Zvezdnye skopleniya << 5.1 Peremennye zvezdy v rasseyannyh skopleniyah | Oglavlenie | 6.1 Vvedenie >>

---

5.2 Peremennye zvezdy v sharovyh skopleniyah

  a) Obshie svedeniya. Pervoi peremennoi zvezdoi, otkrytoi v sharovom skoplenii, sleduet schitat' Novuyu v skoplenii M 80, obnaruzhennuyu v mae 1860 g. Auversom (Lyuter, 1860) i nezavisimo ot nego nedelei pozzhe Pogsonom (1861). Novaya vspyhnula pochti v centre skopleniya i byla vidna 27 dnei. Vposledstvii ona poluchila nazvanie T Sco.

V 1889 g. Pikkering (1890) otkryl na snimkah sharovogo skopleniya M 3 pervuyu peremennuyu tipa W Devy (poluchivshuyu vposledstvii oboznachenie V154). Pozzhe ona byla nezavisimo otkryta Belopol'skim (1896). V 1890 g. Paker (1890a, b) vizual'no obnaruzhil peremennuyu tipa W Devy (V 42) i pervuyu peremennuyu tipa RR Liry (V 37) v skoplenii M 5. V tom zhe godu Kommon (1890) ob'yavil ob otkrytii na snimkah skopleniya M 5 shesti peremennyh zvezd. Odna iz nih (shestaya) mozhet byt' peremennoi tipa W Devy V 84, no ostal'nye pyat', ne otozhdestvlyaemye ni s odnoi iz izvestnyh nyne peremennyh i nablyudavshiesya Kommonom odnovremenno lish' na odnoi iz chetyreh plastinok, veroyatno, predstavlyayut soboi gruppu fotograficheskih zvezdoobraznyh defektov. Vozmozhnost' poyavleniya podobnyh defektov horosho izvestna teper' mnogim nablyudatelyam, no v 1890 g., na zare astrofotografii, mysl' o nei vryad li mogla vozniknut' u issledovatelya.

V 1895 g. Pikkering (1895) soobshil ob otkrytii Beili po snimkam, poluchennym s 13-dyuimovym astrografom, mnozhestva peremennyh zvezd v shesti zharovyh skopleniyah. Eto byli peremennye s periodami men'she sutok -bolee slabye i mnogochislennye, chem otkryvavshiesya ranee ob'ekty, esli ne schitat' uzhe upomyanutoi peremennoi V 37 v skoplenii M 5. Za nimi vskore zakrepilos' predlozhennoe Beili (1899) i do sih por chasto upotreblyaemoe nazvanie "peremennye skoplencheskogo tipa" (cluster type variables). No v tom zhe 1899 godu Fleming otkryla yarkuyu peremennuyu, harakteristiki kotoroi (period i forma krivoi bleska) okazalis' shodnymi s sootvetstvuyushimi harakteristikami peremennyh skoplencheskogo tipa. Eta zvezda poluchila nazvanie RR Liry, i korotkoperiodicheskie peremennye v skopleniyah takzhe stali nazyvat' peremennymi tipa RR Liry.

Srazu zhe stalo yasno, chto ne vse sharovye skopleniya odinakovo bogaty peremennymi. Tak, v M 3 bylo obnaruzheno 87 peremennyh, v M5 - 46, no v M 2, M 30, M 22, NGC 362 - vsego ot dvuh do pyati peremennyh, a v NGC 6218 i chetyreh drugih skopleniyah - ni odnoi.

Na protyazhenii posleduyushih dvadcati let Beili (1902; 1913; 1917; 1919) otkryl mnogo novyh peremennyh v sharovyh skopleniyah, vypolnil mnogochislennye issledovaniya periodov i form krivyh izmeneniya ih bleska. V chastnosti, imenno Beili (1902) predlozhil delit' peremennye tipa RR Liry na tri podtipa (a, b i s) po forme krivoi izmeneniya bleska, okazavsheisya svyazannoi i s velichinoi perioda etogo izmeneniya. Podtipy a i b teper' obychno ob'edinyayut v odnu gruppu RRab, ibo uvelichenie nablyudatel'nogo materiala pokazalo, chto mezhdu nimi net chetkoi granicy. Dal'neishie otkrytiya i issledovaniya peremennyh v sharovyh skopleniyah svyazany s imenami Shepli, Soier-Hogg, Rozino i drugih astronomov.

