Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Переменные звезды шаровых скоплений

        История открытия переменных звезд в шаровых скоплениях подробно и интересно описана в книге П.Н. Холопова "Звездные скопления". Ниже мы приводим главу этой книги, посвященную переменнным.
         a) Общие сведения. Первой переменной звездой, открытой в шаровом скоплении, следует считать Новую в скоплении М 80, обнаруженную в мае 1860 г. Ауверсом (Лютер, 1860) и независимо от него неделей позже Погсоном (1861). Новая вспыхнула почти в центре скопления и была видна 27 дней. Впоследствии она получила название Т Sco.
         В 1889 г. Пиккеринг (1890) открыл на снимках шарового скопления М 3 первую переменную типа W Девы (получившую впоследствии обозначение V 154). Позже она была независимо открыта Белопольским (1896). В 1890 г. Пакер (1890 а, б) визуально обнаружил переменную типа W Девы (V 42) и первую переменную типа RR Лиры (V 37) в скоплении М 5. В том же году Коммон (1890) объявил об открытии на снимках скопления М 5 шести переменных звезд. Одна из них (шестая) может быть переменной типа W Девы V 84, но остальные пять, не отождествляемые ни с одной из известных ныне переменных и наблюдавшиеся Коммоном одновременно лишь на одной из четырех пластинок, вероятно, представляют собой группу фотографических звездообразных дефектов. Возможность появления подобных дефектов хорошо известна теперь многим наблюдателям, но в 1890 г., на заре астрофотографии, мысль о ней вряд ли могла возникнуть у исследователя.
         В 1895 г. Пиккеринг (1895) сообщил об открытии Бэйли по снимкам, полученным с 13-дюймовым астрографом, множества переменных звезд в шести шаровых скоплениях. Это были переменные с периодами меньше суток -более слабые и многочисленные, чем открывавшиеся ранее объекты, если не считать уже упомянутой переменной V 37 в скоплении М 5. За ними вскоре закрепилось предложенное Бэйли (1899) и до сих пор часто употребляемое название "переменные скопленческого типа" (cluster type variables). Но в том же 1899 году Флеминг открыла яркую переменную, характеристики которой (период и форма кривой блеска) оказались сходными с соответствующими характеристиками переменных скопленческого типа. Эта звезда получила название RR Лиры, и короткопериодические переменные в скоплениях также стали называть переменными типа RR Лиры.
         Сразу же стало ясно, что не все шаровые скопления одинаково богаты переменными. Так, в М 3 было обнаружено 87 переменных, в М5 - 46, но в М 2, М 30, М 22, NGC 362 - всего от двух до пяти переменных, а в NGC 6218 и четырех других скоплениях - ни одной.
         На протяжении последующих двадцати лет Бэйли (1902; 1913; 1917; 1919) открыл много новых переменных в шаровых скоплениях, выполнил многочисленные исследования периодов и форм кривых изменения их блеска. В частности, именно Бэйли (1902) предложил делить переменные типа RR Лиры на три подтипа (a, b и с) по форме кривой изменения блеска, оказавшейся связанной и с величиной периода этого изменения. Подтипы а и b теперь обычно объединяют в одну группу RRab, ибо увеличение наблюдательного материала показало, что между ними нет четкой границы. Дальнейшие открытия и исследования переменных в шаровых скоплениях связаны с именами Шепли, Сойер-Хогг, Розино и других астрономов.
         Основные данные о переменных звездах в шаровых скоплениях нашей Галактики можно найти в каталогах этих переменных, регулярно издаваемых Сойер-Хогг. Первый каталог (Сойер, 1939) содержал сведения о 1116 переменных, открытых в 60 скоплениях (541 из них была обнаружена Бэйли), второй (Сойер, 1955) - о 1421 переменной в 72 скоплениях, третий (Сойер-Хогг, 1973) - о 2119 переменных в 108 скоплениях.
         В 1966 г. Фуркад и др. (1966) опубликовали атлас и каталог переменных звезд в шаровых скоплениях, расположенных южнее склонения -29°.
         В каталогах Сойер-Хогг приводятся выраженные в секундах дуги прямоугольные координаты переменных относительно центра скопления, эпохи максимумов, периоды и пределы изменения блеска переменных. Эти переменные, за исключением немногих (как правило, не являющихся в действительности членами скоплений), не включаются в "Общий каталог переменных звезд". Они обозначаются символом V, сопровождаемым порядковым номером переменной в данном скоплении.
         По данным последнего каталога Сойер-Хогг (1973) в 13 шаровых скоплениях вообще не обнаружено переменных, 10 скоплений содержат лишь по одной переменной. Число скоплений, в каждом из которых содержится не более десяти переменных, достигает 65 (61%). Больше 0 переменных содержится в 25% скоплений. Только в четырех скоплениях из 108 открыто больше ста переменных в каждом: в М 3 (212), в ω Сеn (179), в IC 4499 (129) и в М 15. Скопления, содержащие наибольшее число переменных, относятся к IV-IX классам концентрации (см. Шепли, 1930, с. 48). Скопления X-XII классов концентрации содержат меньше звезд и поэтому представляется естественным, что они должны содержать и меньшее число переменных. В скоплениях I-II классов концентрации трудно открывать переменные в очень плотных центральных областях. Однако связь числа переменных с богатством скопления звездами далеко не однозначна. Так, например, очень богатое и большое скопление 47 Тuс (NGC 104) содержит всего лишь 28 переменных.
