3 года назад
Нету коментариев

Хотя звезды типа RR Лиры и преобладают среди пе­ременных звезд шаровых скоплений, есть в скоплениях и переменные звезды других типов. Некоторые из них, подобно звездам типа RR Лиры, пульсируют, перемен­ность других звезд связана с иными причинами.

Пульсирующие переменные звезды с периодами от одних до нескольких десятков суток, так называемые цефеиды шаровых скоплений, лежат на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла над горизонтальной ветвью, в цефеидной полосе нестабильности. Это один из приме­ров звезд шаровых скоплений, не лежащих на основных, плотно населенных последовательностях диаграммы Герцшпрунга—Ресселла. То, что в шаровых скоплениях встречаются цефеиды с периодами, превышающими сут­ки, обнаружил еще С. Бейли. Поначалу никто не сомне­вался, что это такие же цефеиды, как и большинство цефеид нашей Галактики.

А классические цефеиды — очень важные для астро­номии звезды. Чем продолжительней период переменно­сти цефеиды, тем больше энергии она излучает. Благодаря существованию зависимости «период—светимость» можно, определив период цефеиды, узнать мощность ее излучения, сопоставив которую с видимой звездной ве­личиной, можно определить расстояние. Цефеиды — это звезды-сверхгиганты, их хорошо видно на огромных рас­стояниях, и вся используемая в астрономии система рас­стояний до далеких объектов Вселенной в конечном сче­те основана на зависимости «период — светимость» для классических цефеид.

Теперь мы знаем, что точно такими же звездами, как и классические цефеиды, не входящие в скопления, яв­ляются цефеиды рассеянных, а не шаровых скоплений. А ведь когда-то считалось, что в рассеянных скоплениях в отличие от шаровых переменных звезд вовсе нет. К концу 40-х годов прежде всего благодаря исследова­ниям Б. В. Кукаркина выяснилось, что и за пределами скоплений, помимо классических цефеид, есть звезды, подобные цефеидам шаровых скоплений. Их стали на­зывать «цефеидами сферической составляющей Галак­тики», или «переменными звездами типа W Девы».

Для звезд типа W Девы также существует зависи­мость «период — светимость», но она не совпадает с за­висимостью «период — светимость» для классических цефеид. Звезды типа W Девы излучают примерно в 4 ра­за меньше света, чем классические цефеиды того же пе­риода. Пока этого не знали, данные о классических це­феидах и о звездах типа W Девы при выведении из на­блюдений зависимости «период — светимость» смешива­ли, что приводило к промежуточному варианту зависи­мости. Неточность зависимости «период — светимость», конечно, сказывалась на всей системе расстояний до да­леких космических объектов.

Как и звезды типа RR Лиры, звезды типа W Девы можно подразделить на две группы — короткопериодическую (периоды примерно до 8 сут) и долгопериодическую. Звезды первой группы, которые иногда назы­вают также звездами типа BL Геркулеса, видимо, нахо­дятся на эволюционных стадиях между горизонтальной и асимптотической ветвями. Что касается звезд второй, долгопериодической группы, то большинство исследова­телей считают, что это звезды, временно ушедшие с асимптотической ветви из-за неравномерного хода тер­моядерных реакций в слое, в котором гелий превращается в углерод, и попавшие в цефеидную полосу неста­бильности.

Интересно, что цефеиды обеих групп встречаются только в шаровых скоплениях с голубой горизонтальной ветвью. Причину этого довольно легко понять в случае звезд типа BL Геркулеса: путь от голубого участка го­ризонтальной ветви к асимптотической ветви проходит через полосу нестабильности. Сложнее со звездами дол­гопериодической группы, ведь они приходят в полосу нестабильности уже с асимптотической ветви. То, что они также предпочитают скопления с голубой горизон­тальной ветвью, показывает, что цефеидой звезда может стать лишь при выполнении определенных условий. Та­ким условием является либо низкое содержание тяже­лых элементов (следствием этого будет и голубой цвет горизонтальной ветви), либо низкая масса звезды (на голубую часть горизонтальной ветви попадают звезды, испытавшие наиболее значительную потерю массы в хо­де эволюции).

