книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

170 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО [Гл. 4

и эволюция идет в направлении слева направо. Вряд ли можно считать выводы Вульфа достаточно убедительными. Материал недостаточно богат, да и простой подсчет рас­ стояний не представляет собой лучшего способа оценки

различных масс.

Более корректно поставленная задача при попытке сравнения масс звезд типа RR Лиры и W Девы (Кукаркин, Ворошилов, 1971) описана в разделе, посвященном звездам типа W Девы. Но и эта попытка должна рассма­ триваться как предварительная. Но обе эти работы все же ориентируют нас в этом важнейшем для понимания на­ правления эволюции звезд вопросе.

Корректное рассмотрение этой проблемы осуществлено в ряде работ Холопова (например, 1968а, 1968b).

Для полного решения поставленного вопроса чрезвы­ чайно желательна постановка изучения звезд в более ши­ роких окрестностях скоплений, чем обычно.

Впоследние годы было выполнено много теоретических

иполуэмпирических работ, связанных с расчетом моделей звезд малой массы, эволюционирующих после гелиевой вспышки. Были сделаны попытки новой классификации шаровых скоплений, оценки содержания гелия, сопостав­ ления различных характеристик (см., например, Демарк, Гейслер, 1963; Сендидж и Уидли, 1967; Хартвик, 1968; Кастеллани и др., 1970; Миронов, 1972; 1973). Работы в не­ которых случаях констатируют сходные закономерности,

в других же случаях противоречат друг другу. Совершен­ но очевидно, что ни вид диаграммы Г — Р, ни населенность горизонтальной ветви, ни богатство асимптотической ветви гигантов не могут быть объяснены с помощью одного па­ раметра (например, содержание металлов, возраст или содержание гелия). Все особенности шаровых скоплений являются сложной функцией многих параметров. В этом отношении очень перспективно изучение тонких особен­ ностей звезд типа RR Лиры в сопоставлении с тщательным определением их положения на диаграмме Г — Р. Первые попытки в этом отношении уже сделаны (ван Агт, Остерхоф, 1959;Сейдл, 1965; Диккенс, 1971; Стоби, 1971). Особен­ но интересно разделение звезд тина RR Лиры на две после­ довательности, подмеченное еще в 1939 г. (Остерхоф,

1939). На рис. 57 показана зависимость амплитуды блеска звезд типа RR Лиры от длины периода переменных в скоп­ лениях со Cen, М 3 и NGC 6171. Помимо легко отделимой группы звезд типа RRc (с малыми амплитудами) четко видны две последовательности переменных типа RRab —

Рис. 57. Зависимость период — амплитуда для звезд типа RR Лиры в шаровых скоплениях со Cen, М 3, NGC 6171. Хорошо видно, что с увеличением содержания металлов зависимость смещается влево.

короткопериодическая и долгопериодическая. Были сде­ ланы попытки эволюционной интерпретации этой осо­ бенности (Стоби, 1971; Горанский, 1973). Однако мы еще очень далеки от корректного решения этой проблемы.

Особого внимания заслуживает изучение изменения периодов звезд типа RR Лиры. Общий обзор проблемы изменения периодов переменных звезд был сделан недавно (Детре, 1969). Нужно иметь в виду, что мы наблюда­ ем не столько эволюционные изменения периодов, как

172 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЛО [Г л. 4

изменения, вызванные самыми разнообразными причинами, создающие картину шумов. Лишь тонкий математический анализ этих шумов может выявить эволюционную со­ ставляющую. Тем важнее провести анализ таких шумов в сопоставлении с положением звезд типа RR Лиры на диаграмме Г — Р, с физическими особенностями самих пе­ ременных. Уже сейчас очевидно, что переменные с эффек­ том Блажко обладают наиболее нестабильными периода­ ми. Шумы у этих звезд во много раз сильнее, чем у звезд без эффекта Блажко. Весьма вероятно, что переменные

бания, чем переменные на промежуточных местах диа­ граммы Г— Р. Но подобные исследования только начи­ наются.

В таблице 25 приведены некоторые данные, характе­ ризующие особенности шаровых скоплений и звезд типа RR Лиры в этих скоплениях. Отобраны скопления с на­ дежно выведенными характеристиками. Первый столбец дает номер скопления по каталогу NGC. Во втором столб­ це даны абсолютные интегральные звездные величины скоплений в системе V. В третьем столбце — индекс металличности I M — численная характеристика, выведенная автором на основе редукции к единой произвольной си­

0,01 солнечного. Величины во втором и третьем столбцах даны по картотеке Б. В. Кукаркина. Четвертый столбец дает характеристику заселенности горизонтальной ветви. Единица (1,0) соответствует полному отсутствию горизон­ тальной ветви, 0,5 — равенству населений в красной и голубой частях горизонтальной ветви, 0 , 0 — полному отсутствию красной части горизонтальной ветви. В пятом

бец дает логарифм переходного периода P tr. В седьмом

(в скобках число переменных типа Миры Кита).

