Температурные неоднородности — возможная причина изменения блеска неправильных переменных

Характерной фотометрической особенностью неправильных переменных звезд ранних спектральных классов Is (А) являются спорадические ослабления блеска различной амплитуды в продолжительности.

Природа переменности таких объектов до сих пор не ясна. Для большинства звезд этого типа исследователи отмечают неоднозначный характер между изменением блеска V и показателями цвета U-B и В—V, А именно, в начальной стадии ослабления блеска показатели цвета увеличиваются, звезда краснеет, затем блеск звезды продолжает падать, но изменения цвета отсутствуют. При дальнейшем падении блеска показатели цвета уменьшаются, звезда голубеет. Такой изгиб на диаграммах блеск — показатель цвета пока объяснения не получил. Для иллюстрации на рис.1 приведены зависимости V от показателей цвета WW Vul — одной из типичных звезд рассматриваемого здесь типа, при выходе звезды из глубокого (ΔV ~ 1^m.5) минимума (Л. В. Тимошенко, Г. К.Филипьев АФ 19, 513, 1983). По спектрам WW Vul на разных уровнях блеска было обнаружено значительное изменение спектрального класса от А3 до F4 что послужило в пользу о6ъяснения переменности этой звезды температурной неоднородностью ее поверхности.

В настоящей работе рассматриваются некоторые возможные варианты температурных неоднородностей на поверхности таких звезд для интерпретации характерного изгиба на диаграмме V-показатель цвета. В наших расчетах излучение звезды полагается достаточно близким к чернотельному. Температуры поверхности берутся для звезд спектральных классов А0-А3 - для рассматриваемого типа звезд это характерные спектральные классы в фазе высокого блеска (Л. В. Тимошенко, АФ 22, 51, 1985).

Пусть имеется звезда с температурой Т. Рассмотрим пятно, расположенное в центре диска звезды. Пусть G_mах – отношение максимальной проекции площади пятна к площади диска звезды. В_λ- функция планковского распределения энергии звезды с температурой Т, В_λ^Spot - планковская функция распределения энергии для пятна с температурой Т^Spot. Изменение монохроматической звездной величины на длине волны l, вызванное таким пятном, запишется, следуя (S. Vogt АрJ 250, 327 , 1981), так:

Рассмотрим случай, когда температура пятна ниже температуры фотосферы (холодное пятно). Предположим что температура пятна не меняется Т^Spot = соnst, а изменение блеска происходит за счет изменения размера пятна, G_mах = 0 + 0.6.

Рис. 2.

Зависимость между изменением блеска V и изменением показателей цвета представлена на рис. 2а.

Как видно из рисунка, с уменьшением блеска показатели цвета монотонно увеличиваются, и изгиб на диаграмме не наблюдается. Температура звезды Т=10000^оК, температура пятна Т^Spot = 5000^oK (W. Herbst et al., AJ 88, 1648, 1983).

Теперь, если варьировать температуру пятна Т^Spot, но так чтобы она не превышала температуру звезды Т, не меняя при этом размеры самого пятна, т.е. G_max= const, получаются зависимости, проиллюстрированные на рис. 2б. На рисунке зависимости указаны для Т= 10000^оК, G_max = 0.6, Рисунок 2б отчетливо иллюстрирует загиб кривых зависимостей V от U-B B-V и V-R, что согласуется с наблюдательными данными (рис.1). Если сравнивать рис.1 и рис.2б, то теоретические кривые показывают, что загиб на разных кривых наступает при различных DV в следующей последовательности: сначала на D(U-В), затем D(В-V). У D(V-R) загиб наступает значительно позже, что, по-видимому, и объясняет тот факт, что по наблюдениям эта зависимость носит однозначный характер.

В заключение отметим, что фотометрическое поведение рассматриваемых здесь объектов, наилучшим образом описывает модель звезды с холодным пятном, площадь проекции которого на звездный диск не изменяется, а изменении блеска происходят из-за изменения температуры пятна.

Такое пятно не должно уходить из поля зрения вследствие вращения звезды. Это реализуется в тех случаях, когда пятно‚ пятна расположены на полюсах звезды или однородное пятно охватывает кольцом экваториальную область звезды.

Шемахинская астрофизическая обсерватория АН Азерб.ССР

У. Ш. Баязитов, Л. В. Тимошенко

Астрономический циркуляр. № 1410, ноябрь, 1985