Osnovnye dannye o peremennyh zvezdah v sharovyh skopleniyah nashei Galaktiki mozhno naiti v katalogah etih peremennyh, regulyarno izdavaemyh Soier-Hogg. Pervyi katalog (Soier, 1939) soderzhal svedeniya o 1116 peremennyh, otkrytyh v 60 skopleniyah (541 iz nih byla obnaruzhena Beili), vtoroi (Soier, 1955) - o 1421 peremennoi v 72 skopleniyah, tretii (Soier-Hogg, 1973) - o 2119 peremennyh v 108 skopleniyah.

V 1966 g. Furkad i dr. (1966) opublikovali atlas i katalog peremennyh zvezd v sharovyh skopleniyah, raspolozhennyh yuzhnee skloneniya -29°; .

V katalogah Soier-Hogg privodyatsya vyrazhennye v sekundah dugi pryamougol'nye koordinaty peremennyh otnositel'no centra skopleniya, epohi maksimumov, periody i predely izmeneniya bleska peremennyh. Eti peremennye, za isklyucheniem nemnogih (kak pravilo, ne yavlyayushihsya v deistvitel'nosti chlenami skoplenii), ne vklyuchayutsya v "Obshii katalog peremennyh zvezd". Oni oboznachayutsya simvolom V, soprovozhdaemym poryadkovym nomerom peremennoi v dannom skoplenii.

Po dannym poslednego kataloga Soier-Hogg (1973) v 13 sharovyh skopleniyah voobshe ne obnaruzheno peremennyh, 10 skoplenii soderzhat lish' po odnoi peremennoi. Chislo skoplenii, v kazhdom iz kotoryh soderzhitsya ne bolee desyati peremennyh, dostigaet 65 (61%). Bol'she O peremennyh soderzhitsya v 25% skoplenii. Tol'ko v chetyreh skopleniyah iz 108 otkryto bol'she sta peremennyh v kazhdom: v M 3 (212), v ω Sen (179), v IC 4499 (129) i v M 15 Skopleniya, soderzhashie naibol'shee chislo peremennyh, otnosyatsya k IV-IX klassam koncentracii (sm. Shepli, 1930, s. 48). Skopleniya X-XII klassov koncentracii soderzhat men'she zvezd i poetomu predstavlyaetsya estestvennym, chto oni dolzhny soderzhat' i men'shee chislo peremennyh. V skopleniyah I-II klassov koncentracii trudno otkryvat' peremennye v ochen' plotnyh central'nyh oblastyah. Odnako svyaz' chisla peremennyh s bogatstvom skopleniya zvezdami daleko ne odnoznachna. Tak, naprimer, ochen' bogatoe i bol'shoe skoplenie 47 Tus (NGC 104) soderzhit vsego lish' 28 peremennyh.

Podavlyayushee bol'shinstvo (92%) peremennyh zvezd v sharovyh skopleniyah otnositsya k tipu RR Liry. Okolo 2% peremennyh yavlyayutsya zvezdami tipa BL Her i W Devy (s periodami ot 1 do 33_d), okolo 1% otnosyatsya k tipu RV Tel'ca, okolo 2% - polupravil'nye s periodami bol'she 100^d i zvezdy tipa Miry Kita i eshe okolo 2% - krasnye nepravil'nye peremennye.

Krome uzhe upominavsheisya Novoi T Sco v skoplenii M 80, eshe odna novaya byla otkryta Soier-Hogg i Velau (1964) v skoplenii M 14 (NGC 6402), takzhe okolo centra skopleniya, na snimkah, poluchennyh v 1938 g. Tret'ya novaya (N Sgr 1943 = V 1148 Sgr), obnaruzhennaya M. Meiall (1949) v raione skopleniya NGC 6553, v 5' ot centra poslednego, po-vidimomu, ne yavlyaetsya chlenom skopleniya.

V kachestve kur'eza mozhno otmetit', chto primerno cherez kazhdye 20 - 30 let poyavlyayutsya soobsheniya ob otkrytii novoi v centre skopleniya M 3. Tak porazhennye lyubiteli vosprinimayut peremennuyu tipa W Devy V 154 v etom skoplenii v maksimume ee bleska.

V raionah treh skoplenii (NGC 5904, 6712 i 7099) otkryto po odnoi peremennoi tipa U Bliznecov, mogushih byt' chlenami etih sistem.

Bol'shoi interes predstavlyaet problema nalichiya tesnyh dvoinyh v sharovyh skopleniyah. O vozmozhnosti etogo, po-vidimomu, svidetel'stvuyut vspyshki novyh i peremennyh tipa U Gem, yavlyayushihsya imenno takimi sistemami. Odnako ni odna iz odinnadcati zatmennyh sistem, obnaruzhennyh k nastoyashemu vremeni v raionah semi sharovyh skoplenii, ne mozhet s uverennost'yu schitat'sya chlenom kakogo-libo skopleniya. Dazhe peremennaya tipa Algolya V 78, dolgo schitavshayasya vozmozhnym chlenom skopleniya ω Sen, kak pokazali nedavno Geier i Fogt (1978), sudya po ee srednei luchevoi skorosti ne prinadlezhit skopleniyu. Poiski zatmennyh sistem tipa W UMa sredi slabyh chlenov sharovyh skoplenii, otnosyashihsya k glavnoi posledovatel'nosti (Kinman, 1965; Badding, 1978), ne priveli poka k opredelennym rezul'tatam.

  b) Peremennye tipa RR Liry. Gruppy Oosterhofa. Peremennye tipa RR Liry na diagramme V, V - V zanimayut srednyuyu chast' gorizontal'noi vetvi, peresekaemuyu polosoi nestabil'nosti. Vpervye Shvarcshil'd (1940) pokazal, chto v oblasti, zanyatoi peremennymi tipa RR Liry, net drugih zvezd, ne menyayushih blesk. Rezul'tat Shvarcshil'da byl podtverzhden Arpom (1955a, b), Robertsom i Sendidzhem (1955) i drugimi issledovatelyami dlya vseh sharovyh skoplenii, izuchavshihsya imi.

Uoker (1955) vypolnil special'nye fotoelektricheskie nablyudeniya zvezd v skopleniyah M 3 i M 92, raspolozhennyh na diagramme velichina - pokazatel' cveta sprava i sleva ot oblasti, zanimaemoi peremennymi tipa RR Liry. Granicy oblasti okazalis' isklyuchitel'no rezkimi.

Ris. 70 osnovan na dannyh, privedennyh v rabote Dzhonsona i Sendidzha (1956), i tabl. 1, opublikovannoi Sendidzhem (1959). Tochki sootvetstvuyut zvezdam postoyannogo bleska, krestiki - srednim velichinam peremennyh tipa RR Liry v skoplenii M 3, poluchennym putem prevrasheniya krivyh izmeneniya ih bleska v krivye intensivnostei, nahozhdeniya po nim s pomosh'yu planimetra srednih intensivnostei i perevoda poslednih vnov' v zvezdnye velichiny. V skoplenii M 3 zvezdy s pokazatelyami cveta B - V < +0^m,18 i B - V > +0^m,42 postoyannye tochnost'yu do 0^m,02. Dve zvezdy postoyannogo bleska, nahodyashiesya na ris. 70 v oblasti nestabil'nosti, po-vidimomu, ne yavlyayutsya chlenami skopleniya. Dlya sravneniya v nizhnei chasti na ris. 70 nanesena sploshnaya krivaya, sootvetstvuyushaya polozheniyu nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti dlya zvezd, bogatyh metallami (Holopov, 1980).

Ris. 70. Diagrammy V, B - V i U - V, V - V dlya zvezd gorizontal'noi vetvi skopleniya M 3. Krestiki - peremennye tipa RR Liry.

Schitaya, chto skoplenie M 3, nahodyasheesya bliz polyusa Galaktiki, svobodno ot vliyaniya mezhzvezdnogo poglosheniya, mnogie avtory opredelyali izbytki cveta drugih sharovyh skoplenii, soderzhashih zvezdy tipa RR Liry, po smesheniyu polozhenii poslednih na diagrammah V, V - V i U - V, V - V otnositel'no polozheniya sootvetstvuyushei oblasti v skoplenii M 3. V sleduyushei glave my eshe vernemsya k etomu voprosu.

Tip	I(9)		II(8)
Gruppa	Korotkoperiodicheskaya		Dolgoperiodicheskaya
RR 〈P〉	c(86) 0d,32 ± 0d,06	ab(413) 0d,55 ± 0d,02	c(156) 0d,37 ± 0d,02	ab(175) 0d,65 ± 0d,03
	0.18		0,47

Interesnoi osobennost'yu peremennyh tipa RR Liry, otkrytoi nezavisimo Hahenbergom (1939) i Oosterhofom (1939) i podtverzhdennoi zatem ryadom issledovatelei, yavlyaetsya razlichie v raspredelenii periodov etih peremennyh v raznyh skopleniyah. Po raspredeleniyam etih periodov sharovye skopleniya razbivayutsya na dve horosho vyrazhennye gruppy, nazyvaemye teper' gruppami ili tipami Oosterhofa. V tabl. 5.1 my privodim harakteristiki etih grupp po dannym van Agta i Oosterhofa (1959). Chisla, stoyashie v skobkah posle tipov skoplenii i podtipov peremennyh, oznachayut sootvetstvenno chisla izuchennyh skoplenii i peremennyh tipa RR Liry; 〈P〉 - srednie znacheniya periodov peremennyh kazhdogo iz podtipov v sootvetstvuyushih gruppah Oosterhofa s ukazaniem dispersii etih znachenii dlya kazhdoi gruppy.

Hahenberg delil skopleniya pa tri gruppy, vvodya mezhdu dvumya krainimi gruppami, sovpadayushimi s gruppami Oosterhofa, eshe promezhutochnuyu, soderzhashuyu nebol'shoe kolichestvo peremennyh s periodami okolo 0^d,51 i olicetvoryaemuyu skopleniem ω Cen, otnosyashimsya v deistvitel'nosti ko vtoroi gruppe Oosterhofa. Detalizaciya Hahenberga byla chrezmernoi, tak kak upomyanutye peremennye obrazuyut krylo funkcii raspredeleniya periodov peremennyh tipa RRab v ω Cen, imeyushei maksimum pri 〈P〉 = 0^d,65.

Popytki ob'yasnit' delenie skoplenii na gruppy Oosterhofa delalis' neodnokratno. Tak, naprimer, Sendidzh (1958b) rassmotrel sleduyushuyu vozmozhnost'.

Napishem sootnoshenie teorii gazovyh sharov, kotoromu dolzhny udovletvoryat' period pul'sacii R i srednyaya plotnost' ρ pul'siruyushego gazovogo shara:

(5.1)

gde Q - postoyannaya pul'sacii. Esli vyrazit' ρ v edinicah plotnosti Solnca i prinyat', chto bolometricheskaya popravka VS = a(V - V) + b, lgT_e = d(V - V) + e, gde a, b, d, e - nekotorye postoyannye, a V - V > 0, to, uchityvaya izvestnoe sootnoshenie (R - radius zvezdy)

(5.2)

mozhno posle sootvetstvuyushih preobrazovanii zapisat' (5.1) v vide

(5.3)

Sootnoshenie (5.3) pokazyvaet, chto pri postoyannyh znacheniyah R i massy zavisimost' mezhdu srednei absolyutnoi velichinoi M_V pul'siruyushei zvezdy i ee srednim pokazatelem cveta V - V na diagramme M_V, V - V predstavlyaetsya naklonnoi pryamoi liniei, raspolozhennoi tem vyshe, chem bol'she R (ris. 71). Podobnye pryamye, nazyvaemye liniyami postoyannogo perioda, mozhno stroit' kak dlya peremennyh tipa RR Liry, tak i dlya dolgoperiodicheskih cefeid. Vertikal'nye pryamye na ris. 71 ogranichivayut oblast' pokazatelei cveta, zanimaemuyu, kak my uzhe znaem, peremennymi tipa RR Liry.

Ris. 71. Linii postoyannogo perioda na diagramme M_V ,V - V.

Dopustim teper', chto v raznyh skopleniyah A i V svetimost' zvezd gorizontal'noi vetvi, a znachit, i peremennyh tipa RR Liry (raspolozhennyh na- ris. 71 v zashtrihovannyh uchastkah), neskol'ko razlichna. Togda v skopleniyah s bolee vysokoi svetimost'yu peremennyh tipa RR Liry budut bol'she i srednie periody etih peremennyh. Pozzhe Sendidzh (1969a) privel dopolnitel'nye argumenty v pol'zu etoi idei. Mozhno li takim obrazom ob'yasnit' delenie skoplenii na dve gruppy, poka reshit' vse zhe trudno. V sleduyushei glave my budem raspolagat' bol'shei informaciei dlya suzhdeniya ob etom.

Chrezvychaino lyubopytna vyyavlennaya v rabote van Al'bady i Beikera (1972) korrelyaciya mezhdu otnositel'nym chislom peremennyh tipa RR Liry n(RR)/N i otnositel'nym chislom nahodyashihsya na golubom konce gorizontal'noi vetvi zvezd postoyannogo bleska n(b)/N, gde N - obshee chislo zvezd gorizontal'noi vetvi (ris. 72). Skopleniyam gruppy II Oosterhofa sootvetstvuet oblast' 1,0 > n(b)/N > 0,7 (levee skopleniya NGC 4147), skopleniyam gruppy I - oblast' 0,7 > n(b)/N > 0. Pri umen'shenii n(b)/N ot 1,0 do 0,0 znacheniya n(RR)/N vozrastayut ot 0 do 0,35, a zatem ubyvayut do nulya.

Izvestny mnogochislennye issledovaniya peremennosti periodov peremennyh tipa RR Liry v sharovyh skopleniyah (sm., naprimer, Osborn, 1969) i popytki vyyasneniya tendencii etih izmenenii.

Ris. 72. Zavisimost' mezhdu otnositel'nym chislom peremennyh tipa RR Liry n(RR)/N i otnositel'nym chislom nahodyashihsya na golubom konce gorizontal'noi vetvi zvezd postoyannogo bleska n(b)/N , gde N - obshee chislo zvezd gorizontal'noi vetvi (van Al'bada, Beiker, 1972).

V odnom i tom zhe skoplenii nablyudayutsya kak sluchai periodicheskih izmenenii periodov i form krivyh bleska (effekt Blazhko), tak i sluchai vozrastaniya i umen'sheniya dliny perioda peremennyh.

Martin (1938), issledovavshii 38 peremennyh v skoplenii ω Sen, nashel, chto v srednem ih periody vozrastayut na velichinu 〈ΔP〉 = +5^d · 10^-10 v sutki, t. e. na 0^d,2 za 10⁶ let. Po dannym Bel'zerene (1964), povtorivshei v 1960 g. rabotu Martina, 〈ΔP〉 = +0^d,11 za 10⁶ let. Preobladanie polozhitel'nyh izmenenii periodov nablyudaetsya i u peremennyh v skoplenii M 15 (Izhak, 1957; Smit i Vesselink, 1977). Po dannym Oshvata (1957), v skoplenii M 3 ne nablyudaetsya preobladayushego vozrastaniya periodov, podobnogo otmechennomu v ω Sen. Analogichnyi vyvod sdelali Kouts i Soier-Hogg (1969), issledovavshie izmeneniya periodov peremennyh tipa RR Liry v skoplenii M 5.

Sendidzh (1957v) prishel k vyvodu, chto nablyudaemye izmeneniya periodov peremennyh v M 3 v srednem v 20 raz prevyshayut vozmozhnye izmeneniya, osnovannye na raschetah izmenenii radiusov zvezd v rezul'tate ih evolyucii. Takim obrazom, nablyudaemye izmeneniya periodov, po-vidimomu, vyzyvayutsya sluchainymi prichinami, yavlyayas' shumami, v kotoryh tonut nichtozhno malye sistematicheskie izmeneniya, obuslovlennye fizicheskoi evolyuciei zvezd (sm., naprimer, Kukarkin, 1973). I tem ne menee, Bel'zerene (1973) schitaet vozmozhnym dopustit', v sootvetstvii s teoreticheskimi raschetami Ibena i Ruda (1970b), chto nebol'shoe sistematicheskoe uvelichenie (v srednem) periodov peremennyh tipa RRab v skoplenii ω Sen mozhet nosit' evolyucionnyi harakter, nesmotrya na ogromnye shumy, nakladyvayushiesya na evolyucionnye izmeneniya. Po poryadku velichiny ono nahoditsya v sootvetstvii s vremenem peresecheniya peremennymi tipa RR Liry oblasti nestabil'nosti na diagramme lg(L/L_☉), lg T_e (sm. ris. 93 v § 6.8).

Iben (1972) svyazal nalichie zametnogo evolyucionnogo srednego izmeneniya periodov u peremennyh v skoplenii ω Sen s tem, chto eto skoplenie imeet men'shee soderzhanie metallov, chem M 3, u peremennyh kotorogo eto yavlenie ne obnaruzhivaetsya. Umestno otmetit', chto skoplenie M 15, peremennye kotorogo menyayut periody tak zhe, kak peremennye v ω Sen, otnositsya k skopleniyam s naimen'shim soderzhaniem metallov, a skoplenie M 5 (bez priznakov evolyucionnyh izmenenii periodov) bolee bogato metallami, chem M 3 (sm. § 6.7).

Ris. 73. Shematicheskie zavisimosti amplituda (A) - period (R) dlya zvezd tipa RR Liry v galakticheskom pole (naverhu sleva) i v sharovyh skopleniyah (Detre, 1955).

Razlichnye avtory (naprimer, Roberts i Sendidzh, 1955; Geier, 1973) neodnokratno issledovali zavisimosti mezhdu razlichnymi harakteristikami (amplitudoi i pokazatelem cveta, amplitudoi i periodom) peremennyh tipa RR Liry v sharovyh skopleniyah. Na ris. 73 (Detre, 1955) shematicheski pokazany zavisimosti amplituda - period dlya peremennyh tipa RR Liry v raznyh sharovyh skopleniyah i v galakticheskom pole. Dlya kazhdogo skopleniya ukazano obshee chislo peremennyh tipa RR Liry s izvestnymi v to vremya periodami i procent peremennyh tipa RRc sredi nih. V kazhdom skoplenii zavisimosti odnoznachny, v pole odnoznachnost' narushaetsya. Sozdaetsya vpechatlenie, chto v pole nahoditsya smes' peremennyh - ili vyhodcev iz raznyh skoplenii ili voznikshih v raznoe vremya i v raznyh usloviyah. Detre na osnovanii svoih diagramm dopuskal vozmozhnost' prevrasheniya zvezd tipa RRab v zvezdy tipa RRc. Tak ili inache, podobnye zavisimosti, nesomnenno, eshe sygrayut svoyu rol' pri issledovanii putei razvitiya zvezd sharovyh skoplenii.

Dovol'no dolgo schitalos', chto peremennye tipa RR Liry v sharovyh skopleniyah ne pokazyvayut zavisimosti mezhdu periodom i svetimost'yu, sohranyaya v kazhdom skoplenii postoyannuyu srednyuyu velichinu. Odnako eto spravedlivo ne dlya vseh skoplenii. Kak obnaruzhili Dikkens i Saunders (1965), svetimosti peremennyh tipa RRc i RRab v ω Sen opredelenno korreliruyut s ih periodom. Eti zavisimosti (vmeste s sootvetstvuyushimi dannymi dlya M3) pokazany na ris. 74 (Geier, 1973).

Rezul'taty opredeleniya svetimosti peremennyh tipa RR Liry v sharovyh skopleniyah budut rassmotreny v sleduyushei glave, posvyashennoi probleme opredeleniya rasstoyanii do sharovyh skoplenii.

Ris. 74. Zavisimosti mezhdu velichinami (V) i periodami (R) zvezd tipov RRc i RRab v skopleniyah ω Sen i M 3 (Geier, 1973).

  v) Razlichiya v soderzhanii tyazhelyh elementov u peremennyh tipa RR Liry. Parametr ΔS. V 1959 g. Preston (1959) opublikoval rezul'taty spektral'nogo issledovaniya 129 yarchaishih peremennyh tipa RR Liry v pole Galaktiki. Vvedya parametr

(5.4)

gde Sp (H) i Sp (K Sa II) - spektral'nye klassy zvezdy v minimume bleska, opredelennye po liniyam vodoroda i po linii K CaII sootvetstvenno, Preston obnaruzhil, chto znacheniya ΔS dlya raznyh zvezd razlichny. U zvezd s sil'noi liniei K znacheniya ΔS blizki k 0, u zvezd s ochen' slaboi liniei K - k 11. Dlya kazhdogo iz podtipov RRc i RRab s rostom perioda uvelichivaetsya ΔS. Peremennye s malymi znacheniyami ΔS sil'nee koncentriruyutsya k galakticheskoi ploskosti i slabee - k galakticheskomu centru, chem peremennye s bol'shimi znacheniyami ΔS.

Vsled za etim Preston (1961a) nashel po metodu krivyh rosta soderzhanie tyazhelyh elementov po otnosheniyu k vodorodu [m/N] (gde [m/N] opredelyaetsya vyrazheniem (3.64), v kotorom simvol Fe mozhno zamenit' simvolom m) u treh peremennyh tipa RR Liry s sil'noi, promezhutochnoi po intensivnosti i slaboi liniei K CaII. Znacheniya [m/N] i ΔS dlya etih zvezd okazalis' tesno korreliruyushimi drug s drugom (sm. tabl. 5.2).

Zvezda	DX Del	RR Lyr	X Ari
Δ S	2	6	10
[m/H]	-0,05	-1,25	-2,70

Eta rabota otkryla vozmozhnost' opredeleniya v dal'neishem s pomosh'yu parametra ΔS izobiliya tyazhelyh elementov u sharovyh skoplenii, soderzhashih peremennye tipa RR Liry. V tom zhe godu Preston (1961b) poluchil znacheniya ΔS dlya shesti peremennyh tipa RR Liry v skopleniyah M 5, M 15 i M 92, pokazavshie, chto pervoe skoplenie (ΔS = 4) sushestvenno bogache metallami, chem vtoroe i tret'e (ΔS = 10).

  g) Peremennye s periodami bol'she sutok. V 1949 g. Dzhoi (1949a) zakonchil bol'shoe issledovanie spektral'nyh osobennostei peremennyh zvezd s periodami bol'she sutok v 14 sharovyh skopleniyah. Poskol'ku takih peremennyh v kazhdom iz skoplenii malo, ochen' vazhna proverka ih prinadlezhnosti k skopleniyam putem sravneniya srednih luchevyh skorostei etih zvezd s luchevymi skorostyami sootvetstvuyushih skoplenii. V bol'shinstve sluchaev eti skorosti ochen' shodny.

Dzhoi razdelil izuchennye im zvezdy po prodolzhitel'nosti perioda i spektral'nym klassam na neskol'ko grupp. V chastnosti, Dzhoi vydelil v skopleniyah peremennye tipa W Devy, shodnye po svoim harakteristikam (periodam, forme krivoi bleska i spektral'nym osobennostyam) s etoi peremennoi zvezdoi polya. Togda zhe Kukarkin i Kulikovskii (1951) obratili vnimanie na shodstvo cefeid sharovyh skoplenii s cefeidami sfericheskoi sostavlyayushei Galaktiki, k kotorym prinadlezhit W Devy.

Ris. 75. Shematicheskaya svodnaya diagramma M_V, CI zvezd semi sharovyh skoplenii (Arp, 1955b).

Vposledstvii Arp (1955a, b) podtverdil i utochnil klassifikaciyu Dzhoya. Na ris. 75 (Arp, 1955b) privedena shematicheskaya svodnaya diagramma M_V, CI zvezd semi sharovyh skoplenii, poluchennaya putem sovmesheniya oblastei, zanyatyh peremennymi tipa RR Liry, s oblast'yu etih zvezd, nablyudaemyh v skoplenii M 3, pri uslovii, chto ih srednyaya absolyutnaya velichina M_V = 0^m,0. Vdol' tonkih posledovatel'nostei koncentriruetsya okolo 2000 zvezd. Krestiki v kruzhochkah sootvetstvuyut srednim znacheniyam velichin i pokazatelei cveta cefeid sfericheskoi sostavlyayushei, nablyudaemyh v sharovyh skopleniyah. Eti cefeidy delyatsya na dve gruppy: peremennye tipa BL Gerkulesa s periodami ot 1 do 8^d i peremennye tipa W Devy s periodami ot 12 do 33^d. Nekotorye iz peremennyh tipa W Devy s naibol'shimi periodami obladayut uzhe harakteristikami peremennyh tipa RV Tel'ca, t. e. pokazyvayut cheredovanie glavnyh i vtorichnyh minimumov bleska.

