Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Систематические поиски и случайные открытия на высоких галактических широтах показывают, что новые встречаются и на больших расстояниях, за границами рис. 49 (после названия объекта в скобках указано предполагаемое расстояние г в кпк): BD Pav (-3), RW UMi (+3). RR Cha (-4), RT Ser (+4), X Ser.(+S), U Sco (+6), V522 Sgr (-8). W Ari (-10). VI 548 Oph (= +30). Некоторые из этих объектов могут быть ошибочно классифицированы как звезды типа U Близнецов, т.е. в действительности более слабые и поэтому более близкие объекты. Надежными случаями, по-видимому, являются звезды RW UMi, RT Ser, U Sco и RR Cha.
Очень большие расстояния от центра материнской галактики (см. раздел 5.2.2) имеют некоторые несомненные новые в M 31 и M 33. Такие достойные внимания объекты, как это ни парадоксально, легче открывать в далеком гало M 31 и M 33, чем в гало нашей собственной Галактики. Это связано с тем, что достаточно одного снимка, чтобы сфотографировать гало
106
чужой галактики. Чтобы полностью охватить гало нашей Галактики, необходимо большое число снимков.
Резюмируя, можно сказать, что новые, по всей вероятности, встречают-ся во всех возрастных классах, т.е. они перекрывают диапазон от старого населения 1 типа до экстремального населения гало II типа.
Параллаксы и собственные движения новых неизмеримо малы. Поэтому для определения их расстояний необходимо привлекать другие методы (см. выше).
Список потенциальных повторных новых. Список новых в табл. 31 был представлен комиссией 27 МАС на съезде 1967 г. С призывом патрулировать эти объекты, чтобы как можно раньше заметить и наблюдать повторный подъем блеска. Два последних объекта таблицы взяты из списка Нейн-Гапошкиной (19776), тоже содержащего потенциальные повторные новые. Выборка сделана на основе значений амплитуд, так как малые амплитуды статистически связаны с более короткими интервалами между вспышками (см. выше). Таким образом, речь идет об объектах с некоторой вероятностью повторной вспышки еще в этом столетии или несколько позднее. Здесь мы отсылаем читателя к разделу о повторных новых. В нашу таблицу мы не включили звезду IM Nor, так как после уточнения отождествления п ре дно вой выяснилось, что амплитуда этой новой составляет око-ло 12™.
В кратком сопроводительном тексте к списку МАС названы еще звезды RT Ser и FU Ori. RT Ser (1909) является очень медленной новой с неизвестной амплитудой, звезда FU Ori - предельный случай звезд типа T Тельца (см. раздел 3.3.2), т.е. очень молодая звезда. Оба объекта должны патрулироваться, хотя и с другими целями.
Ниже следуют несколько замечаний к отдельным звездам.
X Ser: Колебания блеска в минимуме достигают 2'"; среднее значение лежит у IS1O"1. Кривая блеска напоминает кривую звезды Z And. Следует отметить, что звезда RR Tel перед вспышкой вела себя подобным образом. Поэтому X Ser заслуживает определенного внимания.
V999 Sgr: Через 26 лет после вспышки 1910 г. звезда имела величину 16,6™, блеск в максимуме составлял &.2т.
FM Sgr: Принятый максимальный блеск 8,0"' получен экстраполированием кривой блеска. Предновой может быть звезда 16 или 17т, поэтому амплитуда определена ненадежно.
Таб.1 ица Jl
Потенциальные повторные новые
Новая
Год
Амплитуда
Новая
Год
Амплитуда
X Ser
1903
6,0m
V1017 Sp
1919
7,0"*
V999 Sgr
1910
8.4
KN Sgr
[925
5,0
FM Sgr
1926
8,5
HR Lyr
1919
8,5
VlO 16 Sgr
1899
6,5
F.U Set
1949
8,4
V 441 Sgr
1930
7.3
V841 ОрЬ
1848
8,9
HS Sgr
1900
6,5
FS Set
1952
tor
V1016 Sgr: Нет уверенности в том. что звезда наблюдалась в самом максимуме блеска. С экстраполированной максимальной величиной, равной 7,0 ™, амплитуда составляла бы 7,9т.
V441 Sgr: Приведенное в таблице значение амплитуды рассчитано с максимальной величиной 8,7"', но и эта звезда в максимуме могла быть ярче, это приводит к амплитуде около 8т.
HS Sgr: Звездная величина предновой, согласно Вудс, равна lo.S'"; экстраполированное значение в максимуме, согласно Маклафлину. лежит около 10.0"'.
VlOl 7 Sgr: За прошедшее время подтверждено, что звезда является повторной новой. Предсказанная вспышка уже произошла в 1973 г. (см. также табл. 30). Этот объект, как мы увидим ниже, родственен сим биотическим звездам (раздел 3.1.6).
FN Sgr: Кроме вспышки в 1925 г., установлена вспышка в 1937 г. Спектр не противоречит предположению, что звезда относится к типу 2 Андромеды (см. также табл. 34) .
HR Lyr: Звезда очень активна, особенно в фотографической области. С 1947 по 1952 гг. ее блеск, согласно Розино, менялся между 14,2 и 15,3*" без заметной регулярности.
EU Set: Максимум был около 8,6т, нормальный блеск, согласно наблюдениям предновой с 1918 по 1949 гг. (Харвуд), составлял 16,8"\
V 841 Oph: В максимуме блеска объект достиг величины 4,2т,
FS Set: В максимуме блеска объект имел величину 10,9"'.
3.1.3. Звезды типа U Близнецов
Классификация. Большинство звезд типа U Близнецов, именуемых также карликовыми новыми, своими фотометрическими свойствами напоминают повторные новые, но меньшего масштаба явлений. При этом уменьшение масштаба относится как к амплитуде блеска, так и к промежуткам времени между вспышками.