Как и для всех звезд в цефеидной полосе нестабиль­ности, для звезд типа W Девы применим тот же физи­ческий механизм возбуждения пульсаций, что и для звезд типа RR Лиры. Это открытый С. А. Жевакиным «клапанный» механизм, связанный с зоной двукратной критической ионизации гелия.

В шаровом скоплении NGC 5466 есть совсем необыч­ная переменная звезда — «аномальная цефеида». По периоду она похожа на звезды типа RR Лиры, по свети­мости — на звезды типа W Девы короткопериодической группы. То ли это звезда типа RR Лиры, излучающая аномально много, то ли это звезда типа W Девы с ано­мально коротким периодом. Есть очень серьезные осно­вания считать, что «аномальная цефеида» имеет и ано­мальную массу, заметно превышающую массу нормаль­ных звезд типа RR Лиры или W Девы.

Любопытно, что совсем недавно сделано открытие, касающееся звезд повышенной массы в том же скопле­нии NGC 5466. Дело в том, что в некоторых (но далеко не во всех) шаровых скоплениях главная последователь­ность на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла продолже­на влево вверх разреженной россыпью звезд, которые иногда называют забавным термином «голубые бродя­ги» (см. рис. 1, на котором можно заметить кучку «голу­бых бродяг» в шаровом скоплении М 3).

Природа «голубых бродяг» казалась загадочной, но во многих попытках объяснить их происхождение пред­полагается, что масса этих звезд выше нормальной мас­сы звезд главной последовательности шаровых скопле­ний. В NGC 5466 было обнаружено большое число «го­лубых бродяг», но только в самой центральной области скопления. Чуть дальше от центра такие звезды вовсе не встречаются. Так могло получиться, если более мас­сивные «голубые бродяги» как бы осели к центру ско­пления. Уже появилось предварительное сообщение об аналогичном результате для «голубых бродяг» в дру­гом шаровом скоплении (NGC 5053).

Ни в одном другом шаровом скоплении, кроме NGC 5466, «аномальных цефеид» пока на найдено. Но их не так уж мало в карликовых самостоятельных галакти­ках — сфероидальных спутниках нашей Галактики, сходных с NGC 5466 и NGC 5053 (и отличающихся от типичных шаровых скоплений) своей крайней разрежен­ностью. Что касается «аномальных цефеид» вне шаро­вых скоплений или карликовых сфероидальных галак­тик, то выявить их было бы чрезвычайно трудно: для этого надо определить расстояние до таких звезд каким-либо способом, независимым от сведений об абсолютной звездной величине звезд типа RR Лиры и не опираю­щимся на зависимость «период — светимость» для це­феид или звезд типа W Девы.

Самыми яркими пульсирующими переменными ша­ровых скоплений в цефеидной полосе нестабильности являются звезды типа RV Тельца. Такие звезды отли­чаются от цефеид тем, что минимумы их блеска чере­дуются по глубине: за глубоким минимумом следует более мелкий, затем опять глубокий и т. д. Периоды звезд типа RV Тельца в шаровых скоплениях составля­ют несколько десятков суток, а различия в глубине по­следовательных минимумов зачастую довольно невели­ки, что затрудняет классификацию.

Цефеидная полоса нестабильности продолжается и под горизонтальной ветвью. В рассеянных скоплениях там, где полоса нестабильности пересекает главную по­следовательность, обнаруживается большое число пуль­сирующих переменных типа б Щита, меняющих свой блеск с периодами в несколько часов. Вне скоплений большинство переменных типа б Щита меняет свой блеск очень ненамного, но есть и исключения. Все без исключения переменные типа б Щита в рассеянных скопле­ниях имеют маленькую амплитуду переменности бле­ска.

Есть старые звезды с низким содержанием тяжелых элементов, не входящие в скопления, которые похожи на звезды типа б Щита с не слишком маленькими ампли­тудами переменности. Это так называемые звезды типа SX Феникса. Звезды шаровых скоплений всегда рас­сматривают как самые характерные представители ста­рого (с малым содержанием тяжелых элементов) насе­ления Галактики, поэтому звезды типа SX Феникса ста­ли искать в шаровых скоплениях. Однако, как уже от­мечалось, главная последовательность шаровых скопле­ний лишена сравнительно ярких, горячих звезд. Из-за этого цефеидная полоса нестабильности не пересекает главную последовательность шаровых скоплений. Если в шаровых скоплениях и есть звезды типа SX Феникса, то это должны быть «голубые бродяги».

