Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Не включены в табл. 59 новые звезды. Их принадлежность к какому-либо типу населения не ясна; с одной стороны, они демонстрируют сильную концентрацию к галактической плоскости, а с другой, их тесло резко увеличивается в направлении центра Галактики. Детально обсудив современные работы и использовав для сравнения новые в M 31. Архичона
309
180° -
0°
Рис. 164. Выявление спиральной структуры Галактики по молодым скоплениям н областям HII (точки н кружочки). а также по звездам типа і Цефеи с M4 = - 4.3 и ярче [крестики)
и Мустель (1975) пришли к выводу, что новые звезды не образуют единой подсистемы: некоторые из них принадлежат к сферической, а некоторые - к плоской подсистеме (см. также Венцелъ и И. Майнунгер, 1978 и обсуждение у Дюрбека, 1985).
Боярчук (1975) приводит обзор данных о симбиотических звездах. Они принадлежат к старому населению диска; их пространственная плотность в окрестности Солнца и полное число в Галактике составляют ^61 =в »0,4 кпк"3 иЛ^Ю3.
Одной из актуальных задач при исследовании Галактики является выявление и картирование спиральных рукавов. Эта задача осложнена нашим расположением внутри системы, а также межзвездным поглоще: нием. Естественно при этом использовать только объекты высокой св тимости. расстояние до которых поддается измерению. Наряду со зве иыми скоплениями, НП-областями и ОВ-ассоциациями, для решени этой проблемы используются и звезды типа 6 Цефея. В связи с этим можно сослаться на работы Крафта и Шмидта (1963), Беке/ю (1964), Оирта (1965) и Хэмфрис (1978). Они показали, что звезды типа 5 Цефея с абсолютной величиной ярче чем —4"', возраст которых, по-видимому, невелик демонстрируют явную принадлежность к рукавам, чего нельзя сказаг_. о более слабых объектах (рис. 164). Более старые объекты вследствие собственного' пекулярного движения и под влиянием дифференциального вращения Галактики (эффект ножниц) слишком далеко отошли
310
от места своего рождения. Крафт и Шмидт исследовали также связь между галактическим вращением и лучевыми скоростями звезд тина 5 Цефея. Для определения положения спиральных рукавов важную роль играют также радионабіїюдения областей HI и межзвездных молекулярных облаков.
Продолжительность эволюционных стадий звезд. Одним из фундаментальных достижений последних десятилетий в исследовании переменных звезд явилось осознание того факта, что переменность не является аномальным состоянием звезды, а соответствует одной из нормальных фаз эволюции. Нормальная звезда проходит через области неустойчивости как в период сжатия в начале своей эволюции (звезды типа RW Возничего), так и в фазе пульсаций после ухода с главной последовательности (например, звезды типа Й Цефея, типа RR Лиры и красные гиганты с медленными и з менсниями блеска). Сразу возникает мысль, 'по,используя статист чески е методы, можно определить продолжительность эволюционных стадий; это, несомненно, является важнейшей задачей будущих исследований. Из общих данных звездной статистики Рихтер установил, что в окрестности Солнца из 4010 сверхгигантов 610 являются звездами типа й Цефея, и сделал вывод, что продолжительность стадии пульсаций составляет 15,2% продолжительности стадии сверхгиганта. Гфрсмов и Копылов (1967) получили практически тот же результат (10-20%), основываясь на изучении рассеянных скоплений и ассоциаций.
Рассчитьвая модели для звезд с массой 5 и 7 M-.,. Гофмейстер и др. (1964, 1965) получили данные, приведенные в табл. 60- В соответствии
Таблица 60
Продолжительность эволюционных стадий
Масса (в мас-
Период
Продолжительность стадии
Продолжительность стадии
сах Солнца)
сверхгиганта
пульсаций
5
4.4d
2,1 ¦ 101 лет
16.1 ¦ 10' лет
7
l!.ld
1.0 ¦ 101 лет
7,3 - 10* лет
с теорией продолжительность стадии пульсаций составляет 7,6% длительности сгадии сверхгиганта при массе 5 М._, и 73% при 7/17... Согласие между теорией и результатами статистического анализа наблюдений представляется совсем не плохим, если учесть неопределенность исходных предположений. В такой ситуации можно быть довольным, если получается правильный порядок величины. Подчеркнем, что звезда может пройти через полосу нестабильности несколько раз.
В связи C этим заслуживают внимания доклад Киппснхана "Звездная эволюция и переменность" (1965) и диссертация Гофмейстера "Звезды типа 6 Цефея с эволюционной точки зрения" (1965).
311
7.3. ГАЛО ГАЛАКТИКИ
До сих пор точно не известно, сколь далеко простирается состоящая из зтзезд типа RR Лиры и слабых голубых звезд сферическая составляющая Галактики (гало), какова ее масса и структура. На попытку Перека (І95І) исследовать гало отрицательное влияние оказали недостаток наблюдательного материала и ошибки в шкале звездных величин. Престон (1959) и Кинман (1959) позднее обнаружили, что звезды типа RR Лиры, принадлежащие гало, не образуют однородной группы по периодам и что существует зависимость между периодами и кинематическими свойствами этих звезд. Кинман (1964). Лафлер и Кинман (1964) и Кинман и др. (1964) при помощи 20-дюймового ликского астрографа провели детальное исследование звезд типа RR Лиры на разных галактических широтах. Оказалось, что некоторые из этих звезд, в первую очередь короткопериоди-ческие. вероятно, принадлежат населению диска.
