Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Таблица 30 Повторные новые
Название
Величина
Амплитуд»
Годы вспы-
Средний
Тип
Спектр вто-
• макси-
а
шек
проме-
ричного
муме
жуток,
годы
компонента
V 394 CrA
7,5 m
10.5т
1949.1987
38
быстрая
TCrB
2,0
8,6
1866, 1946
80
быстрая
gM3
RSOph
4,3
7,2
1898,1933 1858. 1967, 1985
22
быстрая
ВМ6 (?)
T Рух
7,0
7,1
1890, 1902, 1920. 1944, 1966
19
медленная
главная последовательность?
V 1017 Sgr
7,2
7,1
1901. 1919, 1973
36
медленная
C5II1
USeo
6.7
10,6
1863. [906.
31
быстрая
4к (?)
1936. 1979. 1987
95
лись вспышки. Иногда это могут быть поляры или неопознанные симбиотические звезды (см. раздел 3.1.6) или же фотометрически нетипичные звезды типа U Близнецов (звезды типа UX Большой Медведицы, см. раздел 3.1.3).
Далее, существует понятие "карликовая новая". Это выражение по причинам, указанным в начале раздела 3.1.3. используется для звезд типа U Близнецов, подробнее описанных в том же разделе.
Обозначения Обозначения новых очень неоднородны. Пока было известно только несколько случаев, звезды называли по созвездию и году вспышки, например новая Персея 190). Если в одном созвездии наблюдалось несколько новых, их обозначали N1, Nj и т.д. Первоначально явно господствовало мнение, что новые представляют собой нечто особенное, а не просто разновидность переменных звезд. Но с тех пор как, благодаря успехам в области физики звезд, признали их принадлежность к переменным звездам, им задним числом дали соответствующие обозначения. Так. новая Персея 1901 тождественна переменной GKPei,новая Геркулеса 1934 - это переменная DQ Hei, новая Лебедя 1975 - это V1500 Cyg. Мы используем параллельно оба обозначения.
Наблюдаемые явления. Процесс развития вспышки новой в видимой спектральной области выглядит следующим образом. Предновая — это голубой (горячий) объект, часто со слабой, беспорядочной переменностью блеска (только в очень редких случаях переменность достигает двух звездных величин, например у звезды V446 Her). Каталог всех известных кривых блеска новых до взрыва дает Робинсон (1975). Подъем чаще всего очень крутой, с возрастанием блеска на 7-10 звездных величин за время менее суток. Непосредственно перед максимумом наблюдается короткая задержка или слабый спад блеска, после чего происходит последний подъем приблизительно на две величины. Максимум чаще всего острый - конечно, за исключением очень медленных новых типа RT Змеи. Спад блеска после максимума протекает вначале гладко до величины, приблизительно на 3,5т слабее максимальной. После этого начинаются энергичные квазипериодические колебания с амплитудой около одной звездной величины. В большинстве случаев одна волна длится 5-Ю суток, но встречаются и примеры беспорядочной переменности блеска. У медленных новых это состояние кончается крутым спадом до промежуточного минимума. За ним следует второй крутой подъем, после чего продолжается спад со слабыми флуктуациями. У нормальных быстрых новых эта фаза достигается при затухании квазипериодических колебаний. Переход к фазе медленного спада в обоих вариантах происходит, когда блеск становится ниже максимального примерно на 6™. Звезда очень медленно приближается к квазистабильному состоянию эксновой (постно-вой). Оно приблизительно соответствует состоянию предновой. часто с быстротечными колебаниями блеска малой амплитуды.
Здесь необходимо указать на источник ошибок в классификации. При обнаружении такой переменной возникает опасность отнести ее к группе звезд типа T Тельца или родственным им объектам, так как быстрая, беспорядочная переменность блеска в общем характерна для звезд типа T Тельца. Только тщательное спектральное исследование (или случайная вспышка блеска!) могут решить эту проблему.
96
Статистика. Согласно Пейн-Гапошкиной (1957. 19775). известно 177 новых звезд, но только 61 из них наблюдалась в минимуме блеска. В табл. 29 дано распределение амплитуд зтих последних. Наибольшие амплитуды, более 16.6 и 18,8™ соответственно, имели новая Кормы 1942 и новая Лебедя 1975.
Значения амплитуд классических новых чаще всего лежат в интервале 11-12 величин, у повторных новых амплитуды меньше 10 звездных величин. Данные, однако, искажены в сторону малых амплитуд, так как две трети всех новых в минимуме блеска не наблюдались.
Таблицы Пейн-Гапошкиной (1957. 19776) содержат время вспышки, видимые величины в максимуме и минимуме блеска, галактические координаты. Из-за короткой продолжительности события очень редко удается действительно охватить наблюдениями сам максимум. Но все же из очень регулярного хода кривой блеска в первой части спуска можно с хорошей уверенностью оценить значения максимальной величины. Список, опубликованный тем же автором (1958), содержит 81 объект с относительно хорошими наблюдениями.
Средняя абсолютная величина новых в максимуме блеска принимается равной — 7.6"1; она, конечно, зависит от точности определения расстояний. Кроме обычных, т.е. астрометрических и астрофизических методов определения расстояний, можно назвать еще два. очень важных для изучения новых. Один из них состоит в том. что скорость расширения сброшенной газовой оболочки можно измерить, с одной стороны, в виде лучевой скорости (в км/с), а с другой стороны, в виде прироста диаметра газового диска в угловой мере (угл.сек./год). Вторая возможность связана с наблюдениями новых в других звездных системах- Из-за своей большой светимости вспышки новых могут наблюдаться, например, в туманности I Андромеды M 31, в спиральных туманностях M 33 и M 81, в Магеллановых Облаках и в других системах, расстояние до которых известно. Отдельные I- значения, полученные разными методами, лежат в интервале От —6,7 до " —8,2т; они могут быть в какой-то степени искажены селекцией.
