Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Люрбек (1981) приводит список кривых блеска, абсолютных величин ¦ и расстояний для галактических новых. Он нашел, что средняя абсолютная величина в максимуме блеска до медленных новых составляет -6,41™, , для быстрых новых —9.4т.
" Разница амплитуд между быстрыми и медленными новыми статисти-
. чески уверенно не установлена.
Поначалу кажется неожиданным, что и Берто, и Пейн-Гапошкина получили наибольшие амплитуды для объектов с наибольшим видимым блеском. С уменьшением амплитуды падает и видимый максимальный блеск. Пейн-Гапошкина предлагает три возможных объяснения, но дело, вероятно, в тривиальном эффекте селекции. А именно, у новой со слабой видимой величиной невозможно установить наличие большой амплитуды, так как такие звезды в минимуме блеска слишком слабы даже для больших инструментов. Предположим, новая имеет в максимуме блеска видимую величину, равную 8т. При амплитуде в 15 величин новая будет около 23-й величины в минимуме блеска.
; Архипова и Мустель (1975) собрали информацию о фотометрических наблюдениях новых в разных спектральных областях.
4. К. Гоффмейстер
97
Повторные новые. Определение повторным новым (Nr) была дано в начале лой главы: воспользуемся случаем описать их несколько подробнее, bun.- Б рух н др. (1981) указали на неоднородность группы повторных новых. В то время как вторичные компоненты у T Рух и U Sco. кик и у классических новых, являются звездами главной последовательности или субгигантами, T СгВ. RS OpIi и V 1017 Sgr имеют спутники-гиганты, что очень роднит их с симбиотическими звездами (раздел 3.1.6).
Вообще говоря, предполагается, что классические новые в действительности тоже являются повторными, но с очень длинными (быть может, на порядки величины более длинными) интервалами между вспышками, так что в исторически обозримые промежутки времени второй вспышки не ожидается. Интервалы времени между двумя вспышками оцениваются в 10"-107 лет.
В табл. 30 приведены данные и всех известных повторных новых. Веббинк (1978) дает каталог всех до сих пор измеренных звездных величин повторных новых в полосах U, В. V. R, 1, J, Н, К, L, М. N. Обсуждение известных данных о спектрах повторных новых можно найти у Бар-ло.еидр. (1981).
В табл. 30 не были включены следующие объекты. Звезда WZ Sge (m,„BI = 7,2"', А = 9"', вспышки в 1913, 1946, 1978 гг.) фотометрически напоминает повторную новую, но на основе спектральных данных относится к звездам топа U Близнецов (см. раздел 3.1.3). То же самое справедливо для звезды VY Aqr (mmax = 8,0m, A = 8m), которая, согласно последним исследованиям Макнота, Венцеля, Рихтера. М. Лиллер и др., имела вспышки в 1907, 1929, 1934. 1941, 1942. 1958,1962,1973,1983, 1986,1987 гг. Вспышки у RZ Leo (ттлх = 11,5™, А ¦= 6"') наблюдались в 1918 и 1984 гг. Отмечается сходство с WZ Sge. Остается открытым вопрос, реальны ли предполагаемые поярчания в 1935, 1952 и 1976 гг. (Рихтер, 1985). Звезда V616Mon (mm(X = ИЗ", А = S1T", вспышки в 1917 и 1975 гг.) является так называемой рентгеновской новой (раздел 3.1.7).
Для объектов с тремя и более вспышками получаются следующие интервалы времени между вспышками: для RS Oph - 35. 25, 9, 18 лет; для T Рух - 12, 18, 24 и 22 года; для V1017 Sgr - 18 и 54 года; для U Sco - 43, 30, 43 и 8 лет. Видно, что наблюдаемые промежутки времени для одной и той же звезды не одинаковы. (Можно, конечно, легко допустить, что некоторые вспышки, например приходящиеся на дневное время видимости звезды, остаются незамеченными.) Существует явная зависимость среднего промежутка времени между вспышками от амплитуды вспышки: для двух звезд с амплитудами в интервале 8-10"1 промежуток равен 50 годам, для трех звезд с А я» 7т он составляет 26 лет.
Подобная зависимость найдена и для звезд типа U Близнецов (с более короткими промежутками между вспышками); подробнее об этом речь пойдет позднее. В таблице есть как быстрые, так и медленные новые. Из сказанного ясно, насколько ценными могут быть регулярные наблюдения старых новых, особенно с малыми амплитудами вспышек (см. конец раздела 3.1.2). В среднем меньшие по сравнению с "классическими" новыми амплитуды вспышек повторных новых объясняются не только меньшей интенсивностью вспышек, но и тем фактом, что вторичными
98
компонентами некоторых повторных новых являются звезды-гиганты. Вторичный компонент, будучи намного ярче белого карлика, сильно "поднимает" блеск системы в минимуме между вспышками, уменьшая наблюдаемую амплитуду во время вспышки.
В (979 г. впервые удалось проследить вспышку повторной новой (U Sco) фотометрически и спектрально, как в видимом, так и в ультрафиолетовом диапазонах спектра (см. Барлоу и др., 1981).
Спектр в минимуме блеска. Довольно много исследований посвящено спектральному поведению новых звезд во время вспышки блеска и после нее. Для этого имеется несколько причин. Во-первых, новую можно безошибочно классифицировать только при наличии спектра, в то время как на основе одной лишь кривой блеска, особенно для слабых объектов, вполне возможна неверная классификация (можно спутать со звездами типа U Близнецов, симбиотическими переменными, сверхновыми и даже со звездами типа Миры Кита). Далее, именно исследование спектров -континуума, а также бы строп временных интенсивно стей и ширин, допле-ровских смещений эмиссионных и абсорбционных линий - дает основную информацию о скоротечных физических процессах в моменты спокойствия и BciiLttUKH.
