Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Сходство со звездами в стадии "после T Тельца" (конец раздела 3.3.2), без сомнения, существует, и будущие наблюдения позволяют решить, можно ли считать это сходство не просто внешним. Во всяком случае, чрезвычайно высокая скорость вращения, получающаяся на основе приведенных периодов и размеров, сравнимых с солнечными, также указывает на малый возраст, по крайней мере, одиночных звезд, Bonn и Эспенак (1977) в своем обзоре рассматривают высокую скорость вращения в качестве необходимого и достаточного условия для возникновения у звезд класса dM переменности блеска типа BY Дракона. Быстрое вращение звезд в двойных системах может иметь также динамическое происхождение; действительно, ряд звезд типа BY Дракона являются спектральными (BY Dra. II Per и другие) или даже фотометрическими (YY (Jem) двойными звездами.
От этих звезд отличают объекты, описываемые в двух следующих разделах, так как они имеют компоненты другого рода.
221
3.7.2. Звезды типа RS Гончих Псов 5
Класс переменных звезд типа RS Гончих Псов (звезды RSC) был введен Холлом в 1975 г.; он посвятил этим звездам многочисленные публикации (например. Холл, 1972; Холл и др., 1979; Итон и Холл 1979). Такой объект представляет собой двойную систему, более холод, ный компонент которой является субгигантом позднего класса G или раннего класса К, а более горячий компонент - звездой IV - V классов светимости спектрального класса H или G. Эти свойства, вообще говоря, отличают их от звезд типа BY Дракона. Но так как общепринятая сейчас модель для звезды RSC основывается на предположении наличия пятен на более холодном компоненте, иногда и для этих звезд говорят о "синдроме BY Дракона": на кривую блеска затмения накладывается волна с амплитудой до 0,2т. Характерно, что эта волна обычно передвигается по отношению к кривой блеска затмения чаще всего в обратном направлении, т.е. в сторону меньших значений фаз (рис. 120). Принято исходить из "связанного вращения" (орбитальный период равен среднему периоду вращения, что справедливо для Луны в системе Земля - Луна) и считать, что большинство пятен располагается в зоне звезды, имеющей скорость вращения выше средней по всей поверхности. У Солнца это область экватора (дифференциальное вращение). Так как сам эффект стал известен недавно, пока недостаточно точно определена длина цикла, за который максимум волны достигнет исходной точки на эатменной кривой блеска. У звезды RS CVn она составляет около 10 лет. Поскольку ее следует понимать как период биения Рь между орбитальным периодом P0 и истинным периодом волны Р\, то справедливо соотношение
11 1
Px " Ph + Po
приведенное В разделе 2.1.2 для звезд типа 6 Цефея с двумя периодами. Для RS CVn (P0 = 4.8d ) значение Pi/Pt, - 99,87 %, т.е. отклонение экваториального вращения от среднего намного меньше, чем у Солнца. При построении средней кривой блеска с использованием наблюдений, относящихся к разным эпохам, явление передвигающейся волны проявляется в сильном разбросе точек.
Кроме прототипа, другими известными объектами этой группы переменных являются AR Lac (ее переменность была открыта Ливитт еще в 1907 г. на Гарвардских пластинках). RT Las, SS Boo и RW UMa. В свое время Холл (1976) относил к этой группе 24 переменных звезды, но-кажется, их число быстро увеличивается.
Существует целый ряд дополнительных указаний на существование активных процессов у звезд RSC: вспышечная активность, похожая на активность вспыхивающих звезд (раздел 3.3.3: см.. например, Паткош, 1981). сильные эмиссионные линии Call, сильные ультрафиолетовые избытки, вспышки нетеплового радиоизлучения и переменное рентгеновское излучение. Именно рентгеновское излучение можно использовать для открытия многочисленных систем RSC, не показывающих затмений из-за неудачного расположения плоскости орбиты по отношению к земному наблюдателю. Ведь в таком случае их очень трудно обнаружить в опти-
222
Дт
\o,r
f\---- -
'1973. ¦.
4<?
9,8
/,2 p давэо
ftjc. J20 Кривая блеска RS CVn за 1963-1473 гг. с накладывающейся волной, сдвигающейся к меньшим значениям фаз: измерения 8 главном минимуме (фаза 1,0) не нанесены (поКаталина нРодоно. 1967)
ческой области из-за малой амплитуды блеска (совпадающей в этом случае с амплитудой воины). Примерами являются UX Аґі, V711Tau и о CrB 1см. предпоследний абзац раздела 3-І .9).
В модельных представлениях важную роль, как и в случае Солнца, играют магнитные поля в сочетании с центрами активности, хромосферой и короной (например, Размер и др.. 1978). Наличие быстрого вращения и значительной внешней конвективной зоны подтверждают эти соображения
Вопрос о происхождении и стадии развития звезд RSC так же как и о физических процессах, вызывающих мощные, по сравнению с Солнцем, извержения массы и всплески излучения, окончательно еще не решен, так как за годы, прошедшие со времени открытия этого явления, еше
223
не получено достаточного количества фотоэлектрических, спектральньЛ и внеатмосферных наблюдений. Существующие модели пока не могу! удовлетворительно объяснить даже важное положение о том, что зона экватора в определенном интервале долгот годами или даже десятилетия ми является источником пятен, в то время как оставшаяся часть столж же долго почти свободна от них. Многочисленные литературные ссылке можно найти в обзорах Родоно () 981) и Рёссигера (1982). J
