Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Модель, стадия эволюции. Іліде в тридцатые годы Лорета (1934) и О'Киф (1939) предложили гипотезу, согласно которой минимум блеска звезд типа R Северной Короны происходят из-за затмения звезды облаком (углеродных) частиц. Это представление и сегодня рассматривается как наиболее приемлемое, особенно после того, как было обнаружено, что пекулярность спектра вызнана действительной аномалией содержания химических элементов. Важной характерной особенностью этих переменных являются инфракрасные избытки. Они наблюдались Стейном и сотрудниками, Ли. Фистом. Глассом и другими наблюдателями и являются, очевидно, проявлением теплового излучения (неоднородной) околозвездной пылевой оболочки, существующей не только во время минимумов блеска.
Иногда высказывались предположения, что начало ослабления блеска, т.е. конденсации облаков, регулируется пульсацией звезды, например, таким образом, что минимумы всегда начинаются при одной и той же фазе пульсации (Пугач, 1977; Гончарова и др., 1983). Проведенный Перси и др. (1987) подробный анализ 65 ослаблений блеска R CrB пока еще не подтверждает этого предположения, хотя оно и является правдоподобным. Причина может заключаться в том, что период пульсаций соблюдается недостаточно строго, или В том. что конденсация возбуждается как
215
раз в моменты нарушения пульсационной переменности. Ясность в этот вопрос могут внести многолетние ряды фотоэлектрических. измерений.
Спектральные изменения во время минимума являются сложными и трудно понимаемыми. Во время спада блеска особенно характерным является обращение абсорбционного линейчатого спектра в хромосферо-подобный эмиссионный спектр с теми же самыми линиями (например, Хербиг. 195Sa; Пейн-Гапишкина, 1963; Ллександер и др., 1972). Фисг (1975), являющийся одним из самых известных специалистов в згой области, считает, что в направлении на наблюдателя происходит такой выброс облака частиц, что из-за затмения значительных частей фотосферы возникает хромосферный спектр, как при солнечном затмении. В случае уже упомянутого граничного случая V348 Sgr, Дахари и Остерброк (1984) предполагают наличие очень протяженной хромосферы у основания внешней газовой оболочки, напоминающей планетарную туманность, и эффективных пылевых облаков над этой хромосферой. Напротив, Крс.аовский (1975) описывает модель выброшенной звездой сферически-симметричной газовой оболочки, в которой конденсируется пыль. Мелик-Ллавердян (1986) оценивает физические условия, которые преобладают при конденсации частиц углерода вследствие охлаждения вытекающего наружу вещества.
Несмотря на определенные теоретические результаты, уверенных представлений об эволюционной стадии переменных типа R Северной Короны пока нет. Правда, расчеты моделей Тримбл (1972), рассматривающей пульсирующую гелиевую звезду высокой светимости и малой массы (1—2 9R.0, привели к идее, что, например, RY Sgr может представлять собой родственный пульсирующим звездам типа W Девы объект старого населения диска, находящийся на поздней стадии эволюции. Были найдены и нестабильности, которые могут привести к выбросу вещества. Несмотря на это, остаются сомнения, тем более, что Бирман и Кишенхан (1971) нашли, что пульсации в их моделях звезд типа R Северной Короны скорее напоминают пульсации звезд типа Миры Кита. Наблюдаемые систематические изменения периодов (на них, по-видимому, первым указал Пугач, 1977) лежат между -0,l9J (S Aps) и +0,003d (UW Cen) за цикл (Килкенни и Фленеген, 1983). Эти авторы (см. также Килкенни, 1982) попробовали интепретировать их посредством рассмотрения эаолюционных треков Шёнбернера (например. 1977) для далеко проэволюционирова»-ших звезд с компактным С/О-ядром и гелиевой поверхностью. Ситуация является столь же неудовлетворительной, как н при попытке интерпретации систематических изменений периода у переменных типа RR Лиры (раздел 2.1.3). Модели Шёнбернера также не являются бесспорными. Краткий обзор работ, проведенных за последние два десятилетия в области "экстремальных гелиевых звезд", дает Линас-Грей (1981).
Многие авторы указывают на связь между звездами типа R Северной Короны и планетарными туманностями, звездами типа Вольфа - Райе и новыми.
216
3.6. ИСТОЧНИКИ ВСПЛЕСКОВ ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЯ
О поисках оптических "двойников" так называемых гамма-всплесков (или. точнее источников всплесков гамма-излучения) говорилось в астрономической литературе последних лет столь часто, что мы считаем необходимым хотя бы коротко остановиться на зтом вопросе.
Космические всплески гамма-излучения в области длин волн 10"J - 10"' нм (что соответствует энергии кванта света около 0,1 - 1 мзВ) впервые были зарегистрированы в 1967 г. приемниками спутников системы "Вела" и позднее во все возрастающем количестве наблюдались и с борта других космических кораблей, например, серии "Прогноз" и "Венера". Из-за не направленности детекторов местоположение источника оценивается на основе разности времен регистрации сигнала разными, по возможности удачно расположенными в пространстве и максимально удаленными друг ог друга спутниками. R случае наблюдения источника только двумя спутниками разность моментов, понимаемая как разность времен пробега сигнала до обоих приемников, определяет па сфере кольцо, на котором должен располагаться источник. Ширина кольца определяется неопределенностью в измерении момента прихода сигнала. При участии более чем двух спутников искомое положение источника определяется точнее - как место пересечения с другими кольцами. В результате получается "область ошибок" ("error box"), в которой можно предпринять поиски оптического "двойника" источника. Этот метод "работает", конечно, только потому, что всплески или, по крайней мере, их характерные детали представляют собой очень кратковременные события в интервале от 10~3 с до нескольких секунд.