174 П Е РЕ М Е Н Н Ы Е ЗВ Е ЗД Ы ГА ЛА КТИ ЧЕСКО ГО ГАЛО [Гл. 4

Легко убедиться, что нет ощутимой связи между аб солютной звездной величиной шаровых скоплений и дру­ гими физическими характеристиками. Наоборот, почти все физические характеристики, кроме абсолютной вели­ чины, в той или иной степени коррелируют между собой. Абсолютная величина характеризует прежде всего массу скопления. Отсутствие корреляции между массой шаровых скоплений и физическими особенностями самих скоплений и населяющих их звезд может быть легко истолковано как отсутствие связи между значительным различием на­ чальных условий формирования скопления в целом и прак­ тически одинаковым во всех шаровых скоплениях насе­ лением. Действительно, разные шаровые скопления могли сформироваться с достаточно большой дисперсией масс, а динамическое развитие в гравитационном поле Галак­ тики привело лишь к усилению этих различий (массивное скопление потеряет относительно меньшее количество звезд в процессе движения по вытянутым галактическим орбитам, чем менее массивное). В то же время практически единовременно оформившиеся звезды прошли в общем-то одинаковый путь развития. Этим и объясняется наличие корреляций почти между всеми физическими характери­ стиками звезд и скоплений в целом. Однако дисперсия возрастов и химического состава неизбежно увеличивает дисперсию этих корреляций. Но в целом наличие корре­ ляций свидетельствует о единстве эволюции.

Как уже отмечалось, особенно существенно знание масс звезд в различных частях диаграмм Г — Р. В этом отношении очень интересны и важны работы Холопова (1968а, 1968Ь), в которых рассмотрены корректно пути решения этой проблемы.

Шварцшильд на основе теоретических расчетов пред­ полагает, что прохождение звезд в шаровых скоплениях через петлю горизонтальной ветви после гелиевой вспыш­ ки может протекать по-разному, в зависимости от содер­ жания гелия. Может оказаться, что населена главным об­ разом верхняя часть горизонтальной ветви (при движении слева направо), может быть населена нижняя часть гори­ зонтальной ветви (при движении справа налево), могут быть и другие случаи (Шварцшильд, 1970).

Несколько иначе к этой же проблеме подошли Ибен и Руд. Предполагая значительную дисперсию в потере

массы во время гелиевой вспышки, они объясняют как особенности горизонтальной ветви, так и звезд, ее насе­ ляющих (Ибен, Руд, 1970). На рис. 58 изображены эво­ люционные треки звезд, вычисленные в этой работе.

Рис. 58. Теоретически рассчитанные эволюционные треки звезд, образую щ их горизонтальную ветвь ш аровых скоплений (Ибен,

Руд, 1970).

Так или иначе, изучение конкретных особенностей пе­ ременных звезд очень существенно как для проверки тео­ ретических концепций, так и постановки новых проблем.

§7. Тесные двойные звезды

Встарых рассеянных скоплениях встречаются тесные двойные звезды типа W Б. Медведицы. Наиболее под­

робно эти объекты, как члены скоплений, рассмотрены в работах Курочкина и Кукаркина (1966) и Кукаркина и Миронова (1970). По-видимому, звезды типа W Б. Мед­ ведицы являются достаточно характерными представите­ лями населения старых рассеянных скоплений. Их место

скоплениях пока не обнаружено звезд типа W Б. Медве­ дицы. Но до сих пор никто не занимался поисками пере­

= —1™0. Очевидно, что природа обеих этих звезд совер­ шенно различна. Вторая звезда обозначена на рис. 59 кружочком. Не исключено, что обе звезды принадлежат фону. Но во всяком случае их открытие начинает новую страницу в изучении возможной нестационарное™ звездкарликов в шаровых скоплениях.

В шаровых скоплениях встречаются в небольшом числе новые звезды и переменные типа U Близнецов. Эти звезды тоже тесные двойные. Об их встречаемости в шаровых скоплениях говорится в работе Кукаркина и Миронова (1970). Положение этих звезд на диаграмме Г — Р пока­ зано на рис. 48.

Крафт (1962) предположил, что звезды типа U Близ­ нецов могут быть генетически связаны (быть дальнейшей

стадией развития) с звездами типа W Б. Медведицы. Если это так, то можно надеяться, что звезда, открытая Кукаркиным в М 92; действительно дает возможность обнаруже­

§ 8. Заключение

Рассмотрение фактического материала о переменных звездах в наиболее старых автономных звездных системах (старые рассеянные и шаровые звездные скопления) уже сейчас дает возможность сделать некоторые выводы.

Развитие самих скоплений на поздних стадиях их жизни зависит главным образом от начальных условий (масса). Развитие же звезд зависит также от первоначаль­ ного химического состава и возраста и определяет физиче­ ские особенности скоплений в целом. На определенных стадиях поздней фазы жизни некоторые звезды испыты­ вают неустойчивость, выражающуюся в проявлении не­ стационарное™. Для шаровых скоплений характерно проявление звездной нестационарности в виде переменных звезд типа RR Лиры, W Девы, RV Тельца, Миры Кита, красных неправильных и полуправильных переменных звезд, звезд типа U Близнецов и новых звезд. Для старых рассеянных скоплений характерно наличие звезд типа W Б. Медведицы, являющихся, возможно, предшественни­ ками стадии новых звезд и звезд типа U Близнецов.

Уже сейчас возможна постановка исследований по изучению относительных масс нестационарных звезд в ша­ ровых скоплениях (звезды типа RR Лиры, W Девы и красные переменные}. Наряду с изучением особенностей самих переменных звезд это может послужить хорошим испытанием для современных теорий звездной эволюции на поздних стадиях жизни.

Б а а д е , 1944a — B aade W -, A pJ 100, 137.

Ку к а р к и н Б . В ., 1947 — АЖ 24, № 5.

Ку к a p к и и Б . В ., 1949 — «Исследование строения и развития

№707.

Ку к а р к и н Б . В ., Р у с е в Р . М ., 1972 — АЖ 49,121 .