Международная группа астрономов обнаружила десятки переменных звёзд в шаровом звёздном скоплении NGC 6558, в том числе две новые переменные, которые, как было установлено, являются членами скопления.
Переменные звёзды являются важными объектами для изучения звёздной структуры и эволюции, а также для лучшего понимания масштабов расстояний во Вселенной. Исследование переменных звёзд в звёздных скоплениях может также помочь астрономам обнаружить систематические ошибки в измерениях расстояний.
NGC 6558, расположенное примерно в 24 100 световых годах от Земли в созвездии Стрельца, представляет собой шаровое скопление в галактическом балдже с угловым размером около 5,4 x 5,4 угловых минуты. Предыдущие исследования показали, что металличность NGC 6558 составляет -1,32 dex, что указывает на то, что это может быть один из старейших объектов во Млечном Пути.
Исследовательская группа во главе с Армандо Арельяно Ферро из Национального автономного университета Мексики наблюдала NGC 6558 и его окрестности с помощью Аргентинской национальной обсерватории в Аргентине и обсерватории Лас-Кампанас в Чили.
«Мы провели обзор переменных звёзд в поле площадью 13,2 x 13,2 угловых минут с центром в области галактического балджа NGC 6558», — пишут ученые в своей работе.
Источник: Ferro et al., 2024.
В общей сложности исследователи идентифицировали 78 переменных звёзд в области NGC 6558. Они провели анализ движения и детальное исследование этих переменных на диаграмме Герцшпрунга-Расселла (CMD) скопления. В результате учёные определили, что девять из этих звёзд действительно являются членами скопления NGC 6558. Две из девяти идентифицированных переменных в скоплении оказались новыми и обозначены как V18 и V19.
Согласно статье, V18 является затменной переменной, которая проходит один полный цикл затмений примерно за 0,4 дня или 9,6 часа. Это тип переменной звезды, в котором наблюдаемые изменения блеска вызваны затмением одного компонента системы другим компонентом. Период затменной переменной — это время, необходимое для того, чтобы система прошла один полный цикл затмений. Во время затмения одна звезда проходит перед другой, блокируя её свет. Это приводит к падению общей яркости системы. Такие переменные обычно являются тесными двойными системами, состоящими из двух звезд, которые обращаются очень близко друг к другу.
А V19 является полурегулярной переменной с периодом около 346 дней. Полурегулярная переменная — это тип переменной звезды, которая демонстрирует изменения блеска, но её изменения не являются строго периодическими. Период полурегулярной переменной — это среднее время между максимумами блеска. В случае V19, её блеск в среднем достигает максимума каждые 346 дней. Однако фактический интервал между максимумами блеска может варьироваться. Полурегулярные переменные обычно являются красными гигантами или сверхгигантами, которые находятся на поздних стадиях своей эволюции. Они пульсируют, что приводит к изменениям их размера и температуры, а следовательно, и их блеска. Период пульсации полурегулярной переменной зависит от её массы, радиуса и других свойств. Период V19 в 346 дней указывает на то, что это относительно массивная и большая звезда.
Затменные могут дать информацию о размерах, массах и других свойствах звёзд в системе. Они также могут помочь астрономам определить расстояние до звёздных систем и изучить эволюцию двойных звёзд. Полурегулярные переменные же являются важными объектами для изучения, поскольку могут дать информацию о массах, радиусах и других свойствах звёзд на поздних стадиях эволюции. Они также могут помочь астрономам лучше понять процессы пульсации в звёздах.
Используя эти переменные, астрономы рассчитали расстояние до NGC 6558 и металличность скопления. Они обнаружили, что NGC 6558 находится на расстоянии около 27 500 световых лет, а его металличность составляет -1,33 dex, — содержание металлов в нём в 20 раз меньше, чем в Солнце. Металлодефицитные звёзды обычно являются старыми звёздами, образовавшимися в ранней Вселенной, когда в межзвёздной среде было меньше тяжёлых элементов.
Астрономы также проанализировали выборку переменных типа RR Лиры типа RRab в NGC 6558. На основании этого анализа они предположили, что скопление, вероятно, относится к промежуточному типу Остерхоффа (Oo-Int). Это тип звездного скопления, который имеет свойства, промежуточные между рассеянными и шаровыми скоплениями. Промежуточные скопления Oo-Int имеют свойства, которые находятся между рассеянными и шаровыми скоплениями. Они, как правило, старше рассеянных скоплений, но моложе шаровых скоплений. Они также имеют промежуточную форму между неправильной и сферической. Скопления Oo-Int, вероятно, образовались в результате слияния нескольких более мелких скоплений. Они могут также быть остатками карликовых галактик, которые были поглощены Млечным Путём. Однако для подтверждения этой гипотезы требуются дальнейшие исследования.