Nalichie cefeid sfericheskoi sostavlyayushei v sharovyh skopleniyah pri umenii opredelyat' rasstoyaniya do etih sistem otkryvaet vozmozhnost' ustanovleniya zavisimosti period - svetimost' dlya etih peremennyh, kotoraya v svoyu ochered' mozhet byt' ispol'zovana dlya resheniya obratnoi zadachi (sm. gl. 6).

Eshe v nachale 50-h gg. Baum (1952), a takzhe Arp i dr. (1953) nashli priznaki slaboi peremennosti bleska u neskol'kih yarchaishih krasnyh zvezd v skopleniyah M 3 i M 92. Uoker (1955) podtverdil ih podozreniya, pokazav, chto yarchaishie krasnye giganty v etih skopleniyah peremenny, prichem amplituda izmeneniya bleska rastet s uvelicheniem svetimosti zvezdy. Vposledstvii etot vyvod podtverdili i drugie avtory (sm., naprimer, Lloid Ivens i Menzis, 1973).

Krestiki pa ris. 75 sootvetstvuyut srednim polozheniyam polupravil'nyh i nepravil'nyh peremennyh v rassmatrivaemyh skopleniyah. Izuchenie etih peremennyh sushestvenno dlya issledovaniya evolyucii zvezd verhnego konca vetvi gigantov sharovyh skoplenii, ibo nalichie ih svidetel'stvuet o vozrastanii stepeni nestabil'nosti krasnyh gigantov po mere uvelicheniya ih svetimosti, predskazyvaemogo sovremennoi teoriei zvezdnoi evolyucii (sm. § 6.8). Detal'noe opisanie upomyanutyh peremennyh mozhno naiti v obzorah Fista (1973), a takzhe Lloid Ivensa i Menzisa (1973).

V 1959 g. Fist i Tekkerei (1960) issledovali spektry neskol'kih krasnyh peremennyh v skoplenii 47 Tus, dolgo schitavshemsya edinstvennym sharovym skopleniem, soderzhashim peremennye tipa Miry Kita. Ih spektry okazalis' shodnymi so spektrami peremennyh etogo tipa, nahodyashihsya v galakticheskom pole.

Lish' v konce 60-h gg. bylo dokazano po shodstvu luchevyh skorostei nalichie eshe pyati peremennyh tipa Miry Kita v sharovyh skopleniyah: SN Sct v NGC 6712 (Fist, 1967), V 4 i V 10 v NGC 6637 (Ketchpoul i dr., 1970), a takzhe V 1 v NGC 6388 i V 3 v NGC 6356 (Fist, 1972). Lyubopytno, chto periody peremennyh etogo tipa, prinadlezhashih k perechislennym sharovym skopleniyam (opredelennye dlya shesti iz nih), zaklyucheny v ochen' uzkih predelah - ot 191 do 220^d.

Eshe neskol'ko sluchaev vozmozhnoi prinadlezhnosti peremennyh tipa Miry Kita k sharovym skopleniyam perechisleny Fistom (1973), otmetivshim, v chastnosti, chto vse skopleniya, soderzhashie eti peremennye, bogaty metallami (sm. gl. 6).

Lloid Ivens i Menzis (1973) zapodozrili nalichie korrelyacii mezhdu soderzhaniem metallov i periodom zvezd tipa Miry Kita v sharovyh skopleniyah. Eta korrelyaciya rassmotrena v rabotah Kukarkina (1974b), a takzhe Kouts-Klement i Soier-Hogg (1977). Esli peremennye V 3 (NGC 5927) i V 4 (NGC 6553) s periodami 310 i 265^d yavlyayutsya chlenami skoplenii, v kotoryh oni nablyudayutsya (Endryus i dr., 1974), to, po-vidimomu, deistvitel'no uvelichenie znachenii [m/N] soprovozhdaetsya uvelicheniem periodov dolgoperiodicheskih peremennyh v sharovyh skopleniyah, bogatyh metallami.

---

<< 5.1 Peremennye zvezdy v rasseyannyh skopleniyah | Oglavlenie | 6.1 Vvedenie >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - Skoplenie Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie
Sm. takzhe: Chernaya dyra razrushaet zvezdu: animaciya Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 25 samyh yarkih zvezd na nochnom nebe Animaciya: chernaya dyra razrushaet zvezdu Kometa, skopleniya i tumannosti Sravnenie razmerov zvezd Samaya dalekaya iz vseh izvestnyh zvezd? Vse publikacii na tu zhe temu >>