Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 33

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 .. 27 28 29 30 31 32 < 33 > 34 35 36 37 38 39 .. 164 >> Следующая


Возвращаясь к миридам, нужно отметить, что проблема может быть сведена к простому вопросу. Предположим, что Wc - значение момента максимума, вычисленное для и-й эпохи с постоянным периодом, Mo — момент наблюдаемого максимума, наступившего раньше или позже вычисленного. Вопрос состоит в следующем: начинается ли следующий цикл в момент Мс или в момент ,W0, т.е. нужно ли ожидать, что следующий, (л + 1)-й, максимум наступит в момент Мс + P или M0 + /^Вторая возможность соответствует бросанию кости и только в этом случае возникает эффект накопления. Но нужно серьезно разобраться, имеетли место такая ситуация на самом деле. Например, если изменения блеска обусловлены механическим процессом, таким как пульсации, то причину отклонения данных от ожидаемого значения нужно искать во вторичных эффектах, не влияющих на управляющий процесс Это означает, что диаграмма О—С обусловлена не накоплением ошибок, а реальным изменением периода.

Объекты С внезапным и непредсказуемым изменением периода обнаружены не только среди мирид и полуправильных переменных, но и среди эатменныхзвезд (раздел 4.1.5).

В отличие от дол го периодически X звезд, для которых стохастические процессы играют большую роль, у мульгипериОдических звезд типа

Лиры, например, кривая блеска может быть просчитана на значительный срок вперед (раздел 2.1.2).

Физические свойства. Благодаря своему большому блеску Мира Кита хорошо изучена. Ее масса, вероятно, немного больше одной массы Солнца. Вообще, можно считать, что масса мирид близка к одной массе Солн-Iа- Наибольшее значение диаметра Миры, соответствующее минимуму блеска, по различным данным заключено в пределах 310—540 млн. км (см. также работу Уелтера и Уордена, 1980, основанную на определении звездных диаметров методом спекл-интерферометрии).

т

О

AM

Рис. 27. Изменения блескі, тем пературы, диаметра и лучевой скорости Миры Кита во времени

Если бы Мира была расположена на месте Солнца, то орбита Земли была бы под ее поверхностью, в теле звезды. Отсюда мы можем заключить, что плотность этой звезды должна быть очень низкой. Диаметры ми-рид, определенные по измерениям излучения звезды, минимальны во время максимума блеска, амплитуда

1900 0,060" 0,050 0,040

Vj-, к м/с

S 0

• -5

IO

О

331d t

изменении в среднем равна 18% что близко к значению.

соответствующему звездам типа S Цефея. На рис. 27 представлен ход изменений визуальной и болометрической величин, температуры, диаметра и лучевой скорости звезды о Сет. Особенно важно, что при изменении блеска более чем на шесть звездных величин в визуальной области, болометрическая (соответствующая суммарному излучению) величина звезды меняется лишь на I"*. Здесь особую роль играет поглощение в полосах окиси титана, для S-звеэд — в полосах окиси циркония, в других звездах - в полосах соединений углерода. При эффективной температуре 2300 К 96% всего излучения приходится на инфракрасную область (X > 760 нм), а при ISOO К эта доля составляет 99%. ЭтО' обстоятельство имеет большое значение для окончательного объяснения причин изменения блеска.

В последние годы появилось много инфракрасных (680—3400 нм) наблюдений мирид, красных полу правильных и неправильных переменных: см. Эванс (1976), Кэтчпоул и др. (1979), Менесье (1981>. Амплитуды в ближней инфракрасной области достигают нескольких звездных величин.

То, что все красные гиганты и сверхгиганты вообще и мириды в частности обладают протяженными оболочками и демонстрируют большую потерю массы, обусловленную звездным ветром, впервые детально исследовал Дейч (см. подробнее обсуждение у Реймерса, 1977).

Большая потеря массы подтверждается и наличием в молодых скоплениях (Гиадах и даже Плеядах) маломассивных звезд на поздней cia-дии эволюции (белые карлики). В этих звездных скоплениях только наиболее массивные звезды способны уйти с главной последовательности, так что белые карлики должны быть результатом очень большой потери массы.

О наличии околоэвездной оболочки и потери массы у красных переменных можно судить по многим признакам:

1. В спектрах с большим разрешением видно доплеровское смещение в фиолетовую сторону ядер линий металлов с малым потенциалом 74

возбуждения. Это показывает, что холодный газ над фотосферой расширяется со скоростью 5—25 км/с.

2. Присутствие эмиссии пьшевых частиц в инфракрасной области спектра (силикаты на 9,7 и 18 мкм, карбид кремния на 11,2 мкм, углеродная пыль в R-, N- и С-звеэдах). Инфракрасный избыток в излучении мирид может быть объяснен как результат тепловой эмиссии горячей пылевой околоэвеэдной оболочки.

3. У многих объектов данного типа протяженная околозвездная оболочка проявляет себя частично через тепловую эмиссию и частично через мазерную эмиссию околозвездных молекул, а именно ОН, H1O1SiO и СО (см., например. Дикинсон и др., 1978; Перси и Феррари-Тониоло, 1980; Кларк и др., 1981; Уэньер иСахаи, (986; Кнаппк др., 1986). Объяснение происхождения этих линий, наблюдаемых методами радиоастрономии, увело бы нас очень далеко; эти линии очень удобны при измерении движений в оболочке, так как их доплеровское смешение может быть определено очень точно (ошибка около ± ] км/с). Это позволяет оценить даже скорость потери массы, значения которой составляют 10"* —Ю-7 jWe/год. Кафатос и др. (1977) показали, что с увеличением-периода увеличивается и скорость потери массы долгопериодических переменных.
Предыдущая << 1 .. 27 28 29 30 31 32 < 33 > 34 35 36 37 38 39 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed