Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Долгопериодические переменные
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Долгопериодические переменные звезды
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 с периодами больше суток.
         В 1949 г. Джой (1949а) закончил большое исследование спектральных особенностей переменных звезд с периодами больше суток в 14 шаровых скоплениях. Поскольку таких переменных в каждом из скоплений мало, очень важна проверка их принадлежности к скоплениям путем сравнения средних лучевых скоростей этих звезд с лучевыми скоростями соответствующих скоплений. В большинстве случаев эти скорости очень сходны.
         Джой разделил изученные им звезды по продолжительности периода и спектральным классам на несколько групп. В частности, Джой выделил в скоплениях переменные типа W Девы, сходные по своим характеристикам (периодам, форме кривой блеска и спектральным особенностям) с этой переменной звездой поля. Тогда же Кукаркин и Куликовский (1951) обратили внимание на сходство цефеид шаровых скоплений с цефеидами сферической составляющей Галактики, к которым принадлежит W Девы.
         Впоследствии Арп (1955 а, б) подтвердил и уточнил классификацию Джоя. На рис. 75 (Арп, 1955б) приведена схематическая сводная диаграмма М V , CI звезд семи шаровых скоплений, полученная путем совмещения областей, занятых переменными типа RR Лиры, с областью этих звезд, наблюдаемых в скоплении М 3, при условии, что их средняя абсолютная величина М V = 0 m ,0. Переменные типа RR Lyr шарового скопления M 3Вдоль тонких последовательностей концентрируется около 2000 звезд. Крестики в кружочках соответствуют средним значениям величин и показателей цвета цефеид сферической составляющей, наблюдаемых в шаровых скоплениях. Эти цефеиды делятся на две группы: переменные типа BL Геркулеса с периодами от 1 до 8 d и переменные типа W Девы с периодами от 12 до 33 d . Некоторые из переменных типа W Девы с наибольшими периодами обладают уже характеристиками переменных типа RV Тельца, т. е. показывают чередование главных и вторичных минимумов блеска.
         Наличие цефеид сферической составляющей в шаровых скоплениях при умении определять расстояния до этих систем открывает возможность установления зависимости период - светимость для этих переменных, которая в свою очередь может быть использована для решения обратной задачи (см. гл. 6).
         Еще в начале 50-х гг. Баум (1952), а также Арп и др. (1953) нашли признаки слабой переменности блеска у нескольких ярчайших красных звезд в скоплениях М 3 и М 92. Уокер (1955) подтвердил их подозрения, показав, что ярчайшие красные гиганты в этих скоплениях переменны, причем амплитуда изменения блеска растет с увеличением светимости звезды. Впоследствии этот вывод подтвердили и другие авторы (см., например, Ллойд Ивэнс и Мензис, 1973).
         Крестики па рис. 75 соответствуют средним положениям полуправильных и неправильных переменных в рассматриваемых скоплениях. Изучение этих переменных существенно для исследования эволюции звезд верхнего конца ветви гигантов шаровых скоплений, ибо наличие их свидетельствует о возрастании степени нестабильности красных гигантов по мере увеличения их светимости, предсказываемого современной теорией звездной эволюции (см. § 6.8). Детальное описание упомянутых переменных можно найти в обзорах Фиста (1973), а также Ллойд Ивэнса и Мензиса (1973).
         В 1959 г. Фист и Тэккерей (1960) исследовали спектры нескольких красных переменных в скоплении 47 Тuс, долго считавшемся единственным шаровым скоплением, содержащим переменные типа Миры Кита. Их спектры оказались сходными со спектрами переменных этого типа, находящихся в галактическом поле.
         Лишь в конце 60-х гг. было доказано по сходству лучевых скоростей наличие еще пяти переменных типа Миры Кита в шаровых скоплениях: СН Sct в NGC 6712 (Фист, 1967), V 4 и V 10 в NGC 6637 (Кэтчпоул и др., 1970), а также V 1 в NGC 6388 и V 3 в NGC 6356 (Фист, 1972). Любопытно, что периоды переменных этого типа, принадлежащих к перечисленным шаровым скоплениям (определенные для шести из них), заключены в очень узких пределах - от 191 до 220 d.
         Еще несколько случаев возможной принадлежности переменных типа Миры Кита к шаровым скоплениям перечислены Фистом (1973), отметившим, в частности, что все скопления, содержащие эти переменные, богаты металлами (см. гл. 6).
         Ллойд Ивэнс и Мензис (1973) заподозрили наличие корреляции между содержанием металлов и периодом звезд типа Миры Кита в шаровых скоплениях. Эта корреляция рассмотрена в работах Кукаркина (1974б), а также Коутс-Клемент и Сойер-Хогг (1977). Если переменные V 3 (NGC 5927) и V 4 (NGC 6553) с периодами 310 и 265 d являются членами скоплений, в которых они наблюдаются (Эндрюс и др., 1974), то, по-видимому, действительно увеличение значений [m/Н] сопровождается увеличением периодов долгопериодических переменных в шаровых скоплениях, богатых металлами.
© 2010-2012 Шаровые скопления