И действительно, в самом богатом звездами шаровом скоплении нашей Галактики, со Центавра, удалось найти три звезды типа SX Феникса на продолжении главной последовательности. Все они были обнаружены уже в 80-е годы, и их, естественно, нет в каталоге Сойер-Хогг. Между прочим, о «голубых бродягах» в w Центавра как-то никогда и не было речи, и открытие в этом ско­плении звезд типа SX Феникса, по существу, одновре­менно явилось открытием в нем «голубых бродяг».

Там, где цефеидная полоса нестабильности попадает в область белых карликов, можно обнаружить пульси­рующие белые карлики — звезды типа ZZ Кита. В ша­ровых скоплениях, однако, такие звезды еще не най­дены, и это понятно: слишком далеко от нас находятся шаровые скопления, и нелегко вообще обнаружить в них белые карлики, не то что заметить небольшую перемен­ность их блеска.

Список типов пульсирующих переменных звезд в ша­ровых скоплениях не исчерпывается звездами в цефеид­ной полосе нестабильности. В нескольких самых бога­тых тяжелыми элементами шаровых скоплениях найде­ны звезды типа Миры Кита. Это красные, холодные звезды, излучение которых в визуальной или в фотогра­фической области спектра меняется не менее чем в 10 раз с периодом в несколько сот суток. Для таких переменных звезд в Галактике известно, что у молодых, богатых тяжелыми элементами звезд периоды особен­но велики, а у более старых, не столь богатых тяжелы­ми элементами переменных звезд периоды короче. Звез­ды типа Миры Кита в шаровых скоплениях, имеющие периоды, как правило, близкие к 200 сут, подтверждают это представление и в целом принадлежат к числу са­мых короткопериодических звезд типа Миры Кита на­шей Галактики. Есть и некоторая тенденция к более продолжительным периодам в скоплениях, где выше содержание тяжелых элементов, но для уверенного суж­дения об этом в шаровых скоплениях звезд типа Миры Кита слишком мало.

И наконец, подтверждая представления о перемен­ности всех достаточно ярких и достаточно холодных ги­гантов, в шаровых скоплениях встречаются пульсирую­щие полуправильные и неправильные переменные звез­ды, попадающие на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла в область вершины ветви гигантов. До. последнего вре­мени внимание к таким звездам было недостаточным; видимо, немало подобных переменных еще только пред­стоит открыть. Сейчас интерес к красным звездам в ша­ровых скоплениях возрос, и в ближайшие годы можно ожидать и здесь интересных результатов.

Изучение пульсирующих переменных звезд в шаро­вых скоплениях интересно и само по себе, и в особен­ности в связи с проблемами эволюции звезд шаровых скоплений. Из наблюдений пульсирующей звезды может быть получено большее число параметров, чем из на­блюдений непеременной звезды. Период пульсаций звез­ды самым непосредственным образом связан с ее сред­ней плотностью. В ходе эволюции звезды ее радиус то увеличивается, то уменьшается; при этом, конечно, ме­няется средняя плотность. Таким образом, по наблюдае­мым изменениям периода переменной звезды мы в прин­ципе можем судить о ее эволюции. Благодаря возмож­ности наблюдать переменную звезду в течение очень многих циклов пульсаций мы можем очень точно опре­делить ее период, а значит, уверенно выявить изменения периода.

К сожалению, на практике все оказалось намного сложнее. У пульсирующих переменных звезд действи­тельно наблюдаются изменения периода, но они больше напоминают небольшие хаотические скачки то в сторо­ну увеличения, то в сторону уменьшения. Причины таких скачков теоретики в последнее время только начи­нают нащупывать. Скачки периода очень сильно маски­руют подлинно эволюционные изменения периода. Мож­но, однако, надеяться, что если мы усредним данные о скорости изменения периодов для всех звезд типа RR Лиры такого шарового скопления, как М 3 или w Цен­тавра, то эволюционные изменения периода проявятся на фоне хаотических скачков. Попытка такого подхода, предпринятая в начале 70-х годов американскими астро­физиками И. Ибеном и Р. Рудом, привела к результа­там, в общем, согласующимся с предсказаниями теории звездной эволюции, и, по-видимому, выявила некоторые отличия в скорости эволюции звезд на горизонтальной ветви между М 3 и со Центавра. Эти исследования ждут своего продолжения.

