Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
3.73. Звезды типа FK Волос Вероники
Мы лишь кратко коснемся этой маленькой группы звезд. Малое числя ее членов и полная неясность астрофизического и эволюционного положен ния не позволяют в настоящее время дать подробное изложение. Боті и Стенсел (1981) относят к этому типу три объекта (FK Com, V1794CygJ UZ Lib): Бианки и Гревинг (1986) добавляют только два известных! к этому времени случая (W Men и AB Dor) .
Это очень быстро вращающиеся (> 100 км/с у экватора) гиганты спектральных классов от G до К. показывающие изменения блеска в ритме, этого вращения с периодами, достигающими нескольких суток (FK Coma 2,4d) и амплитудами, составляющими несколько десятых звездной вели-1 чины. Вначале особо подчеркивалась "одиночная" природа этих обьектов,| что отличало их от звезд RSC Но позднее Боппом и др. (1984) у UZ LiIv и Уолтером и Басри (1982) у FK Com были найдены периодические изме--нения лучевой скорости, указывающие на присутствие невидимого спутника. Эти авторы объясняют переменность блеска наличием на первичном компоненте яркого пятна (яркого полушария) вследствие падения вещества, стекающего со вторичного компонента. Быстрое вращение обьясняется. гипотезой, что "срастающаяся" тесная двойная система находится в фазе, быстрой эволюции, в ходе которой происходит увеличение момента коли-., чества вращательного движения звезды за счет уменьшения орбитального момента.
3.7.4. Звезды типаа2 Гончих Псов (магнитные звезды)
Имя прототипа, Ct1CVn, из-за его неудобства редко используется длі обозначения этого типа переменных звезд - "магнитных звезд в узком смысле". Часто просто говорят "магнитные переменные". По невнимательности этот термин использовали eure раз, в отношении звезд типа AM Герку леса (поляров). тоже имеющих сильные магнитные поля (раздел 3.1.4) рекомендуем читателю это заметить. I
Изменения блеска незначительны. Они чаше всего менее 0,1"' и обиа-1 руживаюгея только с помощью фотоэлектрических наблюдений. Следую-1 щие основные свойства являются характерными для членов этой группы.
1. Наличие сильных общих магнитных полей с напряженпостями порядка Юэ-104 Э (зесмаиовское расщепление спектральных линий). Часто в литературе используется (как и у поляров. раздел 3.7.5) некорректная размерность "гаусс". Чтобы сохранить привычные числовые значения магнитных полей, мы используем размерность "эрстед", которая уже не : является стандартной единицей измерения. Маїнитное поле Земли составляет около 0,5 Э. иоле солнечных пятен - порядка 103 Э. 224 J
2. Аномальное усиление спектральных линий определенных элементов, так что избыток элементов группы железа может быть в 10-100 раз, избыток Sr, Y и Zr - ІО0О раз и редких земель - от 300 до 1000 раз. Это привело к выражениям "пекулярная А-звезда" (Ар-звезда), или "магнитная химически пекулярная (CP-) звезда".
3. Переменность магнитных полей, спектров и блеска. Типичными являются периоды 5—9 суток, но иногда встречаются более короткие или намного более длинные периоды. Небольшая группа звезд имеет периоды продолжительностью в несколько лет. Отсюда происхождение использовавшегося ранее, но не рекомендуемого сейчас названия "спектральные переменные"
Иногда выделяют подгруппу звезд типа SX Окна, она характеризуется более высокими температурами (спектральные классы BOp-В7р). От временами используемого названия "гелиевые переменные" тоже стоило Ol.і отказаться. В связи с Ар-звездами иногда упоминаются Ат-звезды Г'металлические" звезды). На диаграмме Гершштрунга Рессела обе группы лежат но соседству, чуть-чуть выше главной последовательности. Согласно современным представлениям, в отношении аномалии химических элементов Am-звеэды представляют собой, видимо, более слабую форму Ар-звезд. Как правило, Arn-звезды не показывают магнитных полей, превышающих точность измерений, переменности блеска и спектра.
Названная выше переменность наблюдаемых величин чаще всего протекает синхронно (рис. 121), уже отсюда вытекает физическая взаимосвязь всех этих пекулярностей. Из-за трудности получения фотометрического и спектрального наблюдательного материала он является более или менее надежным только для сравнительно ярких объектов. Описание различных теоретических и эмпирических аспектов дано у Вайса и др. (1976). В этом же сборнике Шёпайх и Штауде интерпретируют результаты десятицветнои фотометрии моделью пятнистости. В пятне предполагается зависимость температуры от глубины, отличающаяся от устанавливающейся в невоэмущенной атмосфере, что вызывается магнитным полем. Верхние стой пятна более чем на 2000 К холоднее окружающего вещества, переменность блеска и измеряемого магнитного поля обусловлена вращением звезды.
Наличие очень короткопериодических (доли часа) и очень малоампли-тудкых (^0,01'") колебаний блеска, накладывающихся на переменность вследствие вращения, долгое время ставилось под сомнение. Эти колебания в настоящее время приписывают нерадиальным пульсациям, при этом магнитная ось, а она не совпадает с осью вращения, является линией симметрии ("наклонный пульсатор" в отличие от "наклонного ротатора", играющего роль также у пульсаров, раздел 3.7.5). Возникающие в этой связи трудности обсуждаются у Kvpua (1982). Крейдл (1985) описывает .лучай HD I 34214 (P = 5,65 мин, A =*0,01w).
