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].
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[править | править код]
- ↑ (англ.) Horace A. Smith. RR Lyrae Stars. — Cambridge University Press, 2004. — С. 103. — ISBN 0-521-54817-9.
- ↑ (англ.)Blazhko, S. (1907), "Mitteilung über veränderliche Sterne", Astronomische Nachrichten, 175: 325, Bibcode:1907AN....175..325B
- ↑ 1 2 Н.Н.Самусь. Переменные звёзды. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B). Дата обращения: 5 апреля 2017. Архивировано 3 февраля 2021 года.
- ↑ (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
- ↑ (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
- ↑ (англ.) Katrien Kolenberg. Explanations for the Blazhko effect in RR Lyrae stars. The Blazhko Project (2008). Архивировано 18 июня 2017 года.
- ↑ (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
- ↑ (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, 409: 1244, arXiv:1007.3404, Bibcode:2010MNRAS.409.1244S, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x
{{citation}}: Явное указание et al. в:|first3=(справка)