Помимо пульсирующих переменных, в шаровых ско­плениях встречаются взрывные переменные звезды двух типов: Новые и карликовые Новые. Как известно, Но­вая — это вовсе не вновь сформировавшаяся, а просто ярко вспыхнувшая звезда. Она наблюдается на небе и до вспышки, а спустя определенное время после вспыш­ки возвращается к первоначальному блеску. Во время вспышки мощность излучения Новой повышается в ты­сячи, десятки тысяч, а иногда даже в миллионы раз. Скорость падения блеска Новой после прохождения максимума отличается от звезды к звезде. Установлено, что чем быстрее спадает блеск, тем более мощным было излучение Новой в максимуме. Знание этого позволяет определять расстояния до Новых примерно так же, как это делается для пульсирующих переменных.

В полном расхождении с общепринятым названием сейчас считают, что Новые — это сравнительно старые звезды, причем звезды двойные. Одна из звезд такой пары продвинулась по своему эволюционному пути уже настолько далеко, что превратилась в белый карлик. С поверхности звезды, обращающейся вокруг белого карлика, истекает газовое вещество, образующее диск вокруг белого карлика и, постепенно тормозясь в диске, выпадающее на его поверхность.

В астрофизической теории найден вполне правдопо­добный механизм вспышек Новой. Выпадающее на по­верхность белого карлика вещество — это вещество ат­мосферы обычной звезды. Оно богато водородом. В са­мом белом карлике почти весь водород уже превратился в гелий. Теперь же, когда на поверхности накопится до­статочно много водорода, он при разогревании может вступить в термоядерную реакцию, и такая «звездная водородная бомба», взорвавшись, будет наблюдаться нами как Новая. Явление вспышки затрагивает только внешние слои, белого карлика и приводит к сбросу обо­лочки незначительной массы. Структура и белого карли­ка, и всей двойной системы остается, в сущности, неиз­менной.

В 1860 г. при визуальных наблюдениях была обнару­жена Новая в созвездии Скорпиона. Положение этой звезды на небе практически точно совпало с центром шарового скопления М 80. Вероятность того, что это совпадение произошло случайно, ничтожно мала. Блеск Т Скорпиона (Новой Скорпиона 1860 г.) после максиму­ма падал быстро, и выводимое для нее расстояние хо­рошо согласуется с расстоянием до М 80, определяе­мым независимыми методами. Можно быть совершенно уверенным в том, что Т Скорпиона — это звезда шаро­вого скопления М 80. После того как блеск Т Скорпио­на ослаб, звезду потеряли на ярком фоне скопления.

В 1964 г. канадские астрономы X. Сойер-Хогг и А. Вейлау просматривали полученные много лет назад фотографии шарового скопления М 14. На снимках, сде­ланных в 1938 г., они нашли Новую, которую в течение почти 30 лет никто не заметил. Расстояние Новой до центра скопления на небе составило около 0,5′ Вероят­ность случайного совпадения и здесь довольно низка. К сожалению, как это неизбежно бывает при открытии Новой по архивным фотографиям, пришлось удовольст­воваться теми снимками, которые были в коллекции.

Если бы Новую открыли своевременно, ее, конечно, пронаблюдали бы детально, а в данном случае наблю­дения Новой в М 14 оказались весьма разрозненными. Неизвестна ее звездная величина в максимуме блеска, неизвестно, насколько быстро падал блеск после макси­мума, а значит, сравнить расстояние Новой с расстоя­нием шарового скопления невозможно. В 1986 г. группа исследователей, в состав которой входили также X. Сой­ер-Хогг и А. Вейлау, нашла в М 14 слабую звездочку, которая, быть может, и есть бывшая Новая. Детальное исследование этой звездочки еще впереди.

Кроме названных двух звезд, имеется еще одна (очень сомнительная) Новая около шарового скопления NGC 6553. В этом случае неясно даже, наблюдалась ли действительно Новая, а не переменная звезда какого-нибудь другого типа, а спектральные негативы, по ко­торым было сделано открытие, утеряны. Видимо, рас­сматривая Новые в шаровых скоплениях, эту звезду не следует принимать во внимание.

