книги / Эволюция звёзд и галактик

Существует хорошо известная группа ультракороткопериодических переменных, таких, как SX Феникса,

AI Парусов и CY Водолея, с периодами от 0^05 до Of 19 у б Щита. Эти звезды, очевидно, принадлежат совсем к другой группе. Первые сведения об их абсолютной ве­ личине говорят о том, что они лежат в интервале при­

мерно от М= +4,п до М=+2'"2. Они, по-видимому, под­

около А2, а с самыми длинными — от А9 до F0 или F1. Звезды с кратчайшими периодами имеют более низкую светимость.

Сообщалось об открытии двух таких звезд в шаро­ вых скоплениях. Одну из них, в М 56, надо сразу же от­ бросить; она в три раза дальше от центра скопления, чем любая из других переменных типа RRJlnpbi, и к тому же скопление находится в богатом поле. Звезду

в со Центавра с периодом 0?06 также надо отбросить, потому что если бы она была членом скопления, то ее

абсолютная величина была бы —0"*4, тогда как надо ожидать что-то близкое к + 4т . Переменные типа SX Фе­ никса, очевидно, столь многочисленны в пространстве Галактики, что неудивительно встретить одну из них в пределах достаточно больших угловых размеров ю Цен­ тавра. О том, что ультракороткопериодические перемен­ ные встречаются в шаровых скоплениях, можно гово­ рить лишь из-за этой единственной звезды, и, хотя она лежит в пределах ядра скопления, я отвергаю ее из-за светимости.

Современные данные о переменных звездах в шаро­ вых скоплениях представлены в табл. 13. Число извест­ ных звезд типа RR Лиры превышает 1000, и эту вели­ чину определенно можно было бы удвоить, если бы был обработан весь доступный материал. Для 874 из них оп­ ределен период, на принадлежность многих других звезд к типу RR Лиры указывает их блеск.

Эти данные, которые мне представляются надеж­ ными, я использовал для построения распределения по

Р и с . 23. Распределение по логарифму (абсцисса) периода физи­ ческих переменных в шаровых скоплениях, имеющих период свыше одного дня.

решить, являются ли эти звезды членами скопления; у многих из них главным образом Джоем и частично Валлерштейном были проверены лучевые скорости. Наиболее коротким периодом из звезд типа W Девы

около 2d5 нужно рассматривать вместе с переменными типа RR Лиры, к которым Джой всегда и хотел присо­ единить эти звезды; если бы включить в это распреде­ ление переменные типа RRЛиpы с периодом меньше одного дня, получился бы пик огромной высоты-

В списке есть четыре звезды типа RV Тельца: № 1 в со Центавра (58?7); № 4 в М4 (98‘1); № 6 в М 56 (90d)

п № 11 в М2 (67dl). Эти периоды надо, конечно, умень­ шить вдвое, потому что, как мы увидим, основной пе­ риод, получаемый по спектру, равен Р/2, но здесь я при­ вожу удвоенный период, как это обычно и делают. Ве­ роятно, несколько звезд типа RV Тельца таятся среди полуправильных и неправильных переменных; един­ ственный способ выделить их дают спектры, и его ис­ пользовал Джой для некоторых звезд. За исключением

Тельца.

Группа полуправильных и неправильных переменных содержит 32 звезды, почти столько же, сколько и группа цефеид II типа. Их спектры исследовал Джой, они бы­ вают от GO до К2. Кривые блеска этих звезд носят не­ правильный характер, но можно подозревать, что неко­ торые из них являются звездами типа. RV Тельца, по­ скольку у 5% этих звезд Джой наблюдал эмиссионные линии, а известно, что звезды типа RV Тельца, как и звезды типа W Девы, показывают яркие линии водорода на восходящей ветви кривой блескаПроцент этих звезд должен быть невелик, и, чтобы их выделить, нужно про­ вести спектральные наблюдения с дисперсией, большей чем у Джоя.

Амплитуды этих неправильных и полуправильных переменных близки к 1т ; их медианная фотографиче­

ская абсолютная величина равна примерно —1"'40, иона может быть в предварительном порядке принята как ти­ пичная для этих звезд. Обычно они находятся близ

вершины ветви гигантов, а их спектры изменяются от G5 до МО или Ml и не имеют эмиссионных линий.

