Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
1930
1932
1934
1936
1938
1940 1942 1944 1946 1948 1950 Рис. 66. Кривая блеска RR TcI с 1926 по 1949 гг. (по Мейолл)
137
fr.
D9
gm _
to -11
12
2 4/1 ООО
2 415 ООО
JD
1890
1900
1910
2 435 ООО
1950 1960
Рис. 67. Кривая блеска Z And по Боярчуку (1969)
звезды Z And. Ква апериодические флуктуации блеска (средняя продолжительность - 714 суток, с большими отклонениями) прерываются всчыш-ками блеска с амплитудами до 4"' . Аналогичное поведение показывают звезды BF Cyg, CI Cyg, AX Per, но квазипериодические изменения у них выражены менее четко, чем у Z AnJ. Совсем другой является кривая блеска звезды AG Peg. Она характеризуется вспышкой блеска в три звездные величины и продолжительностью около 100 лет, это нагюми-
Рис. 68. Вспышка AG Peg (кривая ставлена Боярчуком, 1969)
1800 1В50
1900
1950
нает предельно медленную новую (рис. 68). Кроме этой вспышки, преобладают изменения блеска с периодичностью около 800 суток.
Изменения блеска симбнотических звезд связаны с изменениями цвета. При ослаблении блеска увеличивается (В - V).
Табл. 34 содержит список некоторых сим биотических звезд по данным из литературы.
Спектральные изменения. Многие звезды типа Z Андромеды при падении блеска показывают в спектре усиление абсорбционных линий и уве-138
Таблиц 34
Избранные симбнотнческие звезды
—-——1 Звезда
--'
"'max
"¦mix
Рф
Тип
Примеча
Z And
8.0™
12,4m
632d
Z And
EG And
7,1
7,8
470"
Z And. 11
R Aqr
5,8
11,5
16000:
387
Мира, p
1
CM Aql
13.2
16.5
Z And
TXCVn
9,3
11.6
4(0:
Z And, p
RT Cat
11,0
I 1,4
Z And?
о + VZ Cet
2,0
lu.l
36000
332
Мира, p
TCrB
2,0
10.8
228
Nr1Il
BF Cyg
9,3
13,5
750
754
Z And, p
CH СУЕ
7.¦I
9,1
97
Z And, 11
2
Cl Cyg
9,4
13.7
855
855
Z And + ЕЛ. 11
V407 Cyg
13,3
|16,5
745
Мира+новая
V10l6Cyg
10,3
17.5
450
x,P
3,4
V1329 Cyg
11,5
IS
950
x + E
5,6,4
AC Dra
9.1
11,2
5U
554
Z And, p
7
YY Her
11,7
[П.2
Z And
V443 Her
12,4
12,6
Z And
RW Hya
10,0
11,2
372
376
Z And, Il
SS Lep
4,8
5.1
25R
Z And?
AX Mon
6,6
6.9
233
X
BX Mon
9.5
13.4
1380
1360
Z And?, l>
8
SY Mus
11,3
12.3
623
Z And?, p
RS Oph
5.2
12,3
230
Nr, II
AR Pav
8,5
13,6
605
ZAnd+bA, II
9
AG Peg
6,0
9.4
830
800
Z And, p
10
Л X Per
9,7
13,4
6Й2
685:
Z And
RX Pup
11,1
14.1
Z And
HM Sge
11
16
- , P
4
FN Sgr
9
13.9
Z And
KW Sgr
11.0
13,2
670
Z And (SRc)
V1017 Sgr
6,2
14,4
Nr(Z And?)
V24!6Sg[
11,4
(17,6
Z And
4
V 2601 Sgr
14,0
15.3
850
Z And
V2756Sgr
13,2
15,2
243
Z And?
V 2905 Sgr
10
14,6
Z And
FR Set
11,7
12,5
Z And
RRTeI
6.5
16.5
N1. p
Объяснение некоторых столбцов
f лс- — периоды переменности по лучевым скоростям и фотометрии
Тип: тнч переменности блеска дан согласно ОКПЗ
EA - іатмекная переменная типа Алголи; л - особые случаи
р, et - разпелешкія или понура іцеленная система (красный гигант заполняет свою полость Ноша нпн не заполняет ее, Гарсия, 1986)
Остальные сокращения - см. текст этого раздела. Примечании: '
1. Вероятно, эатменняч переменная с периодом 44 года.
2. С»1 ласно JIyуду, во времч максимума блеска полу правильного красного гиганта «округ горячею компонента (Белого карлика! временно образуется диск.
139
Таблица 34 (окончание)
Это до сих пор воинственная известная сим биотическая звезда, показавшая, подов, но к атак л из м ичес к им переменным, мерцание ("flickering") во время вспышки 1977 г.
3. V 1016 Cyg является, вероятно, планетарной гуманностью в очень ранней стадии развития (см. обобщающую дискуссию у Сйхаде, 1976).
4. Относительно объектов V 1016 Cyg, V I 329 Cyg. V 2416 SgT и HM Sge мнения расходятся. Это или звезды типа Z Андромеды, или переменные планетарные туманности. Поэтому мы вернемся к ним в разделе 3.4.3. ^
5 ¦ "Переменная Грнгара". Вероятно, затмениая переменная (P = 9GO ) .
6. Согласно Блейру и др. (1981), сходна с V 1016 Cyg и звездами,типа RS Гончих Псов.
7. Период согласно JJ. Майнунгеру (1981).
8. См. Виотти и др. (1986) и Уййтаок и Кетчпоул (1983) .
9. AR Pav — затмениая переменная с амплитудой в две величины (P = 650 ). Горячий компонент — физическая переменная.
10. Модель этого интересного, сложного объекта описали Каули и Стенсел (1973), см. также Свхаде (1976) кГигоиКоэн (1981)-
личение степени возбуждения эмиссионных линий (см. также Боярчук,-1969). Другие объекты время от времени показывают сильные изменения в спектре, даже когда общий блеск меняется мало. Это видно (рис. 69) на примере двух спектрограмм звезды AG Peg. Обратите внимание на уси-ление эмиссионных линий (Н, Не, Fell) на нижней спектрограмме.