         Подавляющее большинство (92%) переменных звезд в шаровых скоплениях относится к типу RR Лиры. Около 2% переменных являются звездами типа BL Her и W Девы (с периодами от 1 до 33 d ), около 1% относятся к типу RV Тельца, около 2% - полуправильные с периодами больше 100 d и звезды типа Миры Кита и еще около 2% - красные неправильные переменные.
         Кроме уже упоминавшейся Новой Т Sco в скоплении М 80, еще одна новая была открыта Сойер-Хогг и Велау (1964) в скоплении М 14 (NGC 6402), также около центра скопления, на снимках, полученных в 1938 г. Третья новая (N Sgr 1943 = V 1148 Sgr), обнаруженная М. Мейалл (1949) в районе скопления NGC 6553, в 5' от центра последнего, по-видимому, не является членом скопления.
         В качестве курьеза можно отметить, что примерно через каждые 20-30 лет появляются сообщения об открытии новой в центре скопления М 3. Так пораженные любители воспринимают переменную типа W Девы V 154 в этом скоплении в максимуме ее блеска.
         В районах трех скоплений (NGC 5904, 6712 и 7099) открыто по одной переменной типа U Близнецов, могущих быть членами этих систем.
         Большой интерес представляет проблема наличия тесных двойных в шаровых скоплениях. О возможности этого, по-видимому, свидетельствуют вспышки новых и переменных типа U Gem, являющихся именно такими системами. Однако ни одна из одиннадцати затменных систем, обнаруженных к настоящему времени в районах семи шаровых скоплений, не может с уверенностью считаться членом какого-либо скопления. Даже переменная типа Алголя V 78, долго считавшаяся возможным членом скопления ? Сеn, как показали недавно Гейер и Фогт (1978), судя по ее средней лучевой скорости не принадлежит скоплению. Поиски затменных систем типа W UMa среди слабых членов шаровых скоплений, относящихся к главной последовательности (Кинман, 1965; Баддинг, 1978), не привели пока к определенным результатам.
         б) Переменные типа RR Лиры. Группы Оостерхофа. Переменные типа RR Лиры на диаграмме V, В - V занимают среднюю часть горизонтальной ветви, пересекаемую полосой нестабильности. Впервые Шварцшильд (1940) показал, что в области, занятой переменными типа RR Лиры, нет других звезд, не меняющих блеск. Результат Шварцшильда был подтвержден Арпом (1955а, б), Робертсом и Сэндиджем (1955) и другими исследователями для всех шаровых скоплений, изучавшихся ими.
         Уокер (1955) выполнил специальные фотоэлектрические наблюдения звезд в скоплениях М 3 и М 92, расположенных на диаграмме величина - показатель цвета справа и слева от области, занимаемой переменными типа RR Лиры. Границы области оказались исключительно резкими.
         Рис. 70 основан на данных, приведенных в работе Джонсона и Сэндиджа (1956), и табл. 1, опубликованной Сэндиджем (1959). Точки соответствуют звездам постоянного блеска, крестики - средним величинам переменных типа RR Лиры в скоплении М 3, полученным путем превращения кривых изменения их блеска в кривые интенсивностей, нахождения по ним с помощью планиметра средних интенсивностей и перевода последних вновь в звездные величины. В скоплении М 3 звезды с показателями цвета B - V < +0 m ,18 и B - V > +0 m ,42 постоянные точностью до 0 m ,02. Две звезды постоянного блеска, находящиеся на рис. 70 в области нестабильности, по-видимому, не являются членами скопления. Для сравнения в нижней части на рис. 70 нанесена сплошная кривая, соответствующая положению начальной главной последовательности для звезд, богатых металлами (Холопов, 1980).
         Считая, что скопление М 3, находящееся близ полюса Галактики, свободно от влияния межзвездного поглощения, многие авторы определяли избытки цвета других шаровых скоплений, содержащих звезды типа RR Лиры, по смещению положений последних на диаграммах V, В - V и U - В, В - V относительно положения соответствующей области в скоплении М 3. В следующей главе мы еще вернемся к этому вопросу.
         Интересной особенностью переменных типа RR Лиры, открытой независимо Хахенбергом (1939) и Оостерхофом (1939) и подтвержденной затем рядом исследователей, является различие в распределении периодов этих переменных в разных скоплениях. По распределениям этих периодов шаровые скопления разбиваются на две хорошо выраженные группы, называемые теперь группами или типами Оостерхофа. В табл. 5.1 мы приводим характеристики этих групп по данным ван Агта и Оостерхофа (1959). Числа, стоящие в скобках после типов скоплений и подтипов переменных, означают соответственно числа изученных скоплений и переменных типа RR Лиры; ?P? - средние значения периодов переменных каждого из подтипов в соответствующих группах Оостерхофа с указанием дисперсий этих значений для каждой группы.
         Хахенберг делил скопления па три группы, вводя между двумя крайними группами, совпадающими с группами Оостерхофа, еще промежуточную, содержащую небольшое количество переменных с периодами около 0 d ,51 и олицетворяемую скоплением ? Cеn, относящимся в действительности ко второй группе Оостерхофа. Детализация Хахенберга была чрезмерной, так как упомянутые переменные образуют крыло функции распределения периодов переменных типа RRab в ? Cеn, имеющей максимум при ?P? = 0 d ,65.
         Попытки объяснить деление скоплений на группы Оостерхофа делались неоднократно. Так, например, Сэндидж (1958б) рассмотрел следующую возможность.
© 2010-2012 Шаровые скопления