Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
3.5. ЗВЕЗДЫ ТИПА R СЕВЕРНОЙ КОРОНЫ
Кривая блеска, положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.
Это очень маленькая группа переменных звезд. Переменность блеска ее прототипа, RCrB, является очень характерной, светимость - довольно высокой. Звезда имеет яркий нормальный блеск, прерывающийся глубокими минимумами с очень нерегулярным ходом кривой блеска. Встречаются как непродолжительные, длительностью в несколько недель, ослабления блеска, так и минимумы блеска, сохраняющиеся несколько лет. В последнем случае минимумы прерываются поярчаниями, при которых звезда не совсем достигает нормального блеска. Очень показательную,
212
Рис. 117 Визуальная крнезя блеска R (7В за ) 7Л4— ) 9Я7 гг. Кривая составлена на основе наблюдений многих авторов. Ло 1956 г. данные собраны Мейолл (1 960) кЖк-ллеаым и др. 1197й), с 1957 г. - авторами лей книги по наблюдениям группы AKV
слегка схематизированную кривую блеска RCrB с 1844 года привели Жиляев и др. (1978) в подробной работе об этой звезде (рис ]]7) Ранее Мейозі (1960) опубликовала подобную кривую на основе многолетних интенсивных визуальных наблюдений звезды членами Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO). В визуальной области амплитуда переменности RCrB достигает 9"' (5,8 - 14,S"*) Ослабление на 6 - 7 звездных величин продолжается иногда 30 - 35 суток, подъем чаше всего протекает медленно, особенно в верхней части кривой.
Рис. 118. Спектр звезды типа R Северной Короны SU Tau (наверху) в сравнении с нормальным сверхгигантом сие к трально го класса E-S (а Рег(. Обраїитс внимание на полное отсутствие линий водорода в спектре Si; Tau; линии металлов у обеи\ ав сравнимы. Из спектрального атласа Моравиа, Кинана и Келлмана
Для всех спектрально исследованных звезд этого типа переменности б установлен недостаток водорода и избыток углерода (рис. 118). Эти. свойства рекомендуется использовать в качестве критерия для отождествлении таких объектов. В таком случае легче отбраковать неправильно классифицированные переменные звезды, и как раз те. которые при последующем точном исследовании и без того оказались бы принадлежащими к другим хорошо известным группам. Фист (1975) считает 17 обьектов уверенными членами данного типа переменных звезд. В своем списке звезд высокой светимости с недостатком водорода Байд&іман ( 1979) перечисляет 21 сильно переменную, богаїую углеродом звезду вероятно, все они, за исключением пекулярного случая V605 AqI (см. раз-
Таблицв 41
Звезды типа R Северной Короны
S Aps UAqI (V60S AqII XX Cam LlV Cas UW Сел VCrA
U1X CiA R CtK V482 Сук \V Men Y Mus RT Nor RZ Nor
SV Sae R^ Sgr VZ Sgr CU Sgr LR Sco SU Tau RS Tel
дел 3.4.3), относятся к звездам типа R Северной Короны (табл. 41). Уже давно на основе статистическою анализа кривой блеска звезды RCrB Стерн (1934) заметил, что минимумы блеска следуют друг за другом В "идеально нерегулярной" последовательности.
У некоторых зве^д типа R Северной Короны замечено наложение из описанную переменность квазипериодических колебаний. Они наиболее четко наблюдались у звезды RY Sgr. у которой блеск, цвет и лучевая ско-
214
роль меняются со средним периодом 38,6й и амплитудой до 1,5 звездной величины в минимуме основной переменности блеска (Александер И Др-- 1972). Такими же объектами являются S Aps (P ^ 113d ) и UW Сеп (43.4d > (Килкенни и Фленеген, 1983). Эти колебания приписываются пульсациям, сходным, согласно расчетам моделей, с колебаниями пульсирующих звезд населения И типа (раздел 2.1.2) .
Спектральные классы и классы светимости звезд типа R Северной Короны (поздние F-сверхгиганты) тоже хорошо согласуются, все надежно определенные абсолютные величины лежат у значения Mv = -4 ± lm. Недавно были обнаружены слабые пульсации также у бедных водородом гелиевых звезд, не показывающих переменности типа R Северной Короны. Хорошо исследованной звездой является V652 Her, с периодом 0.1079950і1 и амплитудой в области V около 0,07"'. Основные параметры звезды:Л/? =-0,3"', Я = 1,6 Я .-. ГеГ = 25500 К, спектральный класс Bi, масса 9Я = 0,99R,. Сайо (1986) отмечает, что такие звезды являются стабильными по отношению к радиальным пульсациям и поэтому здесь могли бы иметь место нерадиальные колебания, как у звезд типа ? Цефея. Механизм возбуждения колебаний в обоих случаях еще неясен (раздел 2.3.1). Хилл и др. (1981), получившие приведенные выше данные, указывают на необходимость исследования других подобных объектов для установления возможных эволюционных связей с объектами типа R Северной Короны. То же самое справедливо дли объектов типа гелиевой звезды PV Те!, являющейся горячим сверхгигантом с .Wv = -4,5"' и слабо меняющей свой блеск (5= 0.05"') на протяжении интервалов времени порядка суток или лет (Уокер и Шёнбернер, 1981; Уокер и Килкенни, 1980).
В заключение заметим, что обсуждаемая в этой главе нерегулярная переменность блеска в комбинации с дефицитом водорода и/или избытком углерода встречается и у горячих звезд. Примерами являются MV Sgr (гелиевая звезда) и V348 Sgr.