Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 90

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 84 85 86 87 88 89 < 90 > 91 92 93 94 95 96 .. 164 >> Следующая


Звезда у Cas освещает маленькую отражательную туманность. Принципиально это может иметь место и у других объектов такого рода, что увеличивает возможность смешивания с эволюционно очень молодыми Вс/Ае-переменными (раздел 3.3.2). на что указывал еще Хербиг (I960).

3.4.3. Переменность ядер планетарных туманностей

Планетарные туманности являются светящимися газовыми образованиями, в большинстве случаев реї улярной. часто сферической, формы и диаметром от нескольких десятков до нескольких сотен астрономических единиц. При наблюдении в телескоп они иногда напоминают планетные диски.

О характере переменности в настоящее время невозможно сказать почти ничего обобщающего Известно всею несколько хорошо изученных объектов. При рассмотрении списков, содержащих планетарные туманности, имеющие также обозначения как неременные звезды, вначале создается противоположное впечатление. Например, в списке Акер и Марку (1977) содержится 26 окончательно обозначенных и 6 вероятных переменных. Но при более внимательном анализе выясняется, что в ряде случаев налицо неправильное отождествление объектов, и немало переменных с очень характерным спектром (Ме-эвсзды типа Миры Кита, звезды типа Z Андромеды и др.) ошибочно отнесены к планетарным туманностям. К такому заключению независимо пришел Бонд (1976). Ярким примером неправильной (в спектральном отношении) классификации планетарной туманности может служить объект V ')76 AqI. для которою Гссснср ' 1982) недавно подтвердила принадлежность к нормальным звездам типа Миры Кита с периодом около года.

Слецующие ниже случаи казались шетаючно надежными, судя по ОКПЗ и трем дополнениям к нему (Кукаркин и др.. 1969. 1971- 1974. 1976):

АЕАта. VI0i6Cyg. V 1329 Сур. FG Sge. V2416Sgi.

Некоторые авторы в последнее время сюда относили сше HM Sge. которую Чатти и др. (1978). Квок и Пэртон (1979). а также Банах (1980) считают находящейся в процессе образования очень молодой планетарной туман-

206

костью. Переменность ее блеска в 1975 г. была открыта Докучаевой (1976) и подробнее исследована Венцелем (1976) н другими. В 1975 - 1976 гг. обьект претерпел вспышку на 6'" за время в несколько сотен суток, перешедшую непосредственно в постепенный спад блеска. Кривая блес-KJ (рис. 1 15) в области максимума вначале совершенно напоминает очень молодые звезды типа FU Ориона (раздел 3.3.2). и только спектр с эмиссионными линиями выявляет родство с планетарными туманностями. ХїііЖ и Пэртон (см. выше) склоняются к объяснению неожиданного пояр-капня ударной волной. Она возникает, когда у красного гиганта, считающегося звездой-прародителем, из-за постепенной потери массы обнажается горячее ядро. Теряемое вещество создает газоиылевую оболочку, на которую ударный фронт оказывает ионизующее действие и возбуждает свечение.

Внешне похожие вспышки показывали, кстати, и другие звезды: в 1918-1920 гг. - странный объект V605 AqI. который из-за недостатка водорода раньше относили к объектам типа R Северной Короны (раздел 3.5) и который является ядром планетарной туманности А 58 (см.. например. Заиттер. !985 и 1987). около 1964 г. - объекты V 10)6 Cyg и V 1 329 Cyg ив 1913 и в 1931 гг. - мало исследованный объект AE Ага. Три последние переменные, так же как HM Sge и V 2416 Sgr. с недавних пор относят к симбиотическим звездам (раздел 3.1,6) или. по крайней мере, считают родственными им объектами. Генетические связи между з і ими объектами и планетарными туманностями, хотя их много обсуждают, в настоящее время остаются невыясненными.

Таким образом, hj предыдущего маленького списка остается в качестве бесспорного случая только FG Sge. Правда, по своему поведению JiO объект беспримерной странности. Переменность открыта в 1943 г. Гоффмейстсром. считавшим объект звездой. Он является центральной областью планетарной туманности, это независимо открыл Хенайз (1961 )-Особенность объекта, как впервые указал Рихтер (1960). состоит в том. что он с 1890 г.. начала фотографических наблюдений, приблизительно до 1967 г. постоянно становился ярче (рис. 1 16). Увеличение блеска составляло 0.5 звездной величины за каждые 10 лет. т.е. всего почти 4т по сравнению с исходной звездной величиной, составлявшей около 13.2™ (pg). В полосе В объект достиг максимального блеска в 1967 г.. в U - уже и 1962 г.. а в V - только около 1970 г. Причину этого отличия от существовавшего до сих пор хода фотометрического поведения необходимо искать в больших спектральных изменениях: спектр вначале состоял из континуума с абсорбционными линиями, первых членов бальмеровской серии водорода и переменного спектра оболочки, выброшенной звездой. С прогрессирующим изменением светимости и показателей цвета имело место изменение спектрального класса: в 1955.8 - B4I. в 1967.5 - А51а. а 1972.6 - F51p. в 1975.5 г. - G2 (из работы Уитни. 1978. где даны кон-крсшьіе литературные ссылки). Как эмиссии, так и признаки расширения исчезли. Около 1967 г. появились линии однократно ионизованных редкоземельных элементов, интенсивность которых к 1972 г. сильно увеличилась (до 25-кратного солнечно! о содержания).
Предыдущая << 1 .. 84 85 86 87 88 89 < 90 > 91 92 93 94 95 96 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed