцию, в том числе и диаграмму 0~-С. можно представить с желаемой точностью в виде тригонометрического ряда (ряда Фурье). В этом основа мнимого успеха метода. Однако, если мы рассмотрим много таких диаграмм (см. рис. 26), то увидим, что в большинстве случаев кривые О-С могут быть представлены последовательностью взаимно пересекающихся прямых линий, С точки зрения физики это значит, что порою значение периода внезапно меняется и происходит это нерегулярно и в непредсказуемое время. В Бабельсбер-гер, где с 1927 г. готовилось ежегодное издание "Каталог и эфемериды переменных звезд", Пра-гер и Гутник, разобравшись в упомянутом эффекте, ввели систему "мгновенных элементов". В этой системе используются значения эпохи и периода, удовлетворяющие текущему состоянию звезд; они могут быть изменены, если наблюдения указывают на заметное отклонение. Как правило, в расчетах можно пользоваться мгновенными элементами в течение десяти, а иногда и более лет-
Американский теоретик Стерн (1934) выдвинул на обсуждение неожиданное предположение. Он утверждал, что периоды мирид и других долго-периодических звезд на самом деле не меняются, а мы наблюдаем эффект.
so
180
•ч.
"4n
.¦P=306,4'
35
T Сер
. P=ZBZ S А
2?^
•л.1
. .•Nr—-
SO
60
72
который он назвал накоплением ошибок. Он показал, что, бросая игральные кости, можно получить кривую 0--С. похожую на наблюдаемые у некоторых реальных звезд. Мы попытаемся коротко обьяснить это с качественной точки зрения. Если у нас есть две игральные кости, то наименьшим результатом бросания может быть число 2, наибольшим 12, а средним 7. Последнее значение и является аналогом среднего периода звезда. Если бы мы в результате бросаний во всех случаях получили среднее значение, а затем сложили очки, то получился бы ряд чисел 0, 7. 14, 21, 28, . .. В действительности результаты бросаний будут отличаться от этих чисел, т.е. они будут распределены по случайному закону вокруг теоретического значения. Предположим, что после такой серии, когда выпадали средние значения, выпало 2 или 3; тогда сумма очков будет меньше ожидаемой, т.е. 0~С будет отрицательно. Для следующего бросания у нас теперь есть три возможности: его результат может может оказаться опять малым, может быть близким к среднему значению или же больше него. В последнем случае скомпенсируется дефицит предыдущего бросания. А первая возможность только увеличит дефицит, в то время как вторая оставит его неизменным. Получается, что вероятность отрицательного 0-С близка к И появляется тенденция к сохранению случайного большого отклонения суммы от среднего. При большом ряде бросаний с. одинаковой вероятностью появляются серии с положительным и отрицательным отклонением от среднего.
