Три года назад рассказывалось о странных происшествиях, случившихся со звездами RU Жирафа, V 725 Стрельца, HD 234677, две из которых, бывшие периодические переменные, стали почти постоянными, а третья — из постоянной превратилась в переменную.

О странных звездах

О странных звездах

Три года назад рассказывалось о странных происшествиях, случившихся со звездами RU Жирафа, V 725 Стрельца, HD 234677, две из которых, бывшие периодические переменные, стали почти постоянными, а третья — из постоянной превратилась в переменную. Как сейчас ведут себя эти звезды?

RU Жирафа. С 1966 г. на многих обсерваториях систематически наблюдают эту звезду — бывшую цефеиду. В 1965 и 1966 гг. амплитуда изменения блеска звезды не превышала 0m,10 и была минимальной (0m,02—0m,05) в октябре — ноябре 1966 г. Затем амплитуда стала медленно увеличиваться и в июне 1967 г. достигла почти 0m,3. Казалось бы, подтверждается мнение венгерского астронома Л. Детре, что у звезды просто наблюдаются циклические изменения амплитуды. Можно было подумать, что мы имеем дело не с критической стадией эволюции звезды, а всего лишь с небольшим несчастным случаем, о котором все скоро забудут.
Однако с начала 1968 г. амплитуда изменения блеска RU Жирафа стала уменьшаться и в марте была уже меньше 0m,1. Тут с звездой начались новые происшествия. Раньше период изменения блеска был все-таки близок к 22 дням, как и до 1965 г., но с апреля 1968 г. кривая блеска приобрела неправильный характер. Последние наблюдения, выполненные на обсерватории Конколи (Венгрия), показывают, что после нескольких месяцев неправильных колебаний к сентябрю 1968 г. восстановились регулярные изменения блеска звезды, но с малой амплитудой, около 0m,1. Затем амплитуда уменьшилась до 0m,02 в апреле и мае 1969 г., но через три цикла достигла величины 0m,3.

Какие еще сюрпризы готовит нам RU Жирафа?

V725 Стрельца. Лишь в 1968 г. были проведены первые электрофотометрические наблюдения звезды, и сделал это тот же С. Демер, который заметил превращение RU Жирафа в почти постоянную звезду. Напомним, что с 1928 по 1935 г. амплитуда изменения блеска V 725 Стрельца уменьшилась от 1m,8 до 1m,1, а период увеличился от 14 до 28 дней. Однако послевоенные наблюдения, а также оценки блеска, выполненные в 1959 и 1960 гг., не обнаружили заметных колебаний блеска. Демер установил, что ныне амплитуда V 725 Стрельца составляет 0m,2, а период изменения блеска равен 15,5 дней. Такую маленькую амплитуду изменения блеска можно не заметить на фотопластинках при оценке блеска и остается лишь пожалеть, что о звезде вспомнили так поздно.
V 725 Стрельца — гигант или сверхгигант спектрального класса 05. До 1928 г. у V 725 Стрельца наряду с быстрыми колебаниями, амплитуда которых не превышала 0m,4, наблюдались медленные изменения блеска. 

Вернулась ли теперь звезда к своему прежнему состоянию?

Вполне вероятно, что в случае RU Жирафа и V 725 Стрельца мы наблюдаем явления, связанные с процессами, которые происходят в звездах-гигантах или сверхгигантах, когда те приближаются к краю полосы нестабильности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Сколько длится и как протекает эта стадия перехода от постоянства блеска к регулярным пульсациям или же от таких пульсаций к их полному прекращению? Чтобы ответить на этот важнейший для теории вопрос, необходимы детальные наблюдения таких звезд.
Звезда Чугайнова (HD 234677) в третьем издании Общего каталога переменных звезд получила обозначение BY Дракона. Переменность ее была открыта крымским астрономом П. Ф. Чугайновым в 1965 г. Он надеялся обнаружить вспышки этой звезды, потому что BY Дракона, как и вспыхивающие звезды типа UV Кита, — карлик позднего спектрального класса, в спектре которого есть эмиссионные линии. Однако удалось выявить лишь периодические изменения блеска этой звезды с амплитудой 0m,24 и периодом 3,836 дня. Но самое удивительное то, что по наблюдениям 1954 и 1960 гг. звезда была постоянной! Согласно наблюдениям В. Кшеминьского, в 1966 г. амплитуда BY Дракона уменьшилась до 0m,08, а в 1967 г. — до 0m,04. Известно еще несколько подобных звезд, например, СС Эридана (HD16157) и FF Андромеды (BD +34°106), периоды которых соответственно равны 1,56 и 2,17 дня. Как и BY Дракона, это — карлики спектрального класса М или К с эмиссионными линиями в спектре и небольшой переменной амплитудой блеска.
Новые данные как будто подтверждают предположение П. Ф. Чугайнова, что переменность блеска BY Дракона вызвана появлением на поверхности вращающейся звезды горячего пятна.
Однако с этим предположением трудно согласовать обнаруженную В. Кшеминьским и Р. Крафтом спектральную двойственность этой звезды с периодом 5,981 дня. Периоды орбитального и осевого вращения у тесных двойных звезд обычно синхронизованы, а период изменения блеска BY Дракона составляет 3,836 дня. СС Эридана и FF Андромеды также спектральные двойные звезды. Орбитальный период у первой звезды известен и равен периоду изменения блеска.
Похоже, что звезда Чугайнова является представителем особого типа переменных звезд.

Нравится
Не нравится

Отзывы

Нет отзывов. Ваш будет первым!

Анкета дня

Лия
Лия

Именинники

Сегоднявсе
Завтравсе
Сайт инвалидов поздравляет всех с Новым 2012 годом!

Войти на сайт

Дуэли