Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

§ 6 ] З В Е З Д Ы ТИ П А R R Л И Р Ы 167

дил и подробно исследовал Престон (1959; 1961). Разно­ образие химического состава самих шаровых скоплений обнаружили Морган (1959) и Кинман (1959).

В начале пятидесятых годов было впервые указано на

М ъ = -0 7 5 2 -4 ,4 6 -lg P (r.

Вскоре было обнаружено, что полученные таким путем значения абсолютных величин звезд типа RR Лиры в ша­ ровых скоплениях четко коррелируют с выведенным не­ давно индексом металличности (ZM) самих шаровых

скоплений (Кукаркин, Русев, 1972)

M v = 0™14 + 1,67-/Ж .

Это очень расширило возможности оценки абсолютных величин звезд типа RR Лиры в шаровых скоплениях. Оказалось, что абсолютные величины звезд типа RR Лиры

всистеме V заключены в пределах от +0",г5 до +1^2. Весьма интересно и перспективно начатое более десяти

лет назад изучение переменных звезд в широких окрест­ ностях некоторых шаровых скоплений (Курочкин, 1961; 1962). Были изучены также контрольные области. Было уверенно обнаружено повышение пространственной плот­ ности звезд типа RR Лиры вблизи шаровых скоплений. Курочкин показал, что значительная доля звезд типа RR Лиры в галактическом поле может оказаться диссипировавшей из шаровых скоплений.

Помимо обычных звезд типа RR Лиры были обнаруже­ ны звезды-карлики с особенно короткими периодами (менее 0?2). Светимости этих звезд значительно уступают светимостям обычных звезд типа RR Лиры. Пока в шаро­ вых скоплениях не найдены звезды такого типа. Две звезды (V 65 в со Сеп и V И в М 56) безусловно являются звездами фона. По-видимому, карликовые звезды типа RR Лиры входят в население диска и не имеют генетиче­ ской связи с обычными звездами типа RR Лиры.

звезд типа RR Лиры была обнаружена уже давно (Шварцшильд, 1940). Последовательность звезд типа RR Лиры называется иногда областью Шварцшильда. Недавно эта последовательность была тщательно изучена (Сендидж, Тамманн, 1969). На рис. 56 изображены горизонтальные ветви трех шаровых скоплений по Сендиджу. Как видно, граница области Шварцшильда выражена очень четко. Сендидж показал, что голубая граница этой области опре­ деляется содержанием гелия. Следовательно, можно ре­ шать и обратную задачу: по показателю цвета В — V голубой границы полосы звезд типа RR Лиры определять содержание гелия.

Область, занимаемая звездами типа RR Лиры, разде­ ляет горизонтальную ветвь диаграммы Г — Р на две ча­ сти — красную и голубую. Населенность красной и голу­

бой частей горизонтальной ветви коррелирует с другими параметрами: абсолютной звездной величиной красных гигантов, занимакщих крайнее правое положение, содер­ жанием гелия и тяжелых элементов и т. д. Вероятно, от­ носительная населенность этих частей горизонтальной

Рис. 56. Структура горизонтальных ветвей диаграммы Г — Р в шаровых скоплениях М 3, М 15 и М 92 по Сендиджу. Переменные типа RR Лиры, заполняющие пробел, не нанесены.

ветви коррелирует и с возрастом. Следовательно, иссле­ дование населенности существенно для изучения эволюции звезд на поздних стадиях развития.

Пониманию эволюции звезд на поздних стадиях раз­ вития помогло бы знание масс (или их отношения) для разных участков диаграммы Г—Р. Такую попытку сделал Вульф (1964), который попробовал оценить относительные массы звезд в красной и голубой частях диаграммы Г — Р в скоплении М 3. Вульф подсчитал среднее расстояние от центра скопления отдельно для звезд красной и голубой частей горизонтальной ветви и, получив, что расстояние звезд красной части превышает расстояние звезд в голу­ бой, заключил, что массы последних больше масс первых,

170 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО [Гл. 4

и эволюция идет в направлении слева направо. Вряд ли можно считать выводы Вульфа достаточно убедительными. Материал недостаточно богат, да и простой подсчет рас­ стояний не представляет собой лучшего способа оценки

различных масс.

Более корректно поставленная задача при попытке сравнения масс звезд типа RR Лиры и W Девы (Кукаркин, Ворошилов, 1971) описана в разделе, посвященном звездам типа W Девы. Но и эта попытка должна рассма­ триваться как предварительная. Но обе эти работы все же ориентируют нас в этом важнейшем для понимания на­ правления эволюции звезд вопросе.

Корректное рассмотрение этой проблемы осуществлено в ряде работ Холопова (например, 1968а, 1968b).

Для полного решения поставленного вопроса чрезвы­ чайно желательна постановка изучения звезд в более ши­ роких окрестностях скоплений, чем обычно.

Впоследние годы было выполнено много теоретических

иполуэмпирических работ, связанных с расчетом моделей звезд малой массы, эволюционирующих после гелиевой вспышки. Были сделаны попытки новой классификации шаровых скоплений, оценки содержания гелия, сопостав­ ления различных характеристик (см., например, Демарк, Гейслер, 1963; Сендидж и Уидли, 1967; Хартвик, 1968; Кастеллани и др., 1970; Миронов, 1972; 1973). Работы в не­ которых случаях констатируют сходные закономерности,

в других же случаях противоречат друг другу. Совершен­ но очевидно, что ни вид диаграммы Г — Р, ни населенность горизонтальной ветви, ни богатство асимптотической ветви гигантов не могут быть объяснены с помощью одного па­ раметра (например, содержание металлов, возраст или содержание гелия). Все особенности шаровых скоплений являются сложной функцией многих параметров. В этом отношении очень перспективно изучение тонких особен­ ностей звезд типа RR Лиры в сопоставлении с тщательным определением их положения на диаграмме Г — Р. Первые попытки в этом отношении уже сделаны (ван Агт, Остерхоф, 1959;Сейдл, 1965; Диккенс, 1971; Стоби, 1971). Особен­ но интересно разделение звезд тина RR Лиры на две после­ довательности, подмеченное еще в 1939 г. (Остерхоф,

1939). На рис. 57 показана зависимость амплитуды блеска звезд типа RR Лиры от длины периода переменных в скоп­ лениях со Cen, М 3 и NGC 6171. Помимо легко отделимой группы звезд типа RRc (с малыми амплитудами) четко видны две последовательности переменных типа RRab —

Рис. 57. Зависимость период — амплитуда для звезд типа RR Лиры в шаровых скоплениях со Cen, М 3, NGC 6171. Хорошо видно, что с увеличением содержания металлов зависимость смещается влево.

короткопериодическая и долгопериодическая. Были сде­ ланы попытки эволюционной интерпретации этой осо­ бенности (Стоби, 1971; Горанский, 1973). Однако мы еще очень далеки от корректного решения этой проблемы.

Особого внимания заслуживает изучение изменения периодов звезд типа RR Лиры. Общий обзор проблемы изменения периодов переменных звезд был сделан недавно (Детре, 1969). Нужно иметь в виду, что мы наблюда­ ем не столько эволюционные изменения периодов, как

172 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО [Г л. 4

изменения, вызванные самыми разнообразными причинами, создающие картину шумов. Лишь тонкий математический анализ этих шумов может выявить эволюционную со­ ставляющую. Тем важнее провести анализ таких шумов в сопоставлении с положением звезд типа RR Лиры на диаграмме Г — Р, с физическими особенностями самих пе­ ременных. Уже сейчас очевидно, что переменные с эффек­ том Блажко обладают наиболее нестабильными периода­ ми. Шумы у этих звезд во много раз сильнее, чем у звезд без эффекта Блажко. Весьма вероятно, что переменные

бания, чем переменные на промежуточных местах диа­ граммы Г— Р. Но подобные исследования только начи­ наются.

В таблице 25 приведены некоторые данные, характе­ ризующие особенности шаровых скоплений и звезд типа RR Лиры в этих скоплениях. Отобраны скопления с на­ дежно выведенными характеристиками. Первый столбец дает номер скопления по каталогу NGC. Во втором столб­ це даны абсолютные интегральные звездные величины скоплений в системе V. В третьем столбце — индекс металличности I M — численная характеристика, выведенная автором на основе редукции к единой произвольной си­

0,01 солнечного. Величины во втором и третьем столбцах даны по картотеке Б. В. Кукаркина. Четвертый столбец дает характеристику заселенности горизонтальной ветви. Единица (1,0) соответствует полному отсутствию горизон­ тальной ветви, 0,5 — равенству населений в красной и голубой частях горизонтальной ветви, 0 , 0 — полному отсутствию красной части горизонтальной ветви. В пятом

бец дает логарифм переходного периода P tr. В седьмом

(в скобках число переменных типа Миры Кита).