Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
4. Наконец, потеря массы звездой может быть зарегистрирована еще одним способом. Если у мириды или полуправ ильной переменной имеется оптический спутник, то на его спектр могут накладываться сильные линии поглощения расширяющейся околозвездной оболочки главной звезды. Измерение их полуширин и доплеровских смешений позволяет определить скорость потери массы, что и было сделано для полуправильной переменной а Нет (Реймерс, 1977).
Работы Byда (1979) и Вильсон (1981) также касались вопросов по л у эмпирически го и теоретического исследования проблемы потери
Рис. 28. Зависимость период - светимость для мирид спектрального класса M (по Освальдсу и Риели, 1961). M4 - средняя визуальная абсолютная величина в максимуме блеска
j ... I--1-1--1—т-
200 JOO 400 500* P
массы. По полученным оценкам потеря массы у пульсирующих звезд поздних спектральных классов, индуцированная ударными волнами, в 40 раз сильнее, чем постепенная (вызванная излучением) у постоянных звезд. Подробнее с наблюдениями и теорией потери массы холодными звездами можно ознакомиться в обзоре Дюпре (1981).
Абсолютные величины мирид, пол у правильных и неправильных красных переменных в первую очередь определяются по статистическим параллаксам, полученным по объектам с известными собственными движениями и лучевой скоростью. Широко известны классическая работа
-2,0т ¦
-1.0 -
75
Таблица 23
Завноімость период — светимость для мирид
P
My
Mj
мн
MJC
At
91-14911
-1,6
-3,4
-4.2
-А, 4
-4,8
150-199
-3,0
-5,8
-ь.6
-7,0
-7,4
200-249
-1,8
-5,7
-6,s
-6,9
-7,3
250-299
-ІЛ
-6.0
-6.8
-7,-3
-7,7
300-349
-1,3
-5,6
-6,5
-6,9
-7,4
350-399
-ОД
-s.1
-6,6
-7,1
-7,1
400-612
-1,0
-5,7
-6.5
-6,8
-7.3
Освальдса и Риели (1961) и работы цитируемых ими предшественников. Освальде и Риели определили зависимость период — светимость, представленную на рис. 28. Визульная абсолютная величина мирид лежит в интервале примерно от 0 до — Зт. для реже встречающихся мирид спектральных классов С и Se M4 равно —1,4 и —1,6т соответственно. Позднее зависимость период - светимость для мирид изучали Клейтон и Фист (1969). Фой и др. (1975) и Селис (1986). Робертсон и Фист (1981) и Фист (1984а) исследовали зависимость период — светимость для болометрических н инфракрасных абсолютных величин. В іабл. 23 приведены их основные результаты. В работе Селиса (1986) приводится трехмерная зависимость между периодом, спектром и визуальной абсолютной величиной. С помощью зависимости Р— Sp—M4 мириды можно использовать в качестве ючных индикаторов расстояния при изучении структуры Галактики (глава 7). После того, как с помощью современной техники несколько лет назад удалось обнаружить и исследовать много мирид в Большом Магеллановом Облаке, стало возможным определить простым способом форму зависимости период — светимость мирид точно так же, как это уже было сделано для звезд типа 5 Цефея (см. раздел 5.2).
Причины изменений блеска. Как уже отмечалось, исчерпывающего объяснения причин изменения блеска не существует. Ясно, что определенный вклад вносят пульсации. Пульсационная константа Q, об определении которой говорилось в связи со звездами типа 8 Цефея, для мирид равна 0,096d. Но у мирид появляется еще один источник переменности - это изменение прозрачности внешних слоев, обусловленное образованием углеродных чзсіиц. Считается, что такие частицы играют определенную роль и в межзвездном поглощении. В результате звездные атмосферы периодически эамутняются "дымом" и "сажей", и управляет этим процессом пульсация. Поглощенная энергия переизлучается в более длинноволновом диапазоне в виде тепла. Этим и объясняется небольшая болометрическая амшшіуда. Как уже отмечалось, максимум блеска соответствует минимальному диаметру, те. максимальной плотности во внешних слоях. При этом возникают предпосылки для диссипации слоя поглощающих частиц. Большое значение имеет то, что сверхгиганты лежат около естественной границы стабильности, и в этой области малых изменений потока энергии, выходящего из внутренних слоев звезды,
76
достаточно, чтобы дать большой эффект во внешних слоях. Это, в частности, касается пол у прав ильных и неправильных переменных сверхгигантов, подобных or Нет и a OrJ (Бетельгейзе), детально описанных в разделе 2.2.2. (Недавно стало известно, что взаимодействие a On с тесным спутником существенно увеличивает эту нестабильность — Каровска и др-> 1986.) В этой связи нужно упомянуть одно исследование, подтверждающее приведенную интерпретацию. Стеббинс и Хаффер (1930) провели фотоэлектрические наблюдения 390 звезд спектральных классов МО — Мб, не являвшихся известными переменными, и у ірети из них нашли изменения блеска с амплитудой 0,1й1 и больше. Они сделали вывод, что красных гигантов с действительно постоянным блеском, вероятно, не существует. В случае подтверждения этого предположения переменность должна быть нормальным состоянием таких звезд, и в качестве объяснения напрашиваются приведенные выше соображения. К такому же заключению можно прийти, основываясь на работе Рихтера и др. (1961).
