Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Обратим внимание на то, что в шаровых скоплениях открыто около дюжины рентгеновских источников. Большинство из них (если не все) являются тесными двойными звездами с потоками вещества (раздел 3.1.7). Исключительный случай представляет собой источник 4L) 1820—30 в шаровом скоплении NGC 6624. Его первичный компонент является нейтронной звездой, как и у других маломассивных рентгеновских двойных звезд. Теряющий же массу вторичный компонент представляет собой гелиевый белый карлик, период обращения составляет около (1 мин. Двойная система могла образоваться в результате захвата нейтронной звезды другим компонентом. Действием во внутренних, богатых звездами частях шаровых скоплений механизма захвата можно было бы объяснить избыток в шаровых скоплениях маломассивных рентгеновских двойных звезд (Стелла н пр.. 1987).
За некоторыми исключениями переменным звездам шаровых скоплений не присвоено индивидуальных обозначений, и поэтому они не содержатся в Общем каталоге. Обычно их обозначают номером скопления (NGC, M и др.) и номером из каталога Сойер-Хигг (1973).
Для фотографических наблюдений переменных в шаровых скоплениях необходим крупный телескоп с достаточно большим фокусным расстоянием, особенно если ставится цель поисков переменных ближе
•> Vl 148 Sgr. (Примеч. ред. перевода.)
360
к: центру скопления. С другой стороны, преимуществом является то, что одним снимком можно захватить много переменных звезд. Это обстоятельство благоприятствует, например, статистическим исследованиям переменности периодов звезд типа RR Лиры; принципиальные замечания по этому поводу даны в разделе 2.1.3. Вилкенс (1964), например, нашел, что в M 4 у 30 из 43 исследованных звезд типа RR Лиры периоды меняются. Несколько работ посвящены исследованию этой проблемы в скоплении M 3. Сейдл (1965) определил, что из 112 проверенных звезд RR Лиры у 22 объектов периоды увеличиваются со средней скоростью 5-10'10 суток в сутки, у других 25 звезд периоды с той же скоростью уменьшаются, у 7 звезд периоды постоянны, у остальных звезд изменения периодов хаотические. В этом же скоплении Белсерене (1952) проверила 202 звезды и нашла 27 звезд с переменными периодами; на том же материале Осват (1957) обнаружил 37 звезд с переменными периодами (цитировано по Вилкенсу, 1964). Скопление M 5 тоже исследовалось в этом отношении несколько раз, например, Осгерхофом (1941) и Куттс и Сойер-Хогг (1969). На этом мы закончим иллюстрацию примеров проведенной работы. Подробную библиографию по каждому скоплению можно найти в уже несколько раз упомянутом каталоге Сойер-Хогг (1973), а обзорную дискуссию по изменению периодов у звезд типа RR Лиры в шаровых скоплениях -у Сейдла (1975).
5.2. ПЕРЕМЕННЫЕ ВО ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ СИСТЕМАХ 5.2.1. Магеллановы Облака
Оба Магеллановы Облака, Большое (Large Magellanic Cloud = LMC = - БМО) и Малое (Small Magellanic Cloud = SMC = MMO), являются галактиками, т.е. самостоятельными звездными системами, в определенном смысле спутниками намного большей системы - нашей Галактики. У туманности Андромеды тоже есть спутники, например M 32 и NGC 205, правда, это галактики другого рода. Магеллановы Облака относятся к типу неправильных галактик, хотя были попытки увидеть в БМО спираль с перемычкой. Располагаясь вблизи южного полюса, они хорошо видны на средних и высоких южных географических широтах и производят на гостей с севера фантастическое впечатление - как будто два ярких облака Млечного Пути переместили в бедную звездами область. БМО (рис. 146) расположено своей северной частью в созвездии Золотой Рыбы, южной частью — в созвездии Столовой Горы. MMO (рис. 147) полностью относится к Тукану, его южная часть достигает границы с Октантом. Расстояние до БМО составляет 47 кпк, до MMO - 57 кпк. БМО имеет диаметр около 8°, MMO - около 3°; оба окружены пространными, визуально и на снимках не очень заметными коронами (гало) .
Визуальный, видимый модуль расстояния составляет около 18,4™ для БМО и 18,8'" для MMO (Рейд и Страгнелл, 1986). На основе этих данных получаем, например, для звезд тина б Цефея (P = 10d) среднюю величину в визуальных лучах 15™, а для звезд типа RR Лиры ожидается величина 19,5"1.
V1 9. К. Гс-ффмейстер 261
Рис. 146. Большое Магелланово Облако. Снимок Гоффмейстера (Б о Аденская станция)
Наибольшую роль сыграли Магеллановы Облака в открытии зависимости период - светимость для звезд типа 5 Цефея. Ни в какой другой части видимого космоса не наблюдается такого количества звезд типа 6 Цефея, имеющих почти одинаковые расстояния. Благоприятным оказалось и то обстоятельство, что искажений, блеск а из-за межзвездной экстинкции в нашей Галактике почти нет, а поглощение внутри Облаков умеренное. Гарвардская обсерватория выполнила пионерскую работу по исследованию Магеллановых Облаков и их переменных звезд; это оказалось возможным благодаря фотографическим снимкам, полученным на Бойденской станции и в филиале в Перу около Арекипа. (В настоящее время большая часть наблюдательного времени новых крупных телескопов в Чили и Австралии используется для детального изучения Облаков.) Несколько сотен переменных звезд были в 1904 г. найдены Ливитт; в 1908 г. она уже опубликовала список 1777 переменных звезд (Ливитт, 1908), 969 из них относятся к MMO1 808 - к БМО.
