Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

160 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГА Л А КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО [Гл. 4

был изучен в последние годы (Ллойд Ивенс, 1972). В ре­ зультате Ивенс считает возможным наличие звезд типа Миры Кита, кроме упомянутых выше скоплений, также в NGG 5927 (1), 6356 (2), 6388 (3), 6553 (1) и 6712 (1). (В скобках указано число звезд типа Миры Кита, которые Ивенс считает членами скоплений.) Он подмечает тенден­ цию увеличения периода при переходе от скоплений низ­ кой металличности к скоплениям более высокой металличности. Во всяком случае, большинство звезд типа Миры Кита обнаружено пока в скоплениях высокой ме­ талличности. Но, к сожалению, все шаровые скопления высокой металличности расположены в центральной части Млечного Пути и в очень богатых звездных по­ лях. Поэтому вопрос о действительной принадлежности звезд к этим скоплениям требует дополнительных иссле­ дований.

Еще в конце сороковых годов было показано, что в на­ шей Галактике для более старых формаций (сферическая составляющая) характерны короткие периоды звезд типа Миры Кита, тогда как для промежуточной (диск) и плос­ кой (спирали) характерны все более и более длинные пе­ риоды (см., например, Кукаркин 1949; 1957). И кинема­ тика звезд типа Миры Кита находится в согласии с этой закономерностью; звезды с периодами 150—200 дней об­ ладают наибольшей дисперсией скоростей, монотонно уменьшающейся с увеличением периодов. О сходстве особенностей звезд типа Миры Кита в скоплении 47 Тис с звездами сферической составляющей Галактики можно судить и по более поздним исследованиям (см., напри­ мер, Фист, 1965).

В Магеллановых Облаках обнаружено несколько де­ сятков красных переменных, часть которых, безусловно, является звездами типа Миры Кита. Как правило, перио­ ды этих звезд превышают 500 дней. По-видимому, звезды типа Миры Кита, входящие в наиболее молодые формации, обладают действительно самыми длинными периодами. Характерно, что периоды почти всех инфракрасных источ­ ников, отождествленных с звездами типа Миры Кита, велики, и эти звезды обладают хорошо выраженной кон­ центрацией к плоскости Галактики. Периоды всех этих звезд превышают 450 дней. Таким образом, становится очевидной закономерность, связывающая длину периода

162 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА Л А К ТИ Ч ЕС К О ГО ГАЛО [Гл. 4

Гипотеза происхождения цефеид плоской составляю­ щей нашей Галактики из В-звезд определенных масс (см. главу 1) представляется весьма убедительной. Тем инте­ реснее и загадочнее наличие цефеид в шаровых скопле­

предположения. Известно, что звезды типа W Девы ха­ рактеризуются меньшей устойчивостью периода, чем клас­ сические цефеиды (Паренаго, 1956). К сожалению, как и красные переменные, цефеиды в шаровых скоплениях не являются объектами систематических наблюдений, хотя в последние годы интерес к ним возрос. Однако нет оснований сомневаться, что между цефеидами в шаровых скоплениях и звездами типа W Девы галактического поля имеется большое сходство. На общность фотометри­ ческих характеристик для обеих рассмотренных групп звезд было указано рядом исследователей более 2 0 лет назад (Кукаркин, Куликовский, 1951). R последние го­ ды было убедительно показано, что группа звезд типа W Девы тоже не является однородной по своим характери­ стикам (Васильяновская и др., 1966; Кви, Браун, 1967;

Кви, 1967а; 1967Ь; 1967с).

Очень важно отметить, что звезды типа W Девы в ша­ ровых скоплениях не образуют единой группы объектов. Некоторые звезды, отмеченные на рис. 53 крестиками, сильно уклоняются от хорошо выраженной зависимости. Но и их фотометрические особенности (кривые блеска, амплитуды) тоже отличаются от особенностей звезд, опре­ деляющих вид зависимости период — светимость. Осо­ бенно четко это можно проиллюстрировать на примере

трд

НТО

ft1?5

Рис. 54. Кривые блеска цефеид V 60 и V 92 в шаровом скоплении со Сеп, имеющих одинаковые периоды.

двух звезд типа W Девы V 60 и V 92 в шаровом скоплении со Сеп. Обе звезды имеют практически одинаковые перио­ ды (1*349 и l d345 соответственно). Однако амплитуды, медианные звездные величины и формы кривых блеска у них очень различны. Звезда V 60 имеет асимметричную кривую блеска, характерную для большинства звезд та­ кого периода, амплитуду 1™2 (В) и медианную звездную величину 13т9 (В), а звезда V 92 обладает почти симме­ тричной кривой блеска, амплитудой 0™5 (В) и медианной звездной величиной 14™3 (В). Кривые блеска этих звезд изображены на рис. 54. Как видно из рис. 53, еще несколь­

166 П Е Р Е М Е Н Н Ы Е З В Е З Д Ы ГА Л А КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО [Гл. 4

ко звезд сильно уклоняются от зависимости период — светимость. Почти все эти звезды обладают особенностя­ ми, так или иначе отличающими их от звезд, определяю­ щих полученную выше зависимость период — светимость. По-видимому, как и в случае красных переменных, в не­

П. Н. Холопов при изучении переменных звезд в карли­ ковой галактике Малой Медведицы (Холопов, 1971). Несколько звезд с периодом менее суток, причисляющиеся обычно к переменным типа RR Лиры, имеют повышенную светимость и хорошо соответствуют зависимости период — светимость для звезд типа W Девы. Не исключено, что последовательность звезд типа W Девы действительно распространяется на короткие периоды, а последователь­ ность звезд типа RR Лиры — в область периодов более суток (Цесевич, 1970; Мандель, 1971; Кви, 1972).

Всестороннее изучение звезд типа W Девы в галакти­ ческом гало и в шаровых скоплениях представляет важ­ ную задачу, разработка которой, безусловно, будет иметь значение в понимании эволюции звезд на поздних стадиях развития.

§ 6 . Звезды типа RR Лиры

Звезды типа RR Лиры весьма многочисленны. В галак­ тическом поле их известно уже более 6000, а в шаровых скоплениях — около 2 0 0 0 .

В течение нескольких десятилетий звезды типа RR Лиры рассматривались как весьма однородная группа объектов с одинаковыми абсолютными звездными величи­ нами.

Однако уже во второй половине сороковых годов стало выясняться различие в химическом составе некоторых звезд типа RR Лиры (Мюнч, Террацас, 1946; Ивановска, 1953) и в закономерностях их распределения по длине периода в галактическом поле и в шаровых скоплениях (Кукаркин, 1947; 1949). Эти два распределения изобра­ жены на рис. 55. Позднее значительное разнообразие хи­ мического состава атмосфер звезд типа RR Лиры подтвер­