На рис. 19 приведены диаграммы цвет — величина четырех шаровых скоплений, содержащих неправильные или полуправильные переменные. Звезда № 95 в М3 имеет период около 103d или 105d, показатель цвета—

около 4-1™6, амплитуду — около \т и очень правильную кривую блеска. В М 13 есть две полуправильные пере­ менные со средней абсолютной величиной, проинтегри­

рованной по циклу, около —1,'л4. В М5 переменная ле­ жит на продолжении ветви гигантов, а в М 10—.выше

на 0,'"5. Эти звезды всегда находятся по соседству с ветвью гигантов-

Долгопериодические переменные, наблюдаемые в ша­ ровых скоплениях, делятся на две группы. Одна группа содержит звезды небольшой амплитуды и с периодами около 100 дней, с правильной и симметричной кривой блеска. Звезда № 95 в М 3 имеет период 105d, ампли­

туду СО и медианную фотографическую величину —1'"7. Джой построил для нее кривую лучевых скоростей, и соотношение фаз (кривых блеска и лучевой скорости. — Перев.) оказалось таким же, как для цефеид II типа и звезд типа RV Тельца. Известны лишь четыре звезды из этой группы, но, по-видимому, ряд из них можно выя­ вить среди полуправильных и неправильных перемен­ ных. Эта группа очень важна; позднее мы увидим, что ее члены очень часто встречаются в области ядра Га­ лактики. Шаровые скопления дают мало сведений о пре­ дельных периодах звезд этой группы, но в галактиче­ ском ядре они имеют периоды от 70d до 155d, и наиболее часто встречается период около 100d-

Вторая группа долгопериодических переменных, звезды типа Миры Кита, много раз подвергалась рас­ смотрению. Сейчас таких звезд известно пять, две из которых (№ 2 и № 42) находятся в со Центавра. Период

звезды № 42 составляет 149?4, ее абсолютная фотогра­

фическая величина в максимуме —£ ” 1, и с этой звездой все ясно. Для звезды № 2 обычно дают период 484d, но Мартин в своем обширном исследовании © Центавра об­ наружил, что из наблюдений в Лейдене получается пе­

риод 242d. Ранние данные Бейли, на которых был осно­ ван двойной период, показывают, что во время его на­ блюдений звезда имела чередующиеся высокие и низкие максимумы, что, как мы теперь знаем, время от времени наблюдается в некоторых звездах типа Миры Кита. Нет сомнения в том, что в данном случае истинный период

равен 242d, самые высокие максимумы достигают 12"'2, самые низкие— 13“6, средняя абсолютная величина в максимуме в фотографических лучах составляет —1'"7. В минимуме блеск звезды 16'"0, так что амплитуда изме­ няется от 2'"3 до 4т .

• Чтобы для долгопериодических переменных в © Цен­ тавра получить абсолютную визуальную величину в максимуме блеска, надо прибавить показатель цвета к фотографическим величинам и, если использовать в качестве нуль-пункта переменные типа RR Лиры, в ре­

зультате получается —3"'5. Абсолютная визуальная ве­ личина звезд типа Миры Кита (основанная на собствен­ ных движениях и не очень надежная) несколько ниже,

что-нибудь около —2т или —2[я5- В скоплении 47 Тукана есть три переменных типа

Миры Кита: № 1 (212?4), № 2 (202?8) и № 3 (192?3). Наблюдения их спектров, проведенные в Претории, по­ казывают, что они являются звездами Me со всеми ха­ рактеристиками долгопериодических переменных. Их фотографические величины с точностью до нескольких

десятых равны 11*47. Это скопление является одним из наиболее богатых среди известных. Если оно и содержит переменные типа RR Лиры, то их чрезвычайно мало.

При отсутствии переменных типа RR Лиры для уста­ новления нуль-пункта можно использовать ярчайшие звезды скопления, которые в нормальном шаровом скоп­

лении на 1"*5 ярче, чем переменные типа ККЛиры. Од­ нако замечательно то обстоятельство, что средняя абсо­ лютная величина звезд типа Миры Кита, получающаяся

при этом, составляет в 47 Тукана —3^2 в фотографиче­ ских лучах, сравнительно с —1"*9 в ©Центавра; если прибавить показатель цвета 1*3, то получим для

визуальной светимости значение —4'"5. Это непонятно, потому что, если переменные типа Миры Кита были бы столь ярки, мы должны были бы в изобилии находить их на пластинках туманности Андромеды, снятых на 200или 100-дюймовом телескопах, тогда как их можно разглядеть на «синих» пластинках лишь при самых хо­ роших условиях-

Это противоречие можно разрешить. Надо придать

поправку СЗ величинам, полученным в предположении, что 47 Тукана является обычным скоплением. Нужно допустить, что ветвь гигантов 47 Тукана оканчивается

металлов и в котором поэтому нет звезд ярче 0ОТ.

На Римской конференции (по звездным населениям, 1958 г. — Перев.) Теккерей сообщил о двух исследова­ ниях 47 Тукана. Первое из них, посвященное построению диаграммы цвет — величина, еще не закончено, но уже можно сказать, что ветвь гигантов тянется гораздо дальше в красную сторону, чем у М 3; она сдвинута в ту же сторону, что и в скоплениях галактического гало. Нет оснований думать, что это эффект, вызванный по­ глощением, так как 47 Тукана проецируется на край Малого Магелланова Облака, и недавняя работа Эльзассера по фотоэлектрическому исследованию Магелла­ новых Облаков показывают, что в этой области цвет весьма однороден-

Второе исследование — работа Фиста по изучению спектров гигантов в 47 Тукана. В одном отношении эти звезды очень отличаются от звезд нормальных шаровых скоплений, у которых показатели цвета указывали на класс М, а реальные спектры всегда были КО, К2. Здесь же впервые было найдено почти с десяток звезд М, и это было весьма примечательно. Все сдвинуто целиком, и спектры теперь, по-видимому, согласуются с цветами, а это означает, что эти звезды должны быть близки к нормальным. С дисперсией 20 А/мм Фист пытался опре­ делить светимость этих звезд М и одной очень голубой звезды, лежащей над горизонтальной ветвью; он при­ шел к выводу, что спектральные критерии светимости

приводят к поправке в + 1™2. Эти критерии вполне при­ менимы даже к экстремальным звездам, хотя, конечно, точность их не очень высока; они могут дать лишь клас­ сы светимости I, II, III. Я уверен, что когда у нас будет диаграмма цвет— величина скопления 47 Тукана, то выяснится, что оно не является скоплением гало.

На это же указывает и то, что интегральный показа­ тель цвета 47 Тукана, измеренный как Ирвином, так и

Остерхофом, равен + 0'н98, тогда как нормальный инте­ гральный цвет шарового скопления галактического гало

составляет + 0'"68. Тщательная фотоэлектрическая фото­ метрия, проведенная Эльзассером, показывает, что во­ круг скопления поглощение отсутствует, и было бы со­ вершенно невероятно, если бы оно вдруг появилось именно в центре скопленияТаким образом, мы имеем здесь еще одно указание на то, что 47 Тукана не яв­ ляется нормальным шаровым скоплением, и с этим со­ гласуется г-координата скопления, близкая к 2,7 кпе, если предположить, что ярчайшие звезды ветви гигантов

имеют светимость не больше —0"'2.

Если считать абсолютные величины в 47 Тукана ус­ тановленными, то у нас есть абсолютные величины еще для трех звезд типа Миры Кита в шаровых скоплениях, что увеличивает их общее число до пяти. Интервал пе­ риодов этих звезд от I49d до 242d, и средний период близок как раз к 200d. Известно, что в нашей Галактике группа переменных типа Миры Кита с периодом 200d имеет очень высокую скорость. Позднее мы увидим, что эта группа переменных, кроме того, очень сильно кон­ центрируется к области галактического центра. Таким образом, в настоящее время наилучшее значение абсо­ лютной величины в фотографической области в макси­

муме для этой группы составляет около —1™9, и это значение позволяет понять результаты наших попыток отыскать долгопериодические переменные в других га­ лактиках, особенно в М31.

Получить сведения о светимости долгопериодических переменных по собственным движениям и лучевым ско­ ростям очень трудно. Следовательно, было бы очень важно исследовать другие долгопериодические перемен­

В шаровых скоплениях есть две возможные звезды типа U Близнецов: № 101 в М5 (в максимуме 17'"5, аб­ солютная величина + 2“ 1, средняя амплитуда 4'"3) и

№ 4 в М 30 ( + 0"'9). Последняя слишком ярка для этого типа и далека от центра скопления.

Три затменных переменных считаются надежными членами шаровых скоплений; их периоды заключены в

пределах от 1?1 до 1?7, амплитуда — от 0”7 до 1"'8 и

сьетимость — от —0'"5 до —1™1.

В предыдущей главе мы видели, что шаровые скоп­ ления необходимо разделить на две группы: скопления гало, которые, по-видимому, бедны металлами, и скоп­ ления диска, которые как будто имеют нормальное со­ держание металлов. Должны ли эти две группы скопле­ ний отличаться и в. отношении переменных звезд? К со­ жалению, об этом еще ничего определенного сказать нельзя, поскольку из десяти скоплений, классифициро­ ванных Мейелом от G3 до G5, в семи никогда перемен­ ных звезд не искали. Все они далеко на юге, и их надо исследовать в южном полушарии; из-за их низких га­ лактических широт они либо проецируются на богатые звездные облака, либо же чаще погружены в темные ту­ манности. Например, NGC 6440, одно из скоплений диска, подвергается столь сильному поглощению, что в фотогра­ фической области мы можем достичь лишь его самых ярких звезд, и нет надежд дойти до переменных звезд.

Однако в трех из мейеловских скоплений диска про­ водились тщательные поиски переменных звезд. В NGC 6838 (М71), легко доступном скоплении в Стре­ ле, при недавних тщательных поисках миссис Хогг не смогла найти ни одной переменнойДва других скопле­ ния дают противоречивые результаты. Мейел классифи­ цировал NGC 6723 как G3, и оно должно бы принадле­ жать к этой группе, однако содержит 19 переменных типа RR Лиры, а его 2 -координата составляет —3,5 кпс. В NGC6712 (G4), по-видимому, есть шесть переменных типа RR Лиры, и, хотя кривые блеска этих звезд еще не построены, их величины и амплитуды указывают на принадлежность к этому типу; 2 -координата скопления равна *-0,8 кпс.

Большое расстояние NGC 6723 от галактической пло­ скости делает его несколько подозрительным, и вполне возможно, что оно может быть класса G2 или G1 и не должно рассматриваться как скопление диска. Необхо­ димо исследовать переменные в NGC6712, чтобы убе­ диться в том, что они действительно являются перемен­ ными типа RR Лиры. Это скопление интересно еще и тем, что оно определенно содержит долгопериодическую переменную с неизвестным периодом. Его модуль рас­

стояния составляет 1б'"5.

Я полагаю, что эти шаровые скопления диска могут быть типа М67. В самом М 67 вряд ли можно ожидать обнаружения переменных типа RR Лиры, поскольку его ярчайшие звезды у вершины ветви гигантов имеют ве­ личину всего лишь 0т , а звезды, отошедшие на диаграмме цвет — светимость к голубой стороне, на величину сла­ бееДля полной уверенности я просил Розино произ­ вести тщательные поиски переменных звезд в М 67. Он провел их несколько лет назад и не нашел ни одной фи­ зической переменной. Вполне возможно, конечно, что скопления диска являются промежуточными между нор­ мальными шаровыми скоплениями и скоплениями типа М67. Будет очень интересно выяснить, в какой степени химический состав связан с присутствием переменных типа RRЛиpы.

Теперь я перехожу к так называемым цефеидам в шаровых скоплениях. Бейли в своем историческом ис­ следовании шаровых скоплений, помимо многочислен­ ных переменных типа RR Лиры, обнаружил также очень небольшое число цефеид с периодами больше одного дня. Поскольку кривые блеска выглядели довольно по­ хоже, по крайней мере при периодах меньше 10 дней, вообще стали предполагать, что эти звезды являются обычными цефеидами. Позднее, однако, выяснилось, что существуют и определенные различия. Одной из первых была выявлена резкая разница между распределением по периоду классических цефеид и этих «цефеид II», имеющих минимум распределения между 5 и 10 днями.

В интервале периодов 10—20 дней цефеиды II типа имели также кривые блеска, отличные от кривых клас­ сических цефеид с такими же периодами (рис. 24). Пе­