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

        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 типа RR Lyr.
         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). Переменные типа RR Lyr шарового скопления M 3Точки 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 < +0m,18 и B - V > +0m,42 постоянные точностью до 0m,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.

Табл. 5.1

Тип I (9) II (8)
Группа Короткопериодическая Долгопериодическая
RR <P> c(86)   0d,32 ± 0d,06
ab(413)   0d,55 ± 0d,02
c(156)   0d,37 ± 0d,02
ab(175)   0d,65 ± 0d,03
n(c)/(n(ab+c)) 0.18 0.47
        
© 2010-2012 Шаровые скопления