ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 144
Скачиваний: 0
§ 6 ] |
|
ЗВ Е ЗД Ы ТИПА R R Л И РЫ |
|
173 |
|||
|
|
|
|
|
|
Таблица 25 |
|
Переменные звезды в шаровых скоплениях |
|
|
|||||
NGG |
М у |
ш |
H R |
RR |
*8 P t r |
W |
R |
104 |
—8,93 |
0,56 |
0,65 |
2(1) |
|
0 |
24(3) |
362 |
—8,09 |
0,44 |
0,52 |
9 |
— |
0 |
1 |
1261 |
—7,06 |
0,39 |
0,44: |
И? |
— |
|
|
1851 |
- 8 ,5 3 |
0,46 |
0,52 |
? |
|
5? |
|
2419 |
—8,30 |
0,34 |
0,46 |
25? |
|
|
|
2808 |
—9,01 |
0,45 |
? |
—0,30 |
0 |
0 |
|
4147 |
- 5 ,9 1 |
0,33 |
0,32 |
16(10) |
|||
4833 |
—7,47 |
0,31 |
0,24 |
6(0) |
—0,28 |
0 |
3 |
5024 |
—8,54 |
0,30 |
0,30 |
35(16) |
0 |
2 |
|
5053 |
—5,91 |
0,25 |
0,30 |
10(5) |
—0,23 |
0 |
0 |
5139 |
—10,19 |
0,35 |
0,29 |
128(57) |
—0,29 |
8 |
8(1) |
5272 |
- 8 ,2 9 |
0,38 |
0,40 |
178(27) |
—0,33 |
1 |
3 |
5466 |
—6,53 |
0,26 |
0,31 |
20(10) |
—0,24 |
0 |
0 |
5897 |
—7,11 |
0,26 |
0,24 |
6(6) |
—0,34 |
0 |
1 |
5904 |
- 8 ,2 4 |
0,39 |
0,35 |
90(23) |
2 |
1 |
|
6121 |
—6,24 |
0,45 |
0,42 |
39(8) |
—0,36 |
0 |
2 |
6171 |
—7,30 |
0,52 |
0,54 |
21(7) |
—0,36 |
0 |
1 |
6205 |
—8,05 |
0,34 |
0,24 |
3(2) |
— |
3 |
3 |
6218 |
—7,15 |
0,35 |
0,25 |
0 |
1 |
0 |
|
6254 |
—7,26 |
0,36 |
0,29 |
0 |
— |
2 |
0 |
6341 |
—8,01 |
0,25 |
0,30 |
12(3) |
- 0 ,2 6 |
0 |
0 |
6352 |
—5,31 |
0,65 |
0,64 |
0 |
— |
0 |
1 |
6356 |
_—8,14 |
0,63 |
0,61 |
0 |
— |
0 |
6(2) |
6362 |
—6,18 |
0,43 |
0,40 |
14(7) |
—0,31 |
0 |
0 |
6397 |
- 6 ,3 2 |
0,33 |
0,29 |
0 |
— |
0 |
0 |
6402 |
—8,79 |
0,42 |
0,32 |
34(3) |
—0,32 |
5 |
2? |
6522 |
—7,58 |
0,51 |
0,57 |
0? |
— |
0? |
0? |
6541 |
—7,60 |
0,31 |
0,25 |
0 |
— |
0 |
0 |
|
|
|
|
|
|
|
|
6637 |
—7,84 |
0,66 |
0,64 |
0 |
— |
0 |
7(2) |
6656 |
—8,17 |
0,32 |
0,28 |
17(9) |
- 0 ,2 4 |
1 |
3 |
6712 |
—6,81 |
0,51 |
0,47 |
10(3) |
—0,34 |
0 |
6(1) |
6715 |
—8,61 |
0,43 |
— |
50(1) |
- 0 ,3 2 - |
1 |
3 |
6723 |
—7,38 |
0,51 |
0,45 |
19(1) |
—0,36 |
0 |
2 |
6752 |
- 7 ,3 5 |
0,35 |
0,25 |
0 |
|
1 |
6 |
6779 |
—7,12 |
0,31 |
0,29 |
— |
|||
6838 |
—4,91 |
0,59 |
0,61 |
0 |
— |
0 |
2 |
6981 |
- 6 ,7 0 |
0,38 |
0,40 |
27(2) |
—0,33 |
— |
— |
7006 |
—7,21 |
0,37 |
0,46 |
31(0) |
—0,33: |
0 |
2 |
7078 |
- 8 ,8 4 |
0,25 |
0,34 |
64(36) |
—0,25 |
3 |
0 |
7089 |
—8,92 |
0,30 |
0,28 |
17(4) |
- 0 ,2 9 |
4 |
0 |
7099 |
- 6 ,9 8 |
0,26 |
0,29 |
3(0) |
|
1 |
0 |
7492 |
—4,89 |
0,30 |
0,32 |
3(2) |
|
||
174 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГА ЛА КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО [Гл. 4
Легко убедиться, что нет ощутимой связи между аб солютной звездной величиной шаровых скоплений и дру гими физическими характеристиками. Наоборот, почти все физические характеристики, кроме абсолютной вели чины, в той или иной степени коррелируют между собой. Абсолютная величина характеризует прежде всего массу скопления. Отсутствие корреляции между массой шаровых скоплений и физическими особенностями самих скоплений и населяющих их звезд может быть легко истолковано как отсутствие связи между значительным различием на чальных условий формирования скопления в целом и прак тически одинаковым во всех шаровых скоплениях насе лением. Действительно, разные шаровые скопления могли сформироваться с достаточно большой дисперсией масс, а динамическое развитие в гравитационном поле Галак тики привело лишь к усилению этих различий (массивное скопление потеряет относительно меньшее количество звезд в процессе движения по вытянутым галактическим орбитам, чем менее массивное). В то же время практически единовременно оформившиеся звезды прошли в общем-то одинаковый путь развития. Этим и объясняется наличие корреляций почти между всеми физическими характери стиками звезд и скоплений в целом. Однако дисперсия возрастов и химического состава неизбежно увеличивает дисперсию этих корреляций. Но в целом наличие корре ляций свидетельствует о единстве эволюции.
Как уже отмечалось, особенно существенно знание масс звезд в различных частях диаграмм Г — Р. В этом отношении очень интересны и важны работы Холопова (1968а, 1968Ь), в которых рассмотрены корректно пути решения этой проблемы.
Шварцшильд на основе теоретических расчетов пред полагает, что прохождение звезд в шаровых скоплениях через петлю горизонтальной ветви после гелиевой вспыш ки может протекать по-разному, в зависимости от содер жания гелия. Может оказаться, что населена главным об разом верхняя часть горизонтальной ветви (при движении слева направо), может быть населена нижняя часть гори зонтальной ветви (при движении справа налево), могут быть и другие случаи (Шварцшильд, 1970).
Несколько иначе к этой же проблеме подошли Ибен и Руд. Предполагая значительную дисперсию в потере
§ 7] |
ТЕСН Ы В ДВ О Й Н Ы Е ЗВ ЕЗД Ы |
175 |
массы во время гелиевой вспышки, они объясняют как особенности горизонтальной ветви, так и звезд, ее насе ляющих (Ибен, Руд, 1970). На рис. 58 изображены эво люционные треки звезд, вычисленные в этой работе.
Рис. 58. Теоретически рассчитанные эволюционные треки звезд, образую щ их горизонтальную ветвь ш аровых скоплений (Ибен,
Руд, 1970).
Так или иначе, изучение конкретных особенностей пе ременных звезд очень существенно как для проверки тео ретических концепций, так и постановки новых проблем.
§7. Тесные двойные звезды
Встарых рассеянных скоплениях встречаются тесные двойные звезды типа W Б. Медведицы. Наиболее под
робно эти объекты, как члены скоплений, рассмотрены в работах Курочкина и Кукаркина (1966) и Кукаркина и Миронова (1970). По-видимому, звезды типа W Б. Мед ведицы являются достаточно характерными представите лями населения старых рассеянных скоплений. Их место
176 |
П ЕРЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО |
[Гл. 4 |
на |
диаграмме Г — Р показано на рис. 48. В |
шаровых |
скоплениях пока не обнаружено звезд типа W Б. Медве дицы. Но до сих пор никто не занимался поисками пере
менных звезд в шаровых скоплениях в интервале |
абсо |
|||||||
|
|
лютных звездных величин |
||||||
М у |
|
от + 4 т до + 7 т , характер |
||||||
|
|
ных для этих звезд. |
||||||
|
|
Недавно |
|
Кукаркин |
||||
|
|
(1972) обнаружил |
в шаро |
|||||
|
|
вом скоплении М 92 быстро |
||||||
|
|
меняющуюся |
переменную |
|||||
|
|
звезду. Ее характеристи |
||||||
|
|
ки таковы: |
Му = |
+3™2; |
||||
|
|
( B - V ) = + 0?40; (U —B) = |
||||||
|
|
= — 0Т08. |
|
Положение |
||||
|
|
этой |
звезды |
на |
диа |
|||
|
|
грамме Г — Р |
изображе |
|||||
|
|
но крестиком на рис. 59. |
||||||
|
|
Она |
может быть |
звездой |
||||
|
|
типа |
W |
Б. |
Медведицы. |
|||
|
|
Вскоре в шаровом скопле |
||||||
|
|
нии М 3 была обнаружена |
||||||
|
|
еще одна переменная звез |
||||||
Рис. 59. П оложение |
переменных |
да-карлик |
|
(Мейнунгер, |
||||
звезд-карликов на |
диаграмме |
1972). Блеск |
ее |
|
меняется |
|||
цвет — светимость. |
медленно, |
и |
она обладает |
|||||
|
|
следующими |
характери |
|||||
стиками: Му = +3?6, (В — V) = |
+0™65, |
(U — В) = |
||||||
= —1™0. Очевидно, что природа обеих этих звезд совер шенно различна. Вторая звезда обозначена на рис. 59 кружочком. Не исключено, что обе звезды принадлежат фону. Но во всяком случае их открытие начинает новую страницу в изучении возможной нестационарное™ звездкарликов в шаровых скоплениях.
В шаровых скоплениях встречаются в небольшом числе новые звезды и переменные типа U Близнецов. Эти звезды тоже тесные двойные. Об их встречаемости в шаровых скоплениях говорится в работе Кукаркина и Миронова (1970). Положение этих звезд на диаграмме Г — Р пока зано на рис. 48.
Крафт (1962) предположил, что звезды типа U Близ нецов могут быть генетически связаны (быть дальнейшей
Л И Т Е Р А Т У Р А |
177 |
стадией развития) с звездами типа W Б. Медведицы. Если это так, то можно надеяться, что звезда, открытая Кукаркиным в М 92; действительно дает возможность обнаруже
ния таких объектов в шаровых скоплениях. |
Но надо |
|
помнить, что при поисках переменных звезд в |
скоплении |
|
со Сеп, |
вероятно, достигалась абсолютная звездная ве |
|
личина |
+ 2 т . |
|
§ 8. Заключение
Рассмотрение фактического материала о переменных звездах в наиболее старых автономных звездных системах (старые рассеянные и шаровые звездные скопления) уже сейчас дает возможность сделать некоторые выводы.
Развитие самих скоплений на поздних стадиях их жизни зависит главным образом от начальных условий (масса). Развитие же звезд зависит также от первоначаль ного химического состава и возраста и определяет физиче ские особенности скоплений в целом. На определенных стадиях поздней фазы жизни некоторые звезды испыты вают неустойчивость, выражающуюся в проявлении не стационарное™. Для шаровых скоплений характерно проявление звездной нестационарности в виде переменных звезд типа RR Лиры, W Девы, RV Тельца, Миры Кита, красных неправильных и полуправильных переменных звезд, звезд типа U Близнецов и новых звезд. Для старых рассеянных скоплений характерно наличие звезд типа W Б. Медведицы, являющихся, возможно, предшественни ками стадии новых звезд и звезд типа U Близнецов.
Уже сейчас возможна постановка исследований по изучению относительных масс нестационарных звезд в ша ровых скоплениях (звезды типа RR Лиры, W Девы и красные переменные}. Наряду с изучением особенностей самих переменных звезд это может послужить хорошим испытанием для современных теорий звездной эволюции на поздних стадиях жизни.
Л И ТЕРА ТУ РА |
|
||
А г т , О с т е р х о ф , 1959 — A gt. S. v an , O osterhoff Р . T h ., |
Leiden |
||
ann. |
21, |
253. |
|
A p n, |
1962 |
— A rp H . C ., Sym p. S tellar E vol., L a P la ta , p . |
87. |
Б а а д е , 1944a — B aade W -, A pJ 100, 137.
178 |
|
П ЕРЕМ ЕН Н Ы Е ЗВ ЕЗД Ы ГА ЛА КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО |
|
1Гл. 4 |
||||||||||||||||||
Б а а д е , |
1944b |
— B aade W ., |
A pJ |
100, |
147. |
|
|
|
|
|
|
|
||||||||||
Б о к , |
1966 — Вок В ., |
J . A nn. R ev. A str., vol. 4. |
|
|
|
|
|
|
||||||||||||||
В а с и л ь я н о в с к а я |
О. П ., Е рлексова Г. Е ., Ш а х о в с к а я |
|||||||||||||||||||||
Н . И ., 1966 — Бю лл. Ин-та астроф. АН Тадж . ССР, № 48. |
|
|
||||||||||||||||||||
В у л л и, 1966 — W oolley R . v. d. R ., |
O bservatory 86, 76. |
|
|
|||||||||||||||||||
В у л ь ф , |
1964 — W oolf N. J ., A pJ |
139, 1081. |
|
|
|
|
|
|
|
|||||||||||||
Г о р а н с к и й В . |
IL , |
1973 — К оллоквиум |
21 MAC. |
|
|
|
||||||||||||||||
Д е м а р к , |
Г е й с л е р , |
|
1963 — D em arque |
P . |
R ., |
G eisler |
J . |
E ., |
||||||||||||||
A pJ |
|
137, |
1102. |
|
|
|
|
1971 — D em arque |
P . |
R ., |
G eisler |
J . |
E ., |
|||||||||
Д е м а р к , |
Г е й с л е р , |
|
||||||||||||||||||||
A pJ |
|
164, |
469. |
|
|
|
L ., |
«N on-Periodic Phenom ena in V ariable |
||||||||||||||
Д e т p e, |
1969 — D etre |
|||||||||||||||||||||
Stars», |
B udapest, p. |
|
3 —20. |
R . J . A pJ S uppl. 22, |
249 |
(No. 187). |
||||||||||||||||
Д и к к е н с , |
1971 |
— D ickens |
||||||||||||||||||||
Е ф р е м о в |
Ю. H ., 1971 — Астр. Ц ирк. № 639. |
|
|
|
|
|
||||||||||||||||
И б e и, P |
у д, 1970 — Ib en I ., |
Rood R . T ., A pJ |
161, 587. |
|
|
|
||||||||||||||||
И б e и , |
1972a — Iben |
I ., |
PA SP 83, 697. |
of P o p u latio n II |
S tars, |
ed. |
||||||||||||||||
И б e и, |
1972b — Iben |
I., |
T he |
E volution |
||||||||||||||||||
A. G. D . P h ilip , pp . 1—26. |
|
|
|
T orun B ull. |
11. |
|
|
|
||||||||||||||
И в а н о в е н a, |
1953 — Iw anow ska W ., |
|
|
|
||||||||||||||||||
К а с т е л л а н и , |
Д ж и а н н о н е , |
Р е н ц и н и , |
1970—C astellani |
|||||||||||||||||||
V ., G iannone P . |
R enzini A ., A p. and Space Science 9, 418. |
|
|
|||||||||||||||||||
К а т ч п о л , |
Ф и с т , М е й н ц е с , |
1970 — C atchepoll R . M ., Feast |
||||||||||||||||||||
M. W M M einziez |
J. U ., |
O bservatory 90, 63. |
|
|
|
|
|
|
|
|||||||||||||
К в и, |
1967a — K w ee К . K .,s BAN |
S uppl. 2, 97 — 124. |
|
|
|
|||||||||||||||||
К в и, 1967b — K w ee К . К ., |
BAN 19, 260. |
|
|
|
|
|
|
|
||||||||||||||
К в и, |
1967с — Kwee К . К ., |
BAN |
19, |
374. |
|
|
|
|
|
|
|
|||||||||||
К в и, |
Б р а у н , |
1967 — K w ee К . К ., B raun |
L. D ., |
|
BAN |
S uppl. 2, |
||||||||||||||||
77. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
К в и, 1972—К оллоквиум 21 MAC. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||||||||
К и н е н, |
1966—K eenan Р . С ., |
C ontr. P erkins O bs., |
|
Ser. 1, No. |
70. |
|||||||||||||||||
К и н м а и, 1959 — K in m an |
Т . D ., MN |
119, |
538. |
|
|
|
|
|
||||||||||||||
К р а ф т , |
1962 — K ra ft |
R ., |
A pJ 135, 408. |
|
|
|
|
|
|
|
||||||||||||
К р и с т и , |
1966 — C hristy |
R . F ., A pJ |
144, 108. |
|
Stew ard |
O bs., |
||||||||||||||||
К р и с т и , |
|
1970 — C hristy |
|
R . |
F ., |
P rep rin t |
||||||||||||||||
No. |
35. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Ку к а р к и н Б . В ., 1947 — АЖ 24, № 5.
Ку к a p к и и Б . В ., 1949 — «Исследование строения и развития
звезд и |
звездных систем на основе изучения переменных звезд», |
||||||
М осква, |
1949. |
В.-, 1957 — «N on-Stable Stars», |
Cam bridge, |
pp. |
|||
К у к а р к и н |
Б . |
||||||
111— 115. |
|
В ., 1968 — «Проблемы звездной эволю ции и пере |
|||||
К у к а р к и н Б . |
|||||||
менные звезды», М осква (стр. 120— 127). |
|
|
|||||
К у к а р к и и |
Б . В ., |
1972 — Астр. Ц ирк. № 709. |
1971 — АЖ |
48, |
|||
К у к а р к и н Б . |
В. |
и В о р о ш и л о в |
10. В ., |
||||
1087. |
|
|
В. , К у л и к о в с к и й П . |
Г ., 1951— ПЗ 8, 1. |
|
||
К у к а р к и н Б . |
|
||||||
К у к а р к и н |
Б. |
В. , |
М и р о н о в А. В ., |
1970 — АЖ 47, 1211. |
|
||
К у к а р к и н |
Б. |
В. , |
Р а с т о р г у е в А. С., 1972 — Астр. Ц ирк. |
||||
№707.
Ку к а р к и н Б . В ., Р у с е в Р . М ., 1972 — АЖ 49,121 .