Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 92

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 .. 86 87 88 89 90 91 < 92 > 93 94 95 96 97 98 .. 164 >> Следующая


Наконец. Мендес и др. (1983) и Ясневич (1986) сообщили об обнаружении колебаний блеска центральной звезды планетарной тумманости 1С 418, по-видимому, нерегулярных (амплитуда около ОЛ"1, характерное время 0,1 -2 суток). Является ли эта переменность родственной описанным вековым колебаниям уникальной переменной звезды FG Sge или ее происхождение также связано с тесной двойственностью, остается пока неясным.

Подводя итоги, скажем, что на основе современных знаний переменность центральных звезд планетарных тумманосгей можно приписать следующим причинам.

1. Сбрасывание оболочек вследствие быстрых эволюционных процессов.

2. Пульсации разного происхождения.

210

3. Эффекты поглощения света конденсированными пылевыми облаками.

4. Затмения, -эффекты отражения и другие физические эффекты (?) в тесных двойных системах.

Это очень молодая область исследований, в любое время можно ожидать результатов.

3.4.4. Переменность звезд типа Вольфа - Райе

Классические звезды типа Вольфа - Райе (WR) являются объектами высокой светимости и поверхностной температуры, окруженными газовыми оболочками, расширяющимися с высокими скоростями. Различают звезды типов WC (с эмиссиями углерода CII — CIV) и WN (с эмиссиями азота NIIl - NV); в каждой группе имеются более тонкие подразделения.

На основе каталога Хута (1987) мы делаем заключение, что 23 классические звезды WR (табл. 40) из списка Вон дер Хухта и др. (1981), содержащего всего 159 объектов, являются обозначенными переменными звездами. Кроме того, 8 звезд являются заподозренными переменными (Каталог NSV Хо.чопова и др., 1982), на них мы сейчас останавливаться не будем. Из 23 переменных звезд по меньшей мере 7 являются затменны-ми двойными системами, например V444 Cyg и CV Ser. Очень заметные минимумы блеска наблюдались также у звезды V4072 Sgr в 1909 и 1980 гг. (продолжительность 30 - 40 суток, амплитуда > ]'" в области pg, без изменения цвета), а у V1687 Cyg наблюдались две вспышки в инфракрасной области (> I"1). Наблюдаемые явления в первом случае связывают с затмением звезды темным телом радиусом в несколько сотен солнечных радиусов (Мэсси и др., 1984), во втором случае - с влиянием выброшенных пылевых облаков, имеющих температуру около 800 К и, возможно, высокую концентрацию частиц железа (Хакеелл и др., 1979).

Другие переменные типа WR обычно имеют амплитуды блеска ^ 0,1"', уверенно обнаруживаемые только фотоэлектрически; характерное время чаше всего составляет часы или сутки. Часто обнаруживается, что наблюдаемые колебания имеют место только в области отдельных эмиссионных линий. Большую наблюдательную работу в этой области, отразившуюся В многочисленных публикациях, провели Моффат с сотрудниками и Че-репащук с сотрудниками, В статистической работе Моффат и Шара (1986) проверили на переменность почти все северные звезды типа Вольфа - Райе ярче 11,5"' в синей области спектра и нашли, что из 18 исследованных объектов 50% являются переменными с амплитудами > 0.02'". Контроль-Ное сравнение с использованием 50 "нормальных" звезд дало 30 ',і переменных звезд, эта величина не намного меньше, но отличие, вероятно, реально.

В вопросе о характере переменности блеска, о периодичности или иррегулярности и тем более о длине возможных периодов господствует пока неопределенность. Моффат (например, 1982) вообще считает присутствие невидимого тесного компактного, спутника (нейтронной звезды) и его движение по орбите, а также потоки вещества ответственными за периодические колебания в линиях и континууме. Нейтронная звезда

211

Таблица 40

Переменные звезды Вольфа — Райе

Номер (Ван дер Хухт) J
Переменная
Номер (Ван дер Хулг)
Перемена

6
EZ CMa
128
QT Sge

11
i' VeI
133
V1676Cyg

W ..
V396 Car
134
Vl769 Cyg

17
NSV 4768
135
V1042 Cyg

21
V 398 Car
136
Vl 770 Cyg

22
NSV 4939
137
V1679Cyg

23
NSV 4943
138
NSV 12979

33
NSV 5050
139
V444 Cyg

40
V 385 Сет
140
V168 7 Cyg

48
її Mus
141
NSV 13040

71
NSV 7395
148
V1696 Cyg

78
V919 Sco
151
CX Сер

102
V 3893 Sgr
153
GP Сер

103
V4072 Sgr
155
CQ Сер

из
CV Ser
157
NSV 14472

124
OR Sge



возникает в результате того, что первоначально более тяжелая из двух звезд вспыхивает как сверхновая; из-за быстрой эволюции она теряет массу в пользу второй звезды и в дальнейшем коллалсируст. Вторая звезда, со своей стороны, становится звездой типа Вольфа - Райе. Этот известный и описанный во многих работах теоретический путь развития массивных тесных двойных звезд подтверждает проведенная Моффа-том интерпретации наблюдений. Тем не менее Вре (1985) подверг эти представления сомнению и принял гипотезу нерадиальных пульсаций одиночной звезды. Вре особо указывает на возможность кажущихся периодов (раздел 2.1.3), но соглашается, что механизмы возбуждения колебаний, присущих звездам типа ? Цефея (раздел 2.3.1), еще мало исследованы. Упомянутые выше гипотетические компактные спутники не идентичны, конечно, компонентам спектрального класса О в фотометрических или спектральных двойных звездах Вольфа - Райе. Согласно Моффату, во> можны даже тройные системы.
Предыдущая << 1 .. 86 87 88 89 90 91 < 92 > 93 94 95 96 97 98 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed