Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Таблица 58
Пространственная плотность ve и полное число переменных в Галактике - предварительные результаты по зоннебергскому ои'зору полей
Тип
f@, кпк"3
Л
U Gem и Z Саш
5000 ± 1000
5600000
Мириды,/¦ = 90-150*1
2,5 * 0,5
8000
150-200
2,5 * 1
10000
200-ЭОО
13 ±5
60000
300-400
30 ± 10
111000
>4СЮ
13 ±8
9000
Мириды, спектры класса S,C, R, N
25 ± 15
6000
По л у правильные и неправильные гиганты,
146 ± 14
268000
спектральный класс M
Подобные обьекты со спектрами типа S, С
160 ± 20
21000 -
RR Lyr ab,/>< 0,45d
6*2
30000
P > 0,45d
В ± 2
88000
RR Lyre
3 ± 1
40000
W Vir
25 ± 1
9000
Ь Сер. слабее чем -3,4'" (абс.)
16 ± 8
3600
Ь Сер, ярче чем -3,4"1 (абс.)
10 ± 4
1700
307
Таблица 59
Типы переменных н тины звездного населения - результаты зоинебергского. обзора полей
Население
Типы переменных
Население гало 11 типа
Промежуточное население II типа
Население диска
Старое население 1 типа
Молодое население I типа
Желтые пол у правильные RR Lyr ab, />>0,45 Мириды, P = 150 - 200d. спектральный класс M RRLytab,/•<0,4Sd RR Lyr e
Мириды. P = 90 * 150d, спектральный класс M Мнрнды, P = 200 ¦r 300 . спектральный класс M Полуправильные гиганты, спектральный класс M Неправильные, слабо окрашенные Неправильные гиганты, в основном спектрального класса M
Мириды, P = 300 т 350 , спектральный класс M Мириды, P > 350d, спектральный класс M WVii
U Gem + Z Cam Затменные [icременные RV Tau
Мириды, в основном спектрального класса CR,N1S
Полу правильные и неправильные гиганты, спектральные классы С, R, N. S 6 Сер, слабее чем -3,4"'(абс.)
Красные неправильные и полу прав ильные све рхгиганты
* Сер, ярче чем -3,4т (абс.) RW Am
Наиболее удивительным результатом, по крайней мере для тех, к не работает непосредственно в этой области, является очень болыд число звезд типа U Близнецов и Z Жирафа, даже если использовать на порядок меньшее, чем у Рихтера, значение плотности по Уорнеру (vs = 500 кпк"3). Причина этого, во-первых, в том, что эти звезды име" слабые абсолютные величины, oral видны только на относительно ма льіх расстояниях и кажутся более редкими, чем на самом деле, и, во-вте рых. вероятность их открытия, обусловленная формой кривой блеска, очень мала.
В целом данные табл. 58 нужно рассматривать в большей степени как качественные, чем как количественные, не только из-за неполноты материала, но и из-за различных естественных факторов. У многих типов, особенно у представителей сферической составляющей, велика неопределенность их численности вблизи галактического центра. Кроме того, очень трудно учесть влияние темных облаков. В таблице не приведен*' звезды типа RW Возничего, которые принадлежат к крайнему населе
308
нию I типа и в большинстве своем лежат внутри темных облаков. Согласно сгаїистике Венц&ія (1961), значение для них равно около 104 кпк"3, но N не может быть оценено из-за их тенденции размещаться в облаках. Вблизи нас эти звезды могут быть самыми многочисленными, что и понятно, если учесть их большую плотность в туманности Ориона и в Облаке Тельца. В табл. 58 не включены также звезды типа R Северной Корины, так как их столь мало, что статистический анализ пока невозможен; то же самое можно сказать и о некоторых других подтипах неправильных и полу правильных переменных.
Изучая принадлежность переменных к различным типам населения, Рихтер суммировал свои выводы в виде табл. 59, основанной на предварительном материале зонне бе ргского обзора полей.
Как видно из таблицы, часто не наблюдается однозначной связи между переменными звездами и типом населения. Представители одного и того же вида переменных встречаются в различных типах населения, приведенных в табл. 59. Но в общем результаты согласуются с предшествовавшими исследованиями. Например, принадлежность звезд типа RR Лиры к разным составляющим отмечал еще Престон (!959). Согласно Паренаго (1957), звезды шла W Девы должны принадлежать населению І! іипа, о чем говорит и их встречаемость в шаровых скоплениях, ко Плаут (1963) утверждает, что малая систематическая скорость и собственное движение указывают на принадлежность многих из этих объектов к неселению диска. Еще Кукаркин (1975) отмечал, что звезды типа W Девы не составляют однородной группы: среди них встречаются как представители дисковой составляющей, так и представители населения 11 іипа. Этот вывод полностью подтверждается современными работами (Харрис и Уоллерстейн, 1984; Уоллерстейн и Кокс, 1984), основанными на изучении пространственного распределения, кинематических характеристик и содержания металлов у многих звезд типа W Девы. Крайним случаем является звезда YZ Vir, наиболее удаленная от плоскости Галактики (9,1 кпк). Но несмотря на это многие звезды этой группы сточки зрения принадлежности к типу населения ближе к классическим звездам іипа 6 Цефея, чем к звездам типа RR Лиры.
Из-за низкой светимости звезд типа U Близнецов вопрос об их принадлежности к какому-либо населению остается до сих пор неясным. Если предположить, что они располагаются в тонком слое, простирающемся по обе стороны от галактического экватора, т.е. принадлежат дисковой составляющей, то их распределение должно становиться все более сферическим по мере уменьшения радиуса охваченного наблюдениями пространства. В отличие от данных, приведенных в табл. 59, Копъиов (1957) относит звезды типа U Близнецов к крайнему населения) II типа. Но нужно отметить, что оба в ывоца очень ненадежны. Из-за малой вероятности открытия этих объектов материала, использованного до сих пор, было недостаточно для окончательною решения вопроса.