Примерно такую же структуру двойной звезды, как и Новые, имеют так называемые карликовые Новые, или переменные типа U Близнецов. Это тоже тесные двой­ные системы с белым карликом и газовым диском. Толь­ко у них не происходит никаких термоядерных взрывов, а в результате довольно сложных процессов временами повышается излучение энергии аккреционным диском, что ведет к наблюдаемой вспышке. Во время вспышки общая светимость системы повышается примерно в 100 раз. Если классическая Новая возвращается к нор­мальному блеску через годы после вспышки, то общая продолжительность вспышки карликовой Новой — всего несколько суток.

Подавляющее большинство классических Новых за последние 500 лет вспыхивало по одному разу; лишь у немногочисленных, так называемых повторных Новых наблюдалось по нескольку вспышек. Легко показать, что и классические Новые должны вспыхивать неодно­кратно, только реже, чем повторные Новые: если бы это было не так, во всей Галактике не хватило бы звезд, чтобы обеспечить наблюдаемую частоту вспышек Новых. Поиски сведений о них в древних летописях позволили найти описания событий, являющихся, как полагают, древними вспышками классических Новых.

Ну а карликовые Новые вспыхивают достаточно час­то — раз в несколько суток, недель или месяцев, лишь у немногих звезд между вспышками проходит больше года.

Находить карликовые Новые в шаровых скоплениях довольно трудно. Даже во времена наибольшего блеска это довольно слабые звезды, трудно различимые на плотном звездном поле. Тем не менее несколько таких звезд в шаровых скоплениях найдено, для двух из них принадлежность к переменным типа U Близнецов дока­зана по спектральным наблюдениям. Одна из них рас­положена почти в 5′ от центра шарового скопления М 5, другая — примерно на таком же угловом расстоянии от центра скопления М 30.

Мы видели, что Новые и карликовые Новые — это системы, содержащие белые карлики. Обнаружить оди­ночный белый карлик в шаровом скоплении очень не­просто. Даже в самых близких шаровых скоплениях бе­лые карлики должны иметь столь низкий видимый блеск, что для большинства современных методов они были бы предельно слабыми объектами. Все же X. Ри­чер (США) первым сумел обнаружить в шаровых ско­плениях несколько возможных белых карликов. Часть из них позднее удалось подтвердить по спектральным наблюдениям.

На недавнем симпозиуме Международного астроно­мического союза (август 1986 г.), посвященном шаро­вым звездным скоплениям в нашей Галактике и в дру­гих галактиках, демонстрировались диаграммы Герц­шпрунга—Ресселла со сверхглубокой предельной звезд­ной величиной (т. е. достигающие необыкновенно сла­бых звезд) для ряда шаровых скоплений Галактики. Чтобы получить такие диаграммы, используют самые современные приемники излучения, так называемые ПЗС. На некоторых диаграммах видны даже не единич­ные белые карлики, а целые последовательности, вдоль которых белые карлики эволюционируют, остывая. В ближайшем будущем наступит время для детального сравнения положения таких последовательностей на диаграмме Герцшпрунга—Ресселла с предсказаниями астрофизической теории.

То, что в шаровых скоплениях есть Новые и карли­ковые Новые звезды, очень интересно само по себе, но это еще и доказательство наличия в шаровых скопле­ниях тесных двойных звезд. Самым прямым доказатель­ством было бы обнаружение в шаровых скоплениях затменных переменных, но ни одной такой звезды, явля­ющейся членом шарового скопления, до сих пор с уве­ренностью не найдено. Правда, в каталоге переменных звезд в шаровых скоплениях, составленном X. Сойер-Хогг, есть несколько затменных переменных, но все они, насколько можно судить по данным современных иссле­дований, лишь видны в направлении скоплений, а на са­мом деле расположены на другом расстоянии.

Наибольший интерес представило бы выявление за­тменных переменных в шаровых скоплениях среди звезд главной последовательности, но попытка сотрудницы Гарвардской обсерватории М. Хейзен искать такие звезды была безуспешной. Видимо, доля двойных звезд в шаровых скоплениях намного ниже, чем в целом по Га­лактике. Но все-таки двойные звезды там есть, и, зная это, исследователи могут лучше понять, откуда появи­лись в шаровых скоплениях источники рентгеновского излучения (об этом речь пойдет в следующем разделе), да и разобраться со сложными процессами динамиче­ской эволюции скоплений.