Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Следует еще указать, что в широких двойных системах (например, так называемых визуальных двойных звездах) один или оба компонента могут быть в соответствии со своей стадией эволюции переменными звездами разных типов (T Тельца, 5 Цефея и других), список дают Пруст и др. (1981). Положение сравнимо с ситуацией в звездных скоплениях; переменные в скоплениях рассматриваются в следующей главе.
254
ГЛАВА 5
ДОПОЛНЕНИЕ К КЛАССИФИКАЦИИ
5.1. ПЕРЕМЕННЫЕ В ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЯХ 5.1.1. Рассеянные скопления
Долгое время придерживались мнения, что рассеянные, т.е. не шаровые, j так называемые галактические звездные скопления, содержат очень мало переменных звезд. Это мнение было пересмотрено, особенно после очень важной статьи Холопот (1956). Его трудно бы было сохранить и с точки зрения звездной эволюции, гак как есть все основания предполагать, что скопление в первом приближении будет содержать переменные, которые по возрасту и стадии эволюции соответствуют членам скопления. Действительно. в очень молодых скоплениях находят многочисленные звезды тина T Тельца и родственных типов. А среди маломэссивных звезд "нормальных" рассеянных скоплений, например Плеяд, содержится бесчисленное множество вспыхивающих звезд, их очень трудно обнаружить. Этим проблемам Гётц посвятил целый ряд работ (Гётц, 1973 — здесь содержатся ссылки на более ранние публикации; 1980а. 1981). В них проведены статистические исследования эволюционно молодых переменных (раздел 3.3) и других переменных для решения вопросов о возникновении, структуре и эволюции рассеянных скоплений (например, NGC 2264, Плеяд, Яслей).
Отвлечемся от самых молодых переменных звезд. Тогда число переменных в скоплении увеличивается с числом звезд скопления. Если принять, что среди звезд поля вблизи Млечного Пути на 400 нормальных звезд приходится одна известная переменная звезда (раздел 6.2), получим удовлетворительное согласие с результатами по рассеяным скоплениям. Списки возможных переменных в скоплениях подготовила Попова (1975). Детали работы не опубликованы, но, согласно ее данным, 2253 известных переменных звезды лежат в окрестностях 362 рассеянных скоплений, а именно находятся внутри круга, радиус которого равен пяти радиусам соответствующего скопления. Табл. 46 дает относительную плотность переменных
Таблица 46
Относительная плотность переменных в рассеянных скоплениях
Зона, радиусы скопления
--1--¦----т-
(-2
2-3
J-4
4-5
Относительное число
1
0.47
0.39
0,32
0.29
255
Та&шца 4 7
Переменные в рассеянных скоплении*
Тип
Кил нч ее тво переменных
Количество скоплен и»
KR Лиры
3
2
6 Цефея
5
s
Алголь
13
11
0 Лиры
2
2
Неклассифицированные затменные звезды
3
6
Звезды типа Миры
3
2
Полу правильные, медленные неправильные
6
«
Неправильные
13
7
Тип неизвестен. Быстро менмкли неся
14
13
RV Тельца
1
1
в зависимости от расстояния до центра. Для внутренних областей автор получила в среднем по 2.5 переменных звезды на скопление. Это в два раза больше, чем следует на основе работы Хо.шпова (1956), содержащей более ранние данные. Таб.]. 47, составленная по данным работы Холопова, отражает распределение переменных разных типов на основе знаний гого времени. Попова и Крайнева (1984) опубликовали список затмениых звезд в рассеяных скоплениях из работы Поповой, дополнив его спектральными двойными, в списке несколько сот объектов.
Конечно. материал, в котором в качестве критерия используется только видимое расстояние от центра скопления, содержит не относящиеся к скоплениям звезды поля. Например, звезды типа RR Лиры в табл. 47, вероятнее всего, относятся к звездам поля. В непосредственных окрестностях скоплений не встречаются новые, звезды типа U Близнецов и родственные им звезды. С другой стороны, подчеркнем наличие коротконе-риодических затмениых звезд в старых скоішениях M 67 и NGC 188 (например, Курочкин, 1960; Гоффмсйстср. 1964; Ка,иожный и Шара, 1986) и присутствие в общем случае большого числа переменных типов Й Щита (раздел 2.1.4) и BY Дракона (раздел 3.7.1). В разделе 2.1.2 мы уже объяснили значение рассеянных скоплений для установления нуль-пункта соотношения период светимосіь звезд типа Ь Цефен по звездам этого типа в скоплениях (см. табл.7).
Рекомендуем подробный современный обзор переменных звезд в рассеянных звездных скоплениях, сделанный Гетцем (1987).
5.1.2. Шаровые скопления
При рассмотрении звезд типа RR Лиры (раздел 2.1.3) мы уже указывали, что такие переменные находят во многих шаровых скоплениях. Их часто называют даже "переменные скоплений" (cluster type variables) (рис. 143). Как указано там же, встречаемость этих переменных в шаровых скоплениях JjBHCHi от разных параметров и пока еще не всеїда полностью понятным образом отражает стадию эволюции соответствующего скоплс-256
Рис 1J..t. Широкое і кошісіше M 3 ІІ.міссеньї положения переменных j Fie ад тіш j k к Лиры по ка илогу Соиер Хогг (1973)
ния. аналогично ситуации в рассеянных скоплениях. Переменные знеэды других гипов находят в гораздо меньшем количестве.
