Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
302
Как первый, так и особенно второй способы можно успешно Применять к переменным звездам, тем более, что по сравнению с общей звездной статистикой здесь есть большое преимущество: по крайней мере для некоторых групп объектов вместо функции светимости можно пользовался постоянным значением светимости. Это предположение справедливо а'ія звезд типа RR Лиры, но применимо и к звездам типа 6 Цефея, если ограничиться узким диапазоном периодов. Естественно, при зтом важно обнаружить как можно больше переменных, так как чем больше звезд имеет исследователь в своем распоряжении, тем лучше можеі он удовлетворить этому требованию. Числа звезд типа 6 Цефея, вероятно, не хватает для строгого применения данного метода, но положение облегчается возможностью использовать индивидуальные абсолютные величины. Делается это следующим образом: выбирается площадка на небе с ил редел ен ной площадью, в которой выявлено некоторое число переменных с известными абсолютными величинами. Телесный угол, ограниченный площадкой, делиісн эквидистантными поперечными сечениями На части, объем коюрых легко вычисли!ь. Расоояния до переменных определяются пи их абсолютным величинам, и таким образом находят, сколько объекюв попало в каждый элемент объема. Это дает возмож-носіь вычислить пространственную плотность звезд на кубический килопарсек (кпк*). Ocіиегея вычислить галактические координаїьі центров каждого иіемчініа объема и повторить эту процедуру для другого по.in с тем же типом звезд. Чем больше полей изучено, тем легче построить каріину "подсисіемьі" данного типа звезд, т.е. определить ее протяжен-кос) ь и градиенты плотности {меру увеличения или уменьшения пространственной плотности с расстоянием). На основе этого может быть определена принадлежность к тому или иному типа населения; степень концентрации к центру Галактики является в этом случае решающим фаюором.
Основная трудность применения данных методов связана с межзвездным поглощением, прежде всего в темных облаках. Незначительное влияние этот эффект оказывав і лишь на радиоаа рономические наблюдения, так как лиэлсктрические частицы пыли не поглощают ралиоволп. Но радиоасірпнимическими методами звезды не нііблюдаюісн, з как раз их распределение мы и хотим определить. Следовательно, поглощение света должно быть изучено в каждой отдельной области поля, Пол-.кое поглощение определяется подсчетом галактик, наблюдаемых в попе, ко и этот подсчет не может кдть абсолютно надежных оценок, поскольку хорошо известно, что галактики имеют тенденцию к скучиванию в скопления. Однако в первом приближении этот метод считается приемлемым.
К сожалению, темные облака не распределены равномерно вдоль луча зрения, и мы можем только приблизиіельно учніьіваїь их влияние. Среди прочих способов можно использоваї ь. например, покраснение звезд, вызванное рассеянием света на очень маленьких частицах пыли; эюму посвящено достаточно много исследований. Кроме того, применяю! способ подсчетов звезд, в котором учитываются видимые звездные величины. Звездные подсчеты интерпре тиру тої ся меюдом, предложенным М. Иольфом и рззвтым др>іими исследоваї елями, дающим
303
возможность определять протяженность каждою пылевого облака по лучу зрения. Мы не будем детально обсуждать зту проблему, но заметим, что нужно исследовать как можно больше полей для минимизации эффекта систематических ошибок, которые неизбежно возникают при изучении отдельных площадок. Важнейшие монографии по этому вопросу были опубликованы Кукаркиным (1949), Лейн-Гапошкиной (1954) и Плаутом (1965а). 4
Вопросы звездной эволюции. Прежде чем обсуждать результаты, нужно отмеїin ь. что распределение объектов в Галактике, в том числе и переменных звезд, гесно связано со звездной эволюцией. Часто говорят, о различных типах звездного населения. Согласно современным данным, формирование звезд, а значит, и наличие звезд типа T Тельца и родственных им объектов, возможно только в областях Галактики, богатых межзвездным газом и пылью (крайнее население 1 типа). Отметим также, что пульсационная неустойчивость связана с поздними стадиями эволюции, когда происходит переход от горения водорода к гелиево-угле-родному процессу. Наконец, эруптивные двойные, такие как новые, звезды типа U Близнецов и особенно рентгеновские двойные, вероятно, находятся на поздних стадиях эволюции, а сверхновые - на последней стадии.
Мы не будем подробно описывать представления о звездной эволюции. Упомянем только тс результаты, которые имеют принципиальное значение для изучения переменных звезд.
Существенно, что эволюция звезды в основном определяется двумя ее характеристиками: начальным химическим составом и начальной массой. Влияние начального химического состава оценивалось во многих работах и, по-видимому, оно достаточно велико. Влияние начальной массы на расчеты более понятно: чем больше масса, тем быстрее эволюция, и степень этого влияния очень велика (см., например, соответствующую маленькую таблицу в разделе 3.3.2). Увеличение массы на несколько солнечных масс может сократить время жизни на главной последовательности в 100 раз. Это означает, что звезды одинакового возраста могут находніься на разной стадии эволюции, чго существенно затрудняет интерпретацию наблюдений. Сошлемся на уже многократно упоминавшуюся книгу "Переменные звезды и звездная эволюция" (Симпозиум MAC № 67), изданную под редакцией Шервуд и Плаута (в 1975 г.) Ввиду сказанного, не удивительно, что встречаются ірудности и противоречия при попытках найти место переменных звезд в общей картине Галактики в соответствии с их возрастом и распределением в пространстве.,.
