3 года назад
Нету коментариев

С конца XIX в. на обсерватории Гарвардского кол­леджа (США) изучением шаровых скоплений активно занимался С. Бейли. Он обнаружил, что в некоторых шаровых скоплениях встречаются звезды, меняющие блеск. Методика, которой пользовался С. Бейли при по­иске переменных звезд по фотографиям, кажется нам сегодня довольно странной и очень трудоемкой. Разбив все поле снимка на площадки, он для каждой площад­ки записывал последовательность звезд по блеску на каждой фотографии и потом сравнивал, не нарушается ли на некоторых снимках эта последовательность. Сей­час разработаны намного более эффективные методы. Но и С. Бейли удалось открыть немало переменных звезд.

Периоды большинства переменных звезд, которые С. Бейли нашел в шаровых скоплениях, оказались ко­роче суток. В течение каждого периода для большин­ства этих звезд промежуток времени, когда блеск звезды был близок к минимальному, оказывался более продол­жительным, чем промежуток времени, когда блеск звез­ды был близок к максимальному (рис. 3). Такие звез­ды поначалу стали называть переменными типа скопле­ний. Переменные звезды того же типа открыли, однако, и вне шаровых скоплений, и по имени одной из них все подобные звезды получили название «звезды типа RR Лиры», которое сейчас является общеупотребительным.

Кривая блеска переменной V 14 в шаровом скоплении М 14

Кривая блеска переменной V 14 в шаровом скоплении М 14

Самым полным справочником о переменных звездах в шаровых скоплениях в настоящее время является каталог, опубликованный в 1973 г. X. Сойер-Хогг (Кана­да). В этом каталоге содержится 2119 переменных звезд шаровых скоплений нашей Галактики, причем подавля­ющее большинство этих звезд относится к типу RR Ли­ры. Заведомо же не принадлежат к этому типу всего 169 звезд каталога. Что касается шаровых скоплений в других галактиках, то переменные звезды найдены лишь в скоплениях Магеллановых Облаков. Эти звезды в ка­талог Сойер-Хогг не входят.

На диаграмме Герцшпрунга—Ресселла шаровых ско­плений звезды типа RR Лиры занимают довольно узкий участок посреди горизонтальной ветви. Его называют Пробелом М. Шварцшильда, по имени американского астрофизика, наиболее известного работами в области теории эволюции звезд, который в ранний период своей научной деятельности занимался наблюдательным изу­чением шаровых скоплений. В 1940 г. он обнаружил, что участок горизонтальной ветви, населенный звездами типа RR Лиры, лишен непеременных звезд.

При знакомстве с каталогом Сойер-Хогг сразу бро­сается в глаза, сколь неодинаковы шаровые скопления по числу входящих в них звезд типа RR Лиры. В ско­плении М 3 их около 200, в скоплении w Центавра — около 150, в некоторых скоплениях — всего по десятку переменных типа RR Лиры, а в иных скоплениях их нет вовсе. К такой «неравноправной» ситуации приводят два обстоятельства. Различные шаровые скопления вообще содержат неодинаковое число звезд (так, в со Центавра примерно в 100 раз больше звезд, чем в скоплении NQC 5053), поэтому если бы процент переменных был бы повсюду одинаковым, различия в численности пере­менных все равно существовали бы. Но и процент пере­менных неодинаков.

Переменными типа RR Лиры становятся все звезды, которых эволюция приводит в пробел Шварцшильда. А мы уже знаем, что распределение звезд горизонталь­ной ветви по показателю цвета зависит от содержания тяжелых элементов в атмосферах звезд скопления да еще и от загадочного «второго параметра». Если это распределение таково, что больше всего звезд попадает в середину горизонтальной ветви, в область пробела Шварцшильда, то процент переменных среди звезд ско­пления будет особенно высоким. Процент переменных типа RR Лиры в скоплении w Центавра не особенно высок (в скоплении NGC 5053 десять звезд типа RR Ли­ры), но зато оно является скоплением с самой высокой общей численностью звезд. А в скоплении М 3 сочетают­ся оба благоприятных фактора — в нем довольно много звезд и подходящее распределение звезд на горизон­тальной ветви.

Как уже было сказано, для звезд типа RR Лиры ха­рактерны периодические изменения блеска со значения­ми периода менее суток. В шаровых скоплениях эти пе­ременные можно довольно уверенно подразделить на две группы — короткопериодическую (периоды пример­но до 0,4 сут) и долгопериодическую. Звезды первой группы меняют свой блеск в менее широких пределах, а увеличивают и уменьшают блеск они примерно с оди­наковой скоростью. Ко второй группе принадлежат звез­ды, блеск которых меняется сильнее, а подъем его про­исходит быстрее, чем спуск. Существование таких групп переменных типа скоплений заметил еще С. Бейли. В со­временной терминологии короткопериодические звезды — это звезды типа RRC, а долгопериодические — типа RRAB. Такие же группы существуют и для переменных типа RR Лиры вне шаровых скоплений, но в этом слу­чае группы перекрываются по периодам и классифика­ция требует учета всех особенностей, прежде всего ско­рости подъема и спада блеска.

Астрофизическая теория успешно справляется с объ­яснением существования переменных звезд типа RR Ли­ры и с объяснением их свойств. В 50-е годы советский ученый С. А. Жевакин открыл физический механизм звездных пульсаций. Внутри звезды, ближе к ее поверх­ности, существует область, глубже которой температура столь высока, что атомы гелия потеряли оба электрона (двукратно ионизованы), а выше ее атомами гелия по­терян только один электрон (они ионизованы однократ­но). В критической области при небольших изменениях физических условий может происходить переход в обе стороны между состояниями однократной и двукратной ионизации. Благодаря этому в критической зоне време­нами может накапливаться, а временами — высвобож­даться энергия.

Если звезда пульсирует, критическая зона играет роль клапана, в течение части цикла пульсаций пере­крывающего поток излучения, идущий из недр звезды. В определенной области диаграммы Герцшпрунга—Ресселла (области нестабильности) такое «клапанное» дей­ствие критической зоны ведет к раскачке колебаний звезды. Она превращается в автоколебательную систему, и пульсации не затухают, поскольку потери энергии ко­лебаний компенсируются за счет энергии излучения.

Такой механизм пульсаций является единым для многих типов переменных звезд — цефеид, звезд типа RR Лиры, типа б Щита и некоторых других. Область не­стабильности для всех этих типов звездной переменно­сти имеет на диаграмме Mv—V)0 вид узкой на­клонной полосы; ее нередко называют цефеидной поло­сой нестабильности. Пробел Шварцшильда — это то место на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла, где цефеидная полоса нестабильности пересекает горизонтальную ветвь.

Что касается типов RRAB и RRC, то их легче всего объяснить, обратившись к аналогии с колебаниями стру­ны. Из физики известно, что колеблющаяся струна име­ет «узлы» и «пучности», и расположением узлов основ­ной тон струны отличается от обертонов. Пульсации ти­па RRAB — это «основной тон» звезды, а типа RRC — «первый обертон».

В 1939 г. нидерландский астроном П. Остерхоф за­метил одно странное свойство у переменных типа RRAB в шаровых скоплениях. Оно проявляется в тех скопле­ниях, где есть хотя бы четыре-пять таких звезд. Если в каждом скоплении подсчитать среднее арифметическое из периодов всех звезд типа RRAB, то оно обязательно окажется близким к одному из двух предпочтительных значений — 0,55 или 0,65 сут. «Эффект Остерхофа» пы­таются объяснить уже без малого полвека, выдвинуто немало остроумных гипотез, но общепринятого объясне­ния пока нет. Интересно, что у шаровых скоплений дру­гих галактик «эффекта Остерхофа», видимо, нет.

Если бы в нашей Галактике звезды типа RR Лиры в шаровых скоплениях и вне скоплений имели совер­шенно одинаковую природу, то можно было бы ожидать такого распределения не входящих в скопления пере­менных по значению периода, которое являлось бы в каком-то смысле суммой распределений для двух «клас­сов Остерхофа». Как показал известный советский аст­роном Б. В. Кукаркин, один из основателей советской школы звездной астрономии и исследований переменных звезд, на самом деле это не так.

В астрономии многие типы переменных звезд исполь­зуют как своеобразные «стандартные свечи». К какому типу относится переменная звезда, легко определить по ее изменениям блеска, а сколько энергии излучает пере­менная звезда определенного типа (в некоторых слу­чаях, кроме типа, надо знать период переменности) в среднем за цикл пульсаций, как правило, известно. Из­мерив средний видимый блеск переменной звезды, лег­ко определить расстояние.

К числу «стандартных свечей» принадлежат и звезды типа RR Лиры. Хотя и остаются некоторые сомнения в том, все ли звезды типа RR Лиры излучают одинако­во ярко (быть может, в скоплениях со сравнительно высоким содержанием тяжелых элементов они светят чуть слабее), все же благодаря наличию в шаровых скопле­ниях звезд типа RR Лиры расстояния до скоплений мо­жно считать известными. У тех скоплений, в которых звезд типа RR Лиры нет, вместо них для определения расстояния можно использовать звезды горизонтальной ветви, наиболее близко прилегающие на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла к пробелу Шварцшильда.