Звездные скопления << 5.1 Переменные звезды в рассеянных скоплениях | Оглавление | 6.1 Введение >>

---

5.2 Переменные звезды в шаровых скоплениях

  a) Общие сведения. Первой переменной звездой, открытой в шаровом скоплении, следует считать Новую в скоплении М 80, обнаруженную в мае 1860 г. Ауверсом (Лютер, 1860) и независимо от него неделей позже Погсоном (1861). Новая вспыхнула почти в центре скопления и была видна 27 дней. Впоследствии она получила название Т Sco.

В 1889 г. Пиккеринг (1890) открыл на снимках шарового скопления М 3 первую переменную типа W Девы (получившую впоследствии обозначение V154). Позже она была независимо открыта Белопольским (1896). В 1890 г. Пакер (1890а, б) визуально обнаружил переменную типа W Девы (V 42) и первую переменную типа RR Лиры (V 37) в скоплении М 5. В том же году Коммон (1890) объявил об открытии на снимках скопления М 5 шести переменных звезд. Одна из них (шестая) может быть переменной типа W Девы V 84, но остальные пять, не отождествляемые ни с одной из известных ныне переменных и наблюдавшиеся Коммоном одновременно лишь на одной из четырех пластинок, вероятно, представляют собой группу фотографических звездообразных дефектов. Возможность появления подобных дефектов хорошо известна теперь многим наблюдателям, но в 1890 г., на заре астрофотографии, мысль о ней вряд ли могла возникнуть у исследователя.

В 1895 г. Пиккеринг (1895) сообщил об открытии Бэйли по снимкам, полученным с 13-дюймовым астрографом, множества переменных звезд в шести жаровых скоплениях. Это были переменные с периодами меньше суток -более слабые и многочисленные, чем открывавшиеся ранее объекты, если не считать уже упомянутой переменной V 37 в скоплении М 5. За ними вскоре закрепилось предложенное Бэйли (1899) и до сих пор часто употребляемое название "переменные скопленческого типа" (cluster type variables). Но в том же 1899 году Флеминг открыла яркую переменную, характеристики которой (период и форма кривой блеска) оказались сходными с соответствующими характеристиками переменных скопленческого типа. Эта звезда получила название RR Лиры, и короткопериодические переменные в скоплениях также стали называть переменными типа RR Лиры.

Сразу же стало ясно, что не все шаровые скопления одинаково богаты переменными. Так, в М 3 было обнаружено 87 переменных, в М5 - 46, но в М 2, М 30, М 22, NGC 362 - всего от двух до пяти переменных, а в NGC 6218 и четырех других скоплениях - ни одной.

На протяжении последующих двадцати лет Бэйли (1902; 1913; 1917; 1919) открыл много новых переменных в шаровых скоплениях, выполнил многочисленные исследования периодов и форм кривых изменения их блеска. В частности, именно Бэйли (1902) предложил делить переменные типа RR Лиры на три подтипа (a, b и с) по форме кривой изменения блеска, оказавшейся связанной и с величиной периода этого изменения. Подтипы а и b теперь обычно объединяют в одну группу RRab, ибо увеличение наблюдательного материала показало, что между ними нет четкой границы. Дальнейшие открытия и исследования переменных в шаровых скоплениях связаны с именами Шепли, Сойер-Хогг, Розино и других астрономов.

Основные данные о переменных звездах в шаровых скоплениях нашей Галактики можно найти в каталогах этих переменных, регулярно издаваемых Сойер-Хогг. Первый каталог (Сойер, 1939) содержал сведения о 1116 переменных, открытых в 60 скоплениях (541 из них была обнаружена Бэйли), второй (Сойер, 1955) - о 1421 переменной в 72 скоплениях, третий (Сойер-Хогг, 1973) - о 2119 переменных в 108 скоплениях.

В 1966 г. Фуркад и др. (1966) опубликовали атлас и каталог переменных звезд в шаровых скоплениях, расположенных южнее склонения -29°; .

В каталогах Сойер-Хогг приводятся выраженные в секундах дуги прямоугольные координаты переменных относительно центра скопления, эпохи максимумов, периоды и пределы изменения блеска переменных. Эти переменные, за исключением немногих (как правило, не являющихся в действительности членами скоплений), не включаются в "Общий каталог переменных звезд". Они обозначаются символом V, сопровождаемым порядковым номером переменной в данном скоплении.

По данным последнего каталога Сойер-Хогг (1973) в 13 шаровых скоплениях вообще не обнаружено переменных, 10 скоплений содержат лишь по одной переменной. Число скоплений, в каждом из которых содержится не более десяти переменных, достигает 65 (61%). Больше O переменных содержится в 25% скоплений. Только в четырех скоплениях из 108 открыто больше ста переменных в каждом: в М 3 (212), в ω Сеn (179), в IC 4499 (129) и в М 15 Скопления, содержащие наибольшее число переменных, относятся к IV-IX классам концентрации (см. Шепли, 1930, с. 48). Скопления X-XII классов концентрации содержат меньше звезд и поэтому представляется естественным, что они должны содержать и меньшее число переменных. В скоплениях I-II классов концентрации трудно открывать переменные в очень плотных центральных областях. Однако связь числа переменных с богатством скопления звездами далеко не однозначна. Так, например, очень богатое и большое скопление 47 Тuс (NGC 104) содержит всего лишь 28 переменных.

Подавляющее большинство (92%) переменных звезд в шаровых скоплениях относится к типу RR Лиры. Около 2% переменных являются звездами типа BL Her и W Девы (с периодами от 1 до 33_d), около 1% относятся к типу RV Тельца, около 2% - полуправильные с периодами больше 100^d и звезды типа Миры Кита и еще около 2% - красные неправильные переменные.

Кроме уже упоминавшейся Новой Т Sco в скоплении М 80, еще одна новая была открыта Сойер-Хогг и Велау (1964) в скоплении М 14 (NGC 6402), также около центра скопления, на снимках, полученных в 1938 г. Третья новая (N Sgr 1943 = V 1148 Sgr), обнаруженная М. Мейалл (1949) в районе скопления NGC 6553, в 5' от центра последнего, по-видимому, не является членом скопления.

В качестве курьеза можно отметить, что примерно через каждые 20 - 30 лет появляются сообщения об открытии новой в центре скопления М 3. Так пораженные любители воспринимают переменную типа W Девы V 154 в этом скоплении в максимуме ее блеска.

В районах трех скоплений (NGC 5904, 6712 и 7099) открыто по одной переменной типа U Близнецов, могущих быть членами этих систем.

Большой интерес представляет проблема наличия тесных двойных в шаровых скоплениях. О возможности этого, по-видимому, свидетельствуют вспышки новых и переменных типа U Gem, являющихся именно такими системами. Однако ни одна из одиннадцати затменных систем, обнаруженных к настоящему времени в районах семи шаровых скоплений, не может с уверенностью считаться членом какого-либо скопления. Даже переменная типа Алголя V 78, долго считавшаяся возможным членом скопления ω Сеn, как показали недавно Гейер и Фогт (1978), судя по ее средней лучевой скорости не принадлежит скоплению. Поиски затменных систем типа W UMa среди слабых членов шаровых скоплений, относящихся к главной последовательности (Кинман, 1965; Баддинг, 1978), не привели пока к определенным результатам.

  б) Переменные типа RR Лиры. Группы Оостерхофа. Переменные типа RR Лиры на диаграмме V, В - V занимают среднюю часть горизонтальной ветви, пересекаемую полосой нестабильности. Впервые Шварцшильд (1940) показал, что в области, занятой переменными типа RR Лиры, нет других звезд, не меняющих блеск. Результат Шварцшильда был подтвержден Арпом (1955а, б), Робертсом и Сэндиджем (1955) и другими исследователями для всех шаровых скоплений, изучавшихся ими.

Уокер (1955) выполнил специальные фотоэлектрические наблюдения звезд в скоплениях М 3 и М 92, расположенных на диаграмме величина - показатель цвета справа и слева от области, занимаемой переменными типа RR Лиры. Границы области оказались исключительно резкими.

