Орионова переменная звезда

Орионовы переменные — разновидность неправильных переменных звёзд, связанных со светлыми и тёмными диффузными туманностями или наблюдаемых в районах таких туманностей. У некоторых из них может наблюдаться цикличность изменений блеска, связываемая с осевым вращением. Вариации яркости могут достигать нескольких звёздных величин. На диаграмме спектр-светимость расположены в районе главной последовательности и в области субгигантов. Это молодые звёзды — их возраст не превышает нескольких миллионов лет. После выхода на главную последовательность они теряют переменность или становятся регулярными переменными^[1]. Делятся на следующие подтипы^[2]:

INA — орионовы переменные ранних спектральных типов.

INB — орионовы переменные средних и поздних спектральных типов.

Орионовы переменные типа Т Тельца (INT, IT). Относятся к этому типу на основании следующих (исключительно спектральных) признаков. Спектральные классы заключены в пределах Fe-Me. Спектр наиболее типичных звёзд напоминает спектр солнечной хромосферы. Специфическим признаком типа является наличие флюоресцентных эмиссионных линий Fe1 4046, 4132 (аномально интенсивных у этих звёзд), эмиссионных линий SII и OI, а также линии поглощения LiI 6707. Эти переменные наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.

Фуоры — орионовы переменные типа FU Ориона (FU Ori). Характеризуются продолжающимся несколько месяцев возрастанием блеска примерно на 5-6^m, после чего наступает относительное постоянство блеска. В максимуме блеск сохраняется иногда на протяжении десятилетий, иногда наблюдается медленное ослабление его на 1-2^m. Спектральные классы в максимуме блеска заключены в пределах Aea-Gpea. После вспышки наблюдается постепенное развитие эмиссий в спектре, который становится более поздним. Может быть, эти переменные характеризуют один из этапов эволюции орионовых переменных типа Т Тельца (INT), так как одна из таких переменных (V1057 Лебедя) показала подобную вспышку, но ослабление её блеска (на 2.52^m за 11 лет) началось сразу же после достижения максимума. Все известные в настоящее время переменные типа FU Ori связаны с отражательными кометообразными туманностями.

В случаях, когда наблюдаются очень резкие (до 1^m за 1-10 дней) изменения блеска, к обозначению типа звёзд добавляется буква S (INS).
В спектрах некоторых орионовых переменных (YY Ориона) наблюдаются тёмные компоненты с длинноволновой стороны эмиссионных линий, что свидетельствует о падении вещества на поверхность звезды. В классификации ОКПЗ они обозначаются IN(YY).

ПримечанияПравить

↑ ГАИШ. GCVS Variability Types (англ.) (недоступная ссылка — история). — Классификация переменных звёзд по ОКПЗ. Дата обращения: 9 сентября 2008. Архивировано 18 марта 2012 года.
↑ Gerry Arlen Good, Observing Variable Stars, 2003 Архивная копия от 11 января 2014 на Wayback Machine (Springer Science ISBN 1-85233-498-3)" (англ.)

СсылкиПравить

Cohen, M.; Dewhirst, D. W. (1973). “Infra-Red Observations of Young Stars-II: T TAURI STARS AND THE ORION POPULATION”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 161: 97. Bibcode:1973MNRAS.161...97C. DOI:10.1093/mnras/161.1.97.

[GCVS4-1] ГАИШ. GCVS Variability Types (англ.) (недоступная ссылка — история). — Классификация переменных звёзд по ОКПЗ. Дата обращения: 9 сентября 2008. Архивировано 18 марта 2012 года.

[2] Gerry Arlen Good, Observing Variable Stars, 2003 Архивная копия от 11 января 2014 на Wayback Machine (Springer Science ISBN 1-85233-498-3)" (англ.)

[1]

[2]