5 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

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.