Вікіпедія

Ефект Блажка: відмінності між версіями

Наступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Створено шляхом перекладу сторінки «Эффект Блажко»
(Немає відмінностей)

Версія за 22:48, 18 грудня 2022

Ефект Блажко, також іноді називають довгоперіодичною модуляцією, є варіацією періоду та амплітуди у змінних зірок типу RR Ліри . Цей ефект вперше спостерігав Сергій Блажко у 1907 році на зірці RW Дракона [1] [2] . У цих зірок спостерігається відхилення моментів максимумів блиску від лінійної формули в той чи інший бік - вони або повільніше або випереджають ефемерідні. Форма кривої блиску змінюється синхронно. Особливістю ефекту Блажко у зірок типу RR Ліри є те, що період ефекту Блажко приблизно на два порядки більше за період основного коливання. Наприклад, у двох зірок, відкритих Блажком, ці періоди такі: P=0 d.4665 у XZ Лебедя і P=0 d.4429 у RW Дракона, ефект Блажко також демонструє змінна RR Ліри. Найкращий приклад ефекту Блажка виявили у 2000 році . Шмідт та К. У змінної V422 Геркулеса : її амплітуда в променях V змінюється від 0,27 m до 1,39 m . Цікаво, що за великої амплітуди зірка показує характерну для її періоду криву типу RRA, тоді як за малої амплітуди крива блиску нагадує тип RRC [3] .

Крива блиску зірки RR Ліри : залежність видимої зоряної величини від фази пульсації.

Спостереження викликають враження, що при ефекті Блажко відбуваються биття двох коливань з схожими періодами. Деякий час таку інтерпретацію ускладнював висновок, зроблений двома вченими В.П.Цесевичем та Б.А.Устиновим у 1950-ті рр. Вони докладно вивчили зміни блиску трьох змінних типу RR Ліри з ефектом Блажко і зробили висновок, що зміни форми кривої блиску не можуть бути представлені як результат биття двох різноперіодичних елементарних коливань. Як згодом з'ясувалося, цей висновок ґрунтувався на непорозумінні. Цесевич та Устинов намагалися просто складати зміни блиску, а у пульсуючої зірки безпосередньо складати можна лише зміни радіусу, на які також накладаються зміни температури. Залишається незрозумілим, чому у зірок, що мають ефект Блажко, можуть бути одночасно збуджені коливання з двома дуже близькими періодами (для AR Геркулеса, однієї з зірок, що вивчалися Цесевичем і Устиновим, в биттях повинні брати участь коливання з P 0 =0 d .470 та P 1 =0 d .463). Теорія не передбачає співіснування таких коливань. Одночасна нестабільність в основному тоні і в першому обертоні радіальних пульсацій дала б биття приблизно на 4:3, як це спостерігається у зірок типу RR(B) і деяких змінних типу Щита . З численних пояснень ефекту, що пропонувалися, Блажко видаються найбільш привабливими ті, в яких використовуються уявлення про роль обертання і магнітного поля спостережних явищах. У 1987 році Ю. З. Романов та ін., виконавши спектральні спостереження зірки RR Ліри, знайшли у неї змінність магнітного поля з пульсаційним періодом, а також залежність усередненої за циклом пульсацій інтенсивності магнітного поля від фази ефекту Блажко . Зв'язок із фазою ефекту Блажко знайдено і для сили ліній деяких елементів. Тут наявна схожість між зірками типу RR Ліри з ефектом Блажко та магнітними змінними типу a2 Гончих Псів . Тим не менш, результат Романова потребує перевірки за більшим матеріалом [3] .

Фізика, що стоїть за ефектом Блажко, наразі активно дискутується. Існують три основні гіпотези. У першому випадку, так званої резонансної моделі, причиною модуляції є нелінійний резонанс, як основного, так і першого обертона режиму пульсації зірки і вищої моди [4] [5] . Друга гіпотеза, відома як магнітна модель, передбачає, що зміна викликана нахилом магнітного поля до осі обертання, що деформує основну радіальну моду [6] . Третя модель передбачає, що цикли в конвекції викликають чергування та модуляції [7] .

Дані, засновані на спостереженнях космічного телескопа «Кеплер», свідчать, що модуляція двопроменевої кривої блиску при ефекті Блажко обумовлена подвоєнням періоду. Багато зірок типу RR Ліри мають період мінливості приблизно 12 годин, а наземні астрономи зазвичай роблять нічні спостереження з періодом 24 години: таким чином, подвоєння періоду призводить до максимумів яскравості під час нічних спостережень, які суттєво відрізняються від денного максимуму [8] .


Примітки

  1. ↑ (англ.) Horace A. Smith. RR Lyrae Stars. — Cambridge University Press, 2004. — С. 103. — ISBN 0-521-54817-9.
  2. ↑ (англ.)Blazhko, S. (1907), Mitteilung über veränderliche Sterne, Astronomische Nachrichten, 175: 325, Bibcode:1907AN....175..325B
  3. ↑ а б Н.Н.Самусь. Переменные звёзды. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B).
  4. ↑ (англ.)Kolláth, Z.; Molnár, L.; Szabó, R. (2011), Period-doubling bifurcation and high-order resonances in RR Lyrae hydrodynamical models, MNRAS, 414: 1111, arXiv:1102.0157, Bibcode:2011MNRAS.414.1111K, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18451.x
  5. ↑ (англ.)Buchler, J. R.; Kolláth, Z. (2011), On the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars, ApJ, 731: 24, arXiv:1101.1502, Bibcode:2011ApJ...731...24B, doi:10.1088/0004-637x/731/1/24
  6. ↑ (англ.) Katrien Kolenberg (2008). Explanations for the Blazhko effect in RR Lyrae stars. The Blazhko Project.
  7. ↑ (англ.)Stothers, R. B. (2010), Observational Evidence of Convective Cycles as the Cause of the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars, PASP, 122: 536, Bibcode:2010PASP..122..536S, doi:10.1086/652909
  8. ↑ (англ.)Szabó, R.; Kolláth, Z.; Molnár, L. та ін. (2010), Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars, MNRAS, 409: 1244, arXiv:1007.3404, Bibcode:2010MNRAS.409.1244S, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x {{citation}}: Явне використання «та ін.» у: |first3= (довідка)

Див. також

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ефект_Блажка&oldid=37811899