Эффект Блажко

Эффект Блажко, который иногда называют долгопериодической модуляцией, является вариацией периода и амплитуды у переменных звёзд типа RR Лиры. Этот эффект впервые наблюдал Сергей Блажко в 1907 году у звезды RW Дракона [1][2]. У этих звёзд моменты максимумов блеска отклоняются от линейной формулы в ту или иную сторону — запаздывают или опережают эфемеридные. Синхронно изменяется и форма кривой блеска. Характерной особенностью эффекта Блажко у звёзд типа RR Лиры является то, что период эффекта Блажко где-то на два порядка больше периода основного колебания. Например, у двух звёзд, открытых самим Блажко, эти периоды таковы: P=0d.4665 у XZ Лебедя и P=0d.4429 у RW Дракона. Главный прототип, сама переменная RR Лиры, также демонстрирует эффект Блажко. Самый замечательный пример эффекта Блажко обнаружили в 2000 году Э.Шмидт и К.Ли у переменной V422 Геркулеса: её амплитуда в лучах V меняется от 0,27m до 1,39m. Интересно, что при большой амплитуде звезда показывает характерную для её периода кривую типа RRA, в то время как при малой амплитуде кривая блеска напоминает тип RRC[3].

Кривая блеска звезды RR Лиры: зависимость видимой звёздной величины от фазы пульсации.

Наблюдаемые явления вызывают впечатление, что при эффекте Блажко происходят биения двух колебаний с близкими периодами. Некоторое время такую интерпретацию затруднял вывод, сделанный В.П.Цесевичем и Б.А.Устиновым в 1950-е гг. Они очень подробно изучили изменения блеска трёх переменных типа RR Лиры с эффектом Блажко и заключили, что изменения формы кривой блеска не могут быть представлены как результат биения двух разнопериодических элементарных колебаний. Впоследствии выяснилось, однако, что данный вывод основан на недоразумении. Цесевич и Устинов пытались попросту складывать изменения блеска, а у пульсирующей звезды непосредственно складывать можно только изменения радиуса, на которые, разумеется, накладываются изменения температуры. Остается, однако, неясным, почему у звёзд, обладающих эффектом Блажко, могут быть одновременно возбуждены колебания с двумя весьма близкими периодами (скажем, для AR Геркулеса, одной из звёзд, изучавшихся Цесевичем и Устиновым, в биениях должны участвовать колебания с P0=0d.470 и P1=0d.463). Теория не предсказывает сосуществования таких колебаний. Скажем, одновременная нестабильность в основном тоне и в первом обертоне радиальных пульсаций дала бы биения примерно на 4:3, как это наблюдается у звёзд типа RR(B) и у некоторых переменных типа δ Щита. Из многочисленных предлагавшихся объяснений эффекта Блажко представляются наиболее привлекательными те, в которых используются представления о роли вращения и магнитного поля в наблюдаемых явлениях. В 1987 году Ю.С. Романов и др., выполнив спектральные наблюдения звезды RR Лиры, нашли у неё переменность магнитного поля с пульсационным периодом, а также зависимость усреднённой по циклу пульсаций интенсивности магнитного поля от фазы эффекта Блажко. Связь с фазой эффекта Блажко найдена и для силы линий некоторых элементов. Здесь намечается родство между звёздами типа RR Лиры с эффектом Блажко и магнитными переменными типа a2 Гончих Псов. Результат Романова и др. нуждается в проверке по более обширному материалу[3].

Физика, стоящая за эффектом Блажко, в настоящее время всё ещё находится в дебатах, и существуют три основные гипотезы. В первом случае, в так называемой резонансной модели, причиной модуляции является нелинейный резонанс, как основного, так и первого обертона режима пульсации звезды и более высокой моды[4][5]. Вторая гипотеза, известная как магнитная модель, предполагает, что изменение вызвано наклоном магнитного поля к оси вращения, деформирующим основную радиальную моду[6]. Третья модель предполагает, что циклы в конвекции вызывают чередования и модуляции[7].

Наблюдательные данные, основанные на наблюдениях космического телескопа «Кеплер», свидетельствуют о том, что модуляция двухлучевой кривой блеска при эффекте Блажко обусловлена простым удвоением периода. Многие звёзды типа RR Лиры имеют период изменчивости приблизительно 12 часов, а наземные астрономы обычно делают ночные наблюдения с периодом 24 часа: таким образом, удвоение периода приводит к максимумам яркости во время ночных наблюдений, которые существенно отличаются от дневного максимума[8].


Примечания

  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 Т. 175: 325
  3. 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 Т. 414: 1111, 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 Т. 731: 24, DOI 10.1088/0004-637x/731/1/24
  6.  (англ.) Katrien Kolenberg. Explanations for the Blazhko effect in RR Lyrae stars. The Blazhko Project (2008).
  7.  (англ.)Stothers, R. B. (2010), Observational Evidence of Convective Cycles as the Cause of the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars, PASP Т. 122: 536, DOI 10.1086/652909
  8.  (англ.)Szabó, R.; Kolláth, Z. & Molnár, L. et al. (2010), Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars, MNRAS Т. 409: 1244, DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x

См. также

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.