Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
T Cha 3,2436d RY Lup 3,7609d RU Lup 3,8375d (?) AK Sco 5,1480d (?)
Недавно было показано наличие временами наступающей циклической переменности звезды SY Cha, относящейся к подтипу Insb (Шефер и Матье, 1982). В 1970—1972 гг. переменная показывала строго периодические волны с амплитудой, доходившей до 1,6™ (В), и P = 6,129d. В предшествовавшие и последующие годы были найдены только слабые нерегулярные колебания. Авторы связывают это явление с ярким пятном на поверхности вращающейся звезды или близ нее. Подобные попытки интерпретации уже предпринимались для перечисленных ранее звезд Гоф-фмейстером (1965) (см. ниже).
В качестве примера квазнпериоднческих явлений в переменности блеска хорошо подходит звезда SV Сер спектрального класса Ae. Для нее имеются плотные ряды фо го J лек гри чес к их наблюдений в полосах U, В и V, полученные в 1962-1966 гг. - см. рис. 97 (Вениелъ, 1969). Здесь видны относительно острые минимумы, повторяющиеся в среднем через !5,4й, их форма и глубина меняются. На кривой блеска присутствуют и другие компоненты переменности. Особого внимания достоин следующий наблюдательный факт: ослабления блеска протекают без изменений показате-
17?
VV
_________j_i_:_і-
2 <J3 150 8 200 8 250 8 500 8 350 JD
Рис. 97. Фотоэлектрические (V и В- IO измерения звезды SV Сер по Венцелю (1969)
ля цвета B-V (т.е. амплитуды блеска в цветах BhV одинаковы, см. рис.97).
Довольно плотные ряды фотоэлектрических измерений с синхронными спектральными наблюдениями (объективная призма) были получены Гетцем и Венцелем (например, J967) для ряда звезд типа T Тельца и родственных им объектов. Совершенно особое положение среди исследованных звезд занимает RW Аиг. Изменения блеска от ночи к ночи могут достигать одной звездной величины (рис. 98). Ни одна из других программных звезд такого не показывала. По быстроте переменности она схожа с T Cha. Реальность существования накладывающихся друг на друга волн и вспышек продолжительностью в несколько часов с амплитудой в несколько десятых звездной величины, наблюдавшихся у T Cha визуально, была для RW Аиг доказана объективными методами. Следует заметить, что и у других звезд программы изменения линейчатого спектра протекали не всегда синхронно с изменениями блеска. Две несимметричные кратковременные вспышки, аналогичные наблюдаемым у вспыхивающих звезд, следует, вероятно, приписать красному спутнику RW AurB.
Быстрая переменность звезды RW Аиг, с характерным временем от 15 мин до нескольких суток, была подтверждена спектрально Аппенцел-лером и др. (1983) на основе наблюдений во время длинных ночей Норвегии.
Другим характерным свойством кривой блеска является наличие определенного блеска покоя, т.е. "предпочтение" звездой определенного уровня блеска. Не зря, например, Гоффмейстер и его сотрудники выделили звезду ВО Сер (рис. 95) в качестве прототипа подгруппы, характеризующейся ярким нормальным блеском и иногда наступающими минимумами разной формы и глубины. Гоффмейстер обнаружил, что звезда ВО Сер только в II ночей из 481 была ослаблена более чем на 0,5т и
180
т 10,5
11,0 -
11,5
•"ft
2 ^3? 705,300 ,400 ,500
Рій. У* Фотііліектрнчсскно измерения RW Лиг в полосах V-BhU (Тёти и BfHме.'»., 1967)
,ООО 7 70S7SOO. ,400 V
.500 JD
flit. Изменение положения RR
Таи на анаграмме V- IB - V) с изменением блеска; соединены между собой последовательные пи иремени точки на спаде блеска в двух мини-м> мах {фотоэлектрические наблюдения по Рёссигеру и Веицеяю, 1973)
+0,4 0,5 0,6 0,7m S-V
только на четырех пластинках из 1100 эоннебергских снимков неба звезда находилась, несомненно, в минимуме блеска. Наши фотоэлектрические наблюдения тоже показали, что за 304 ночи наблюдений только в деьяги случаях звезда была ослаблена более чем на 0,1 lm. Самый "глубокий" минимум лежал на 0,29т ниже нормального блеска. Во все другое время нормальный блеск сохранялся со средним отклонением менее чем на 0,02'" (Венцель и Брюкнер, 1978). Другие объекты имеют свое значение блеска покоя, лежащее на каком-нибудь уровне общего диапазона переменности блеска объекта. Иногда блеск покоя подвержен
181
медленным колебаниям. Наверное, уровень блеска покоя — это харац. теристика данной звезды, по крайней мере он сохраняется относительно длительное время. Конечно, встречаются звезды и без такого свойства.
Наличие минимумов блеска в качестве характерного признака замет> но доминирует у звезд ранних и средних спектральных классов. При этоц ослабления блеска могуі протекать без заметных изменений абсорбциона ного линейчатого спектра (т.е. спектрального класса). В некоторых случаях не меняется даже показатель цвета, например у активно наблюдав; шейся звезды RR Tau (Хербиг, 1960; Рёссигер и Венцель, 1973; рис.99) и у SV Сер (см. выше).
Постоянство спектрального класса или его изменения без корреляции с изменениями блеска имеют место и у истинных звезд типа T Тельца (Dl Сер - Гам, 1979; RW Лиг - Гётц и Венцель, 1967). Это можно ра6 сматривать в качестве указания на отсутеївие сильных изменений эф. фективной температуры звездного компонента. Очевидно, играют роль изменения в газовой или пылевой оболочке.