Рис. 70 основан на данных, приведенных в работе Джонсона и Сэндиджа (1956), и табл. 1, опубликованной Сэндиджем (1959). Точки соответствуют звездам постоянного блеска, крестики - средним величинам переменных типа RR Лиры в скоплении М 3, полученным путем превращения кривых изменения их блеска в кривые интенсивностей, нахождения по ним с помощью планиметра средних интенсивностей и перевода последних вновь в звездные величины. В скоплении М 3 звезды с показателями цвета B - V < +0^m,18 и B - V > +0^m,42 постоянные точностью до 0^m,02. Две звезды постоянного блеска, находящиеся на рис. 70 в области нестабильности, по-видимому, не являются членами скопления. Для сравнения в нижней части на рис. 70 нанесена сплошная кривая, соответствующая положению начальной главной последовательности для звезд, богатых металлами (Холопов, 1980).

Рис. 70. Диаграммы V, B - V и U - В, В - V для звезд горизонтальной ветви скопления М 3. Крестики - переменные типа RR Лиры.

Считая, что скопление М 3, находящееся близ полюса Галактики, свободно от влияния межзвездного поглощения, многие авторы определяли избытки цвета других шаровых скоплений, содержащих звезды типа RR Лиры, по смещению положений последних на диаграммах V, В - V и U - В, В - V относительно положения соответствующей области в скоплении М 3. В следующей главе мы еще вернемся к этому вопросу.

Тип	I(9)		II(8)
Группа	Короткопериодическая		Долгопериодическая
RR 〈P〉	c(86) 0d,32 ± 0d,06	ab(413) 0d,55 ± 0d,02	c(156) 0d,37 ± 0d,02	ab(175) 0d,65 ± 0d,03
	0.18		0,47

Интересной особенностью переменных типа RR Лиры, открытой независимо Хахенбергом (1939) и Оостерхофом (1939) и подтвержденной затем рядом исследователей, является различие в распределении периодов этих переменных в разных скоплениях. По распределениям этих периодов шаровые скопления разбиваются на две хорошо выраженные группы, называемые теперь группами или типами Оостерхофа. В табл. 5.1 мы приводим характеристики этих групп по данным ван Агта и Оостерхофа (1959). Числа, стоящие в скобках после типов скоплений и подтипов переменных, означают соответственно числа изученных скоплений и переменных типа RR Лиры; 〈P〉 - средние значения периодов переменных каждого из подтипов в соответствующих группах Оостерхофа с указанием дисперсий этих значений для каждой группы.

Хахенберг делил скопления па три группы, вводя между двумя крайними группами, совпадающими с группами Оостерхофа, еще промежуточную, содержащую небольшое количество переменных с периодами около 0^d,51 и олицетворяемую скоплением ω Cеn, относящимся в действительности ко второй группе Оостерхофа. Детализация Хахенберга была чрезмерной, так как упомянутые переменные образуют крыло функции распределения периодов переменных типа RRab в ω Cеn, имеющей максимум при 〈P〉 = 0^d,65.

Попытки объяснить деление скоплений на группы Оостерхофа делались неоднократно. Так, например, Сэндидж (1958б) рассмотрел следующую возможность.

Напишем соотношение теории газовых шаров, которому должны удовлетворять период пульсации Р и средняя плотность ρ пульсирующего газового шара:

(5.1)

где Q - постоянная пульсации. Если выразить ρ в единицах плотности Солнца и принять, что болометрическая поправка ВС = а(В - V) + b, lgТ_e = d(В - V) + е, где a, b, d, е - некоторые постоянные, а В - V > 0, то, учитывая известное соотношение (R - радиус звезды)

(5.2)

можно после соответствующих преобразований записать (5.1) в виде

(5.3)

Соотношение (5.3) показывает, что при постоянных значениях Р и массы зависимость между средней абсолютной величиной M_V пульсирующей звезды и ее средним показателем цвета В - V на диаграмме M_V, В - V представляется наклонной прямой линией, расположенной тем выше, чем больше Р (рис. 71). Подобные прямые, называемые линиями постоянного периода, можно строить как для переменных типа RR Лиры, так и для долгопериодических цефеид. Вертикальные прямые на рис. 71 ограничивают область показателей цвета, занимаемую, как мы уже знаем, переменными типа RR Лиры.

Рис. 71. Линии постоянного периода на диаграмме M_V ,В - V.

Допустим теперь, что в разных скоплениях А и В светимость звезд горизонтальной ветви, а значит, и переменных типа RR Лиры (расположенных на- рис. 71 в заштрихованных участках), несколько различна. Тогда в скоплениях с более высокой светимостью переменных типа RR Лиры будут больше и средние периоды этих переменных. Позже Сэндидж (1969а) привел дополнительные аргументы в пользу этой идеи. Можно ли таким образом объяснить деление скоплений на две группы, пока решить все же трудно. В следующей главе мы будем располагать большей информацией для суждения об этом.

Чрезвычайно любопытна выявленная в работе ван Альбады и Бейкера (1972) корреляция между относительным числом переменных типа RR Лиры n(RR)/N и относительным числом находящихся на голубом конце горизонтальной ветви звезд постоянного блеска n(b)/N, где N - общее число звезд горизонтальной ветви (рис. 72). Скоплениям группы II Оостерхофа соответствует область 1,0 > n(b)/N > 0,7 (левее скопления NGC 4147), скоплениям группы I - область 0,7 > n(b)/N > 0. При уменьшении n(b)/N от 1,0 до 0,0 значения n(RR)/N возрастают от 0 до 0,35, а затем убывают до нуля.

Известны многочисленные исследования переменности периодов переменных типа RR Лиры в шаровых скоплениях (см., например, Осборн, 1969) и попытки выяснения тенденции этих изменений.

Рис. 72. Зависимость между относительным числом переменных типа RR Лиры n(RR)/N и относительным числом находящихся на голубом конце горизонтальной ветви звезд постоянного блеска n(b)/N , где N - общее число звезд горизонтальной ветви (ван Альбада, Бейкер, 1972).

В одном и том же скоплении наблюдаются как случаи периодических изменений периодов и форм кривых блеска (эффект Блажко), так и случаи возрастания и уменьшения длины периода переменных.

Мартин (1938), исследовавший 38 переменных в скоплении ω Сеn, нашел, что в среднем их периоды возрастают на величину 〈ΔP〉 = +5^d · 10^-10 в сутки, т. е. на 0^d,2 за 10⁶ лет. По данным Бельзерене (1964), повторившей в 1960 г. работу Мартина, 〈ΔP〉 = +0^d,11 за 10⁶ лет. Преобладание положительных изменений периодов наблюдается и у переменных в скоплении М 15 (Ижак, 1957; Смит и Весселинк, 1977). По данным Ошвата (1957), в скоплении М 3 не наблюдается преобладающего возрастания периодов, подобного отмеченному в ω Сеn. Аналогичный вывод сделали Коутс и Сойер-Хогг (1969), исследовавшие изменения периодов переменных типа RR Лиры в скоплении М 5.

Сэндидж (1957в) пришел к выводу, что наблюдаемые изменения периодов переменных в М 3 в среднем в 20 раз превышают возможные изменения, основанные на расчетах изменений радиусов звезд в результате их эволюции. Таким образом, наблюдаемые изменения периодов, по-видимому, вызываются случайными причинами, являясь шумами, в которых тонут ничтожно малые систематические изменения, обусловленные физической эволюцией звезд (см., например, Кукаркин, 1973). И тем не менее, Бельзерене (1973) считает возможным допустить, в соответствии с теоретическими расчетами Ибена и Руда (1970б), что небольшое систематическое увеличение (в среднем) периодов переменных типа RRab в скоплении ω Сеn может носить эволюционный характер, несмотря на огромные шумы, накладывающиеся на эволюционные изменения. По порядку величины оно находится в соответствии с временем пересечения переменными типа RR Лиры области нестабильности на диаграмме lg(L/L_☉), lg T_e (см. рис. 93 в § 6.8).

Ибен (1972) связал наличие заметного эволюционного среднего изменения периодов у переменных в скоплении ω Сеn с тем, что это скопление имеет меньшее содержание металлов, чем М 3, у переменных которого это явление не обнаруживается. Уместно отметить, что скопление М 15, переменные которого меняют периоды так же, как переменные в ω Сеn, относится к скоплениям с наименьшим содержанием металлов, а скопление М 5 (без признаков эволюционных изменений периодов) более богато металлами, чем М 3 (см. § 6.7).

Рис. 73. Схематические зависимости амплитуда (А) - период (Р) для звезд типа RR Лиры в галактическом поле (наверху слева) и в шаровых скоплениях (Детре, 1955).

Различные авторы (например, Робертс и Сэндидж, 1955; Гейер, 1973) неоднократно исследовали зависимости между различными характеристиками (амплитудой и показателем цвета, амплитудой и периодом) переменных типа RR Лиры в шаровых скоплениях. На рис. 73 (Детре, 1955) схематически показаны зависимости амплитуда - период для переменных типа RR Лиры в разных шаровых скоплениях и в галактическом поле. Для каждого скопления указано общее число переменных типа RR Лиры с известными в то время периодами и процент переменных типа RRc среди них. В каждом скоплении зависимости однозначны, в поле однозначность нарушается. Создается впечатление, что в поле находится смесь переменных - или выходцев из разных скоплений или возникших в разное время и в разных условиях. Детре на основании своих диаграмм допускал возможность превращения звезд типа RRab в звезды типа RRc. Так или иначе, подобные зависимости, несомненно, еще сыграют свою роль при исследовании путей развития звезд шаровых скоплений.

Довольно долго считалось, что переменные типа RR Лиры в шаровых скоплениях не показывают зависимости между периодом и светимостью, сохраняя в каждом скоплении постоянную среднюю величину. Однако это справедливо не для всех скоплений. Как обнаружили Диккенс и Саундерс (1965), светимости переменных типа RRc и RRab в ω Сen определенно коррелируют с их периодом. Эти зависимости (вместе с соответствующими данными для М3) показаны на рис. 74 (Гейер, 1973).

Результаты определения светимости переменных типа RR Лиры в шаровых скоплениях будут рассмотрены в следующей главе, посвященной проблеме определения расстояний до шаровых скоплений.

Рис. 74. Зависимости между величинами (V) и периодами (Р) звезд типов RRc и RRab в скоплениях ω Сеn и М 3 (Гейер, 1973).

  в) Различия в содержании тяжелых элементов у переменных типа RR Лиры. Параметр ΔS. В 1959 г. Престон (1959) опубликовал результаты спектрального исследования 129 ярчайших переменных типа RR Лиры в поле Галактики. Введя параметр

(5.4)

где Sp (H) и Sp (К Са II) - спектральные классы звезды в минимуме блеска, определенные по линиям водорода и по линии К CaII соответственно, Престон обнаружил, что значения ΔS для разных звезд различны. У звезд с сильной линией К значения ΔS близки к 0, у звезд с очень слабой линией К - к 11. Для каждого из подтипов RRc и RRab с ростом периода увеличивается ΔS. Переменные с малыми значениями ΔS сильнее концентрируются к галактической плоскости и слабее - к галактическому центру, чем переменные с большими значениями ΔS.

Вслед за этим Престон (1961а) нашел по методу кривых роста содержание тяжелых элементов по отношению к водороду [m/Н] (где [m/Н] определяется выражением (3.64), в котором символ Fe можно заменить символом m) у трех переменных типа RR Лиры с сильной, промежуточной по интенсивности и слабой линией К CaII. Значения [m/Н] и ΔS для этих звезд оказались тесно коррелирующими друг с другом (см. табл. 5.2).

Звезда	DX Del	RR Lyr	X Ari
Δ S	2	6	10
[m/H]	-0,05	-1,25	-2,70

Эта работа открыла возможность определения в дальнейшем с помощью параметра ΔS изобилия тяжелых элементов у шаровых скоплений, содержащих переменные типа RR Лиры. В том же году Престон (1961б) получил значения ΔS для шести переменных типа RR Лиры в скоплениях М 5, М 15 и М 92, показавшие, что первое скопление (ΔS = 4) существенно богаче металлами, чем второе и третье (ΔS = 10).

  г) Переменные 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.

Рис. 75. Схематическая сводная диаграмма М_V, CI звезд семи шаровых скоплений (Арп, 1955б).

Впоследствии Арп (1955а, 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. Вдоль 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.

---

<< 5.1 Переменные звезды в рассеянных скоплениях | Оглавление | 6.1 Введение >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также: Черная дыра разрушает звезду: анимация Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Комета, скопления и туманности Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Все публикации на ту же тему >>