Свыше 100 лет тому назад С.Бейли, изучая шаровые скопления, открыл в них, помимо многочисленных звезд типа RR Лиры, небольшое количество цефеид с периодами, несколько превышающими 1^d, а также в интервале периодов от 10^d до 20^d. Поначалу не проводили серьезного различия между этими цефеидами и цефеидами галактического поля; Х.Шепли даже включил цефеиды шаровых скоплений в единую калибровку зависимости период - светимость. Как уже упоминалось, в 1940-е гг. Б.В.Кукаркин обратил внимание, что на больших Z-координатах число цефеид заметно превышает ожидаемое на основе известной скорости убывания пространственной плотности цефеид по мере удаления от плоскости Галактики. Выяснилось, что цефеиды на высоких Z-координатах имеют кривые блеска, отличающиеся от кривых блеска большинства цефеид Галактики при тех же периодах и сходные с кривыми блеска цефеид в шаровых скоплениях. На рисунке рис. 2.31 (Кукаркин, 1949) показаны стандартные кривые блеска цефеид с . Кривая А построена для цефеид вблизи плоскости нашей Галактики, кривая Б - для цефеид в Малом Магеллановом облаке, кривая В - для цефеид в больших галактиках Андромеды и Треугольника. Эти три кривые сходны. От них отличаются кривые Г (шаровые скопления) и Д (цефеиды на высоких галактических широтах), сходные между собой. Были обнаружены и спектральные отличия таких цефеид от обычных: для цефеид сферической составляющей характерно появление водородной эмиссии на восходящей ветви кривой блеска, в то время как у большинства цефеид, примерно на тех же фазах, появляется эмиссия Ca II.

Рис. 2.31.   Стандартные кривые блеска различных выборок цефеид (по Б.В.Кукаркину).

         К сожалению, при периодах от 1 до 5 суток кривые блеска классических цефеид и цефеид сферической составляющей трудно отличить, а эмиссии в спектре не проявляются. Отделить звезды одного типа от другого в этом диапазоне периодов затруднительно. Уверенно удается классифицировать такие звезды лишь в том случае, если они находятся очень далеко от галактической плоскости.

         Среди цефеид сферической составляющей долгопериодической группы можно указать объекты, обладающие, при близких значениях периода, кривыми блеска, значительно отличающимися по форме. Предложено несколько вариантов разделения звезд типа CWA на группы по форме кривой блеска. Наибольшее распространение получила классификация, разработанная в 1967г. К.Кви и основанная на форме кривой блеска в лучах V. Он разделил все звезды типа W Девы долгопериодической группы на два подкласса - "цефеиды с гребешками" (crested Cepheids) и "цефеиды с плоской вершиной" (flat-topped Cepheids). Первые из них показывают хорошо выраженный максимум и внушительный горб на нисходящей ветви кривой блеска, а вторые долго остаются вблизи максимального блеска, так что точный момент максимума для них определить затруднительно. Эту классификацию иллюстрирует рис. 2.32.

Рис. 2.32.   Кривые блеска "цефеид с гребешками" (слева) и "цефеид с плоской вершиной" (справа).

         Распределение цефеид сферической составляющей по значению периода (как для звезд поля, так и для звезд шаровых скоплений) имеет два хорошо выделяющихся пика (при и при ). Это обстоятельство может иметь определенный эволюционный смысл. Звезды первой группы нередко называют переменными типа BL Геркулеса, а звезды второй группы - переменными типа W Девы. Выбор прототипа BL Her представляется не вполне удачным, эта звезда имеет содержание тяжелых элементов в атмосфере, необычно высокое для цефеид сферической составляющей. В ОКПЗ все эти звезды относят к типу W Девы, с двумя подтипами - CWA (долгопериодические) и CWB (короткопериодические). Границу между подтипами, в сущности, можно провести при любом периоде от 8 до 10 суток, поскольку в этом интервале периодов практически нет цефеид сферической составляющей. Яркую, близкую к Солнцу цефеиду k Павлина, с P = 9^d.1, не удается уверенно отнести к классическим цефеидам или цефеидам сферической составляющей.

         Чтобы попытаться понять, каково эволюционное место звезд типа W Девы, естественно обратиться к шаровым скоплениям. Если нанести на характерную диаграмму цвет - величина шарового скопления полосу нестабильности и средние положения звезд типа CW, окажется, что эти звезды не лежат ни на одной из основных последовательностей (к которым я здесь отношу главную последовательность, последовательность субгигантов и гигантов, горизонтальную ветвь, асимптотическую ветвь, а также область белых карликов). В связи с этим мы несколько расширим тему обсуждения и поговорим не только о звездах типа W Девы, но вообще о звездах, не укладывающихся на основные последовательности на диаграммах цвет - величина шаровых скоплений. Такие звезды на диаграммах, полученных из наблюