Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

5 й Й В Е Д Ё Н Й Ё 153

вания галактик. Наблюдаемые сейчас в нашей Галактике шаровые скопления представляют с этой точки зрения реликтовые образования.

Изучение переменных звезд в шаровых и старых рас­ сеянных звездных скоплениях представляет особый ин­ терес. Сопоставление данных о встречаемости переменных звезд разных типов в скоплениях и в Галактике, сравни­ тельное изучение их морфологических особенностей во многом может способствовать пониманию поздних стадий звездной эволюции и постановке новых расчетов моделей. Особенно существенно сопоставление особенностей пере­ менных звезд с возрастными характеристиками содержащих их звездных агрегатов.

Одной из характернейших особенностей диаграммы Г — Р для старых звезд является наличие хорошо выра­ женной ветви гигантов и горизонтальной ветви разной степени заселенности. У шаровых скоплений нашей ^Га­ лактики горизонтальная ветвь меняет свой вид с возра­ стом и химическим составом звезд. Наблюдаются весьма различные формы горизонтальной ветви, от зачаточной, едва отходящей от ветви красных гигантов, до резко отде­ ленной от нее и весьма населенной в голубой части. Две различные формы диаграмм Г — Р изображены на рис. 46 и 47."

Многие объекты, занимающие область горизонтальной ветви и ее продолжения влево, вниз к области белых кар­ ликов (новые звезды, переменные типа U Близнецов), а частично и вверх (ядра планетарных туманностей), возможно, являются различными характерными состоя­ ниями на поздних этапах эволюции. Тем существеннее исследование особенностей этих звезд совместно с изуче­ нием вопроса об их встречаемости в различных по возрасту звездных системах.

Вопрос о встречаемости объектов того или иного типа в автономных звездных системах заслуживает большого внимания. Он был недавно подробно рассмотрен (Кукар-

кин, 1968).

Встречаемостью объектов какого-либо типа в данной звездной системе называется отношение числа известных объектов этого типа к общему числу известных звезд данной звездной системы или к заменяющей это число величине, при условии тщательного учета селекции

используемого материала. При учете селекции надо иметь в виду не только вероятность открытия объектов данного типа, но и предполагаемое время пребывания на данной стадии развития. Корректное изучение встречаемости приводит к заключению, что редкие для шаровых скоплений объекты (планетарные туманности, новые звезды,

Не менее важной и более доступной (из-за высокой свети­ мости) является изучение в старых звездных системах звезд типа W Девы и RV Тельца. Особую задачу пред­ ставляет изучение красных переменных звезд. На диа­ грамме Г — Р эти последние занимают положение вблизи правого конца ветви гигантов. Все эти проблемы лишь недавно привлекли внимание и будут освещены в соответ­ ствующих разделах главы.

156 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА Л А К ТИ ЧЕС К О ГО ГАЛО ГГл. 4

жения отдельных переменных, представляющих пока еще не достаточно изученные в шаровых и старых рассеянных скоплениях типы. Горизонтальной штриховкой показана область, занятая красными неправильными и полуправильными звездами и звездами типа Миры Кита. Надо иметь в виду, что отдельные переменные поздних спек­ тральных классов встречаются и вне этой области. Двумя параллельными волнистыми линиями ограничена область, занятая звездами типа W Девы и RV Тельца в шаровых скоплениях. Вертикальной штриховкой показана область, занимаемая переменными типа RR Лиры. Кружками от­ мечены звезды типа W Б. Медведицы в старых рассеянных скоплениях. У отдельно нанесенных на график звезд в шаровых скоплениях рядом приведено название (это переменные типа U Близнецов и новые звезды).

Все звезды упомянутых типов (пока кроме звезд типа W Б. Медведицы) встречаются в шаровых скоплениях. В старых рассеянных скоплениях пока не обнаружено физических переменных звезд, а имеются только звезды типа W Б. Медведицы. Как видно, на поздних стадиях раз­ вития явления нестационарности, проявляющиеся в изме­ нениях блеска, являются достаточно распространенными.

§3. Красные неправильные

иполуправильные переменные

Проблема красных неправильных и полуправильных переменных и их места в звездной эволюции является едва ли не одной из самых сложных среди рассматривае­ мых здесь. Сложность связана с тем, что мы пока еще не умеем с достаточной надежностью и быстротой относить ту или иную красную переменную к молодому или ста­ рому населению нашей Галактики на основе какого-либо простого признака. Происходит это главным образом по­ тому, что красные переменные всех возрастов и всех ста­ дий эволюции (кроме сверхгигантов) занимают на диа­ грамме Г — Р в координатах V — (В — У) практически одну достаточно протяженную область. Переход от звезд­ ных величин в видимой области к болометрическим свети­ мостям затруднен незнанием болометрических поправок. Одна и та же звездная величина может соответствовать разным болометрическим светимостям, а одни и те же зна-

§ з ] К РА С Н Ы Е П Е РЕ М Е Н Н Ы Е 157

чения В —- V вследствие обилия полос ТЮ в полосе V —- весьма различным температурам. Полосы ТЮ и других молекул в спектрах красных звезд являются показателя­ ми не только температуры, но и химического состава.

волн 10200, 6500 и 6200 А.

Два первых участка относительно свободны от полос моле­ кулярных соединений и в атмосферах звезд, и в земной атмосфере. Поэтому они являются хорошими заменителями болометрической светимости (полоса 1 0 200 А) и темпера­

и может до некоторой степени характеризовать химический состав звездной атмосферы. На рис. 49 изображена полу­ ченная Эггеном диаграмма Г — Р для красных звезд в координатах 10 200 А и 6500—10200 А. Как видно, крас­ ные звезды в шаровых скоплениях уверенно локализо­ вались на диаграмме.

Недавно появились работы других авторов (Стром и Стром, 1970; Локвуд, Уинг, 1971; Ллойд Ивенс, 1971;

158 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА ЛА КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО [Гл. 4

1972; Русев, 1972), в которых предложены другие участки спектра для получения таких фотометрических систем, которые могли бы обеспечить локализацию красных звезд на соответствующих диаграммах Г — Р.

Еще в 1955 г. было обнаружено, что «ошибка» в опре­ делении звездной величины при фотометрических измере­

переменными.

С точки зрения современных идей эволюции звезд на поздних стадиях развития (см. например, Шварцшильд, 1970), в верхйей правой части ветви гигантов звезды испы­ тывают перестройку (гелиевая или, возможно, даже угле­ родная вспышка). Весьма вероятно, что приближение к этой поворотной точке развития характеризуется на­ ступлением нестабильности и является причиной перемен­ ности звезд ветви гигантов.

Среди красных переменных встречается, вероятно, мно­ жество звезд, находящихся на самых разнообразных ста­

Ивенс, 1972). Но и в относительно более старых и бедных металлами скоплениях М 13 и со Сеп имеется соответствен­ но 3 и 8 красных переменных (Сойер Хогг, 1973). К сожа­ лению, ни для одной из уже многочисленных красных пе­ ременных звезд в шаровых скоплениях не построено еще надежной кривой изменения блеска за достаточно близкие промежутки времени, чтобы можно было судить об особен­ ностях изменения блеска и вскрыть закономерности, за­ висящие от характеристик тех шаровых скоплений, к ко­ торым они относятся. Ни периоды изменения блеска, ни амплитуды, ни стабильность этих характеристик не из­ вестны с достаточной надежностью. Можно только ут­ верждать, что красные неправильные и полуправильные переменные встречаются в шаровых скоплениях с самыми разнообразными характеристиками.

До сих пор шаровые звездные скопления привлекают внимание исследователей переменных главным образом звездами типа RR Лиры. Эти звезды усиленно наблюда­ ются обычно лишь в течение одного-двух месяцев. Такой материал с о в е р ш е н н о н е п р и г о д е н для изу­ чения красных переменных.

§ 4. Звезды типа Миры Кита

Три звезды типа Миры Кита, безусловно, являются членами шарового скопления 47 Тис. Они расположены в самом скоплении, их звездные величины в максимуме блеска одинаковы, а периоды заключены в узких преде­ лах от 192 до 212 дней. Весьма вероятно, что две звезды типа Миры Кита являются членами скопления NGC 6637; во всяком случае их лучевые скорости близки к лучевой скорости самого скопления (Катчпол и др., 1970). По тем же соображениям еще некоторые единичные звезды типа Миры Кита могут быть отнесены к различным шаровым скоплениям. В большинстве случаев это скопления с вы­ соким содержанием металлов. Однако по одной переменной

Обзор имеющейся информации о красных переменных и о звездах типа Миры Кита в шаровых скоплениях дал недавно Фист (1972). Ряд шаровых скоплений высокой металличности в фотометрической системе, близкой к I,