Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Сверхновая SN 1987А, вспыхнувшая в феврале 1987 г. в БМО, является первой в этих галактиках, для которой проводились научные наблюдения. Об этом объекте, а также об остатках сверхновых уже говорилось в разделе 3.2.
5.2.2. Другие внегалактические системы
За исключением сверхновых (раздел 3.2), речь может идти только о переменных в системах так называемой Местной группы галактик. Кроме Магеллановых Облаков, к ней относятся гуманность Андромеды M 31 с двумя спутниками M 32 и NGC 205, относительно мало массив пая спиральная туманность M 33 (созвездие Треугольника) и ряд карликовых галактик. Модули расстояний лежат в пределах примерно от 24"' (M 31
265
I
и.
и M 33) до 19"' (карликовая эллиптическая галактика в Скульпторе). Итак, расстояние постепенно увеличивается при переходе от Магеллановых Облаков к известным галактикам в Андромеде и Треугольнике. В то время как традиционные фотографические методы позволяли в двух последних галактиках исследовать, в основном, лишь звезды типа 6 Цефея, новые звезды и некоторые неправильные сверхгиганты (только в самых близких карликовых эллиптических галактиках - dwarf spheroidal galaxies - можно было изучать также звезды типа RR Лиры), ПЗС-гехни-ка позволила исследовать звезды типа RR Лиры также в M 31 (см. ниже).
Число переменных звезд, открытых во внегалактических системах (кроме Магеллановых Облаков), намного превышает тысячу. Раньше часто практиковались поиски с большими параболическими зеркалами в узко ограниченных областях до максимально возможной предельной величины. В настоящее время, вследствие введения крупных телескопов системы Шмидта, их можно дополнить исследованием широкоугольных снимков с глубокой предельной величиной, на которых умещаются галактики вместе с их протяженными гало.
Можно привести различные примеры применения этого метода. Обследование галактики Скульптора на пластинках Мичиганского телескопа системы Шмидта (свободное отверстие 60 см. поле 5° X 5°) сравнением десяти пар пластинок привело к открытию более 500 новых переменных звезд (Ван Агт. 1973. 1978). Или назовем поиски новых и других переменных в M 31 и ее непосредственных окрестностях Майнунгером (1971) на снимках Таутенбургской камеры Шмидта (свободное отверстие 134 см, поле 3.4° X 3.4°). Сравнив тринадцать пар пластинок 1962-1970 гг.. среди других объектов он открыл четыре новых звезды в гало M 31 (рис. 149). Можно оценить, что при желании провести такую же работу для гало нашей Галактики необходимо было бы получить около 6000 пластинок. Верно, что иногда проще исследовать другие галактики, чем свою. Следует заметить, что по современным предположениям в туманности Андромеды ежегодно вспыхивает около 30 новых звезд. В нашей Галактике ожидается более 100 объектов в год. но для наблюдателя, находящегося внутри Галактики, дополнительным затруднением является наличие межзвездных темных облаков, экранирующих центр Галактики и все, что за ним находится.
Особое значение имели, как уже отмечалось, звезды типа Й Цефея, потому что по ним определялись расстояния. Сейчас часто поступают наоборот, поскольку все объекты одной галактики находятся практически на одном расстоянии. Поэтому можно сделать лопытку сравнить светимости переменных звезд в различных областях одной галактики или в разных галактиках и извлечь из согласия или противоречия наблюдательную информацию для теории эволюции звезд с учетом разных начальных условий.
Знаменитым примером являются так называемые "аномальные звез-- ды типа BL Геркулеса" - пульсирующие звезды с периодами от одних до трех суток. Ha них мы уже указывали при обсуждении шаровых скоплений (раздел 5.1.2). Выяснилось, что их светимости в шаровых скоплениях Галактики, в исследованных карликовых галактиках и в Магеллановых Облаках сильно различаются. В табл. 50 даны средние значения согласно Розино (1978). Если это действительно однородная группа звезд, то их
266
Рис. 149. Новые звезды в гало туманности Лндромоцы. Кружки - четыре о&ьекіа по .7. Майнунгеру (1971}; косые крестики - дна объекта по Шарову лАлкснису (например. 1975); прямые крестики - объекты но вон ден Бергу и др. (1973)
светимости во внегалактических системах достигают светимостей нормальных звезд типа Ь Цефея, хотя они и относятся к населению II типа па основе принадлежности к шаровым скоплениям. Предполагается, что причина различий светимостей может заключаться в различном содержании гелия и металлов (см.. например, модели Карсана и Стотерса. 1982) или в разном возрасте. Вопрос еще не решен. Заметим, что. возможно, и долго-
Таблица SO
Светимости аномальных звезд типа BL Геркулеса
Звезгшвн система
МВ
Галактические шаровые скопления
-0,01га
Клрлнконыс галактики
-0,78
БМО
-1,63
267
периодические звезды типа W Девы (P = 21.3 ) в M 31 (в карликов
галактиках таких звезд пока не найдено). имея Л/в = —2,3я*. ярче на одну звездную величину, чем такие звезды в шаровых скоплениях Галактики (Бааде и Суоп. 1963. І965). В распределении периодов звезд типа RR Лиры тоже наблюдаются различия для разных галактик.
