Катера для водных лыж, катер tige.  |  Неважно в каком районе ты живешь. Ты можешь заказать пиццу от Mamamia в любую точку Киева!
Астрономическая школа Программа занятий Фотоальбом Работы учащихся Конференции, олимпиады,  и другие мероприятия Методическая литература

Соколенко Татьяна.
Наблюдение и исследование изменений периода полуразделенных переменных звезд
U Cep и TV Cas.

(1999-2000 г.)

1. Характеристики исследуемых объектов.

Переменные U Сep и ТV Cas являются затменно-двойными полуразделенными системами типа ЕА/SD согласно классификации ОКПЗ [7]. То есть обе системы имеют характер переменности как у известной пары β Per (Алголь). Исследуемые звезды сходны тем, что один из компонентов является горячей звездой главной последовательности (на диаграмме Герцшпрунга-Рессела класс V) спектрального класса В, а заполняющие свою полость Роша компоненты, является субгигантами спектральных классов F или G. Горячие компоненты в этих системах имеют сферическую или слегка эллипсоидальную форму.

Кривые блеска системы позволяют фиксировать моменты начала и конца затмений.

В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется незначительно, вследствие эффектов отражения, небольшой эллипсоидальности компонентов или каких-либо физических изменений. Вторичный минимум может и не наблюдаться. Амплитуды изменения блеска весьма разнообразны и могут достигать нескольких величин. Периоды заключены в очень широких пределах от 0.2 до 10000 d и более. У исследуемых U Cep и TV Cas наблюдаются непрерывные изменения периода, а они могут говорить о переносе массы между компонентами системы.

Вообще, основными факторами, влияющими на изменения периода системы являются:

А) Наличие третьего тела в системе. В этом случае график О-С показывает периодические изменения, с периодом, равным времени обращения третьего тела вокруг центра масс затменной системы. Кроме того, согласно последним исследованиям, в некоторых тесных двойных были обнаружены маломассивные компоненты на небольших расстояниях от звезд-членов этих систем. Нельзя исключать влияния на наблюдаемые изменения периода в этих системах таких маломассивных компонентов.

Б) Если общая масса и угловой момент системы сохраняются в процессе перетекания (т.е. если потери массы не происходит), то можно показать, что

(1)

где , а есть изменение периода вследствие переноса масс . Индекс 2 относится к звезде, приобретающей массу, и всегда положительно.

Таким образом, период возрастает, если поток массы направлен от менее массивной компоненты к более массивной, и уменьшается, если поток имеет противоположное направление. Как потеря, так и перенос массы могут либо увеличить, либо уменьшить период системы. Эффект переноса массы зависит от направления потока внутри системы, а эффект потери массы зависит от направления и скорости ее ухода.

2. Исследование полуразделенной системы U Cер.

Система U Cep находится от нас на расстоянии 400 пк. Главный компонент представляет собой звезду главной последовательности, которая принадлежит к спектральному классу В7.

Сразу после первых наблюдений кривой блеска предыдущими исследователями у U Cep было обнаружено различие уровней блеска перед главным минимумом и после него. Блеск накануне затмения слабее примерно на 0.1m, чем блеск после него. Он начинается вблизи фазы 0.85 и продолжается на нисходящей ветви главного минимума: нисходящая ветвь главного минимума является более пологой, чем восходящая ветвь. Наблюдается асимметрия кривой блеска, причм она замечательно постоянна. По своему характеру переменности эта звезда напоминает другие затменные переменные звезды с наблюдающимися нестационарностями на кривых блеска: AL Aql [9], EX Vul ([15], S 10931 [14]. В полной фазе главного затмения 0.010<d<0.040,происходит значительное изменение блеска: .горбы. на кривой блеска в фазах между 2-м и 3-м контактами,изменение продолжительности фазы постоянного блеска и глубины главного минимума, сдвиг нижних частей ветвей минимума [6].

Элементы в ОКПЗ [7] описываются следующей формулой:

(2)

Исследования показывают, что возрастание периода было постепенным и непрерывным на протяжении более чем 90 лет (рис. 1).

Рис. 1. Уклонения моментов минимумов U Цефея со временем для периода 2.4929005d. [3].

Плавное непрерывное изменение периода позволяет легко обнаружить нерегулярности в наступлении моментов минимумов. Очень большие аномалии наблюдались в период вспышечной активности U Cep, осенью 1974 г. [10, 16]. Olson [16] объясняет изменения кри