ЗВЕЗДЫ ТИПА RV ТЕЛЬЦА И МИРЫ КИТА

Со стороны долгих периодов к цефеидам примыкают звезды типа RV Тельца (RV Tauri). Изменение их блеска напоминает изменение блеска только кривая блеска сильно неустойчива во времени и даже главный и вторичный минимумы время от времени меняются местами. Как правило, это звезды спектральных классов F, G и К, причем в минимуме спектральный класс более поздний. Например, у самой в максимуме спектральный класс , а в минимуме . Периоды заключены между 30 и 150 днями, амплитуды — от 1 до 2 звездных величин. Лучевые скорости меняются в довольно широких пределах (рис. 116), и если их рассматривать как пульсации, то их интегрирование дает огромные значения для изменений радиуса звезды, например, 50 млн км (рис. 116), что гармонирует со спектрами этих звезд, имеющими признаки сверхгигантов или . Однако разрывы в кривых лучевых скоростей (рис. 116) еще нагляднее, чем в случае (см. рис. 114), указывают на последовательное прохождение прогрессивных волн через огромную атмосферу звезды-сверхгиганта.

Рис. 116. Кривые блеска и лучевых скоростей U Моn. В самой нижней секции показаны смещения газовых масс, как они получаются при интегрировании кривых лучевых скоростей

Еще более длинными периодами, от 90 до , но преимущественно около , обладает семейство долгопериодических переменных, или звезд типа Миры Кита,— красных сверхгигантов спектральных классов М, R, N или S, имеющих большую амплитуду колебаний блеска визуально и около радиометрически. Большая визуальная амплитуда объясняется развитием в спектре звезды широких и очень интенсивных полос поглощения молекул во время минимума блеска. Энергетический поток от звезды изменяется сравнительно мало. Процессы, наблюдаемые у долгопериодических переменных, довольно трудно объяснить пульсацией, хотя именно у Миры Кита наблюдались изменения размеров непосредственно с помощью интерферометра (КПА 463). Периодические изменения лучевых скоростей имеют малую амплитуду и различны у абсорбционных и эмиссионных линий. Вообще эмиссионные линии почти всегда присутствуют в спектрах долгопериодических переменных. Это — линии серии Бальмера, многочисленные линии FeI, а также FeII (только в эмиссии), . Их интенсивность сильно изменяется в течение цикла изменений блеска; обычно они достигают максимума вскоре после максимума блеска и исчезают в пору минимума. У звезд в спектре наблюдаются линии технеция — элемента, который не имеет стойких изотопов.

Любопытной особенностью некоторых из эмиссионных линий оказывается то, что они ослабевают из-за наложения на них молекулярных полос и атомарных линий поглощения, откуда вытекает вывод, что зона возникновения эмиссий лежит под зоной, где образуются молекулы, и вообще, где возникает абсорбционный спектр. Так, например, ослабление линии На и ее исчезновение в минимуме блеска вызвано, вероятно, тем, что в протяженной атмосфере излучение На полностью поглощается, тогда как у максимума в обширной атмосфере водород был ионизован. Источником ионизации могло бы быть прохождение фронта ударной волны через атмосферу. По-видимому, у долгопериодических переменных происходит также выброс вещества в форме расширяющихся оболочек. На это указывает заметное смещение эмиссионных линий в фиолетовую сторону сравнительно абсорбционными линиями, особенно во время максимума блеска.

Температура долгопериодических переменных звезд определяется с большим трудом, так как в их спектрах трудно найти места непрерывного спектра, свободные от спектральных полос или линий. Впрочем, развитие этих образований помогает определению температуры (температуры возбуждения). У звезд температура около 2500—3000 К, а в минимуме ниже. Здесь, в минимуме, спектральный класс определяется от до . Переменные спектрального класса N «еще холоднее. Не исключено, что в их атмосферах вблизи минимума блеска при температуре 2000 К происходит выпадение твердого углерода в форме сажи, вуалирующей излучение звезды, притом одинаково для разных длин волн, если частицы сажи достаточно крупные (см. главу VI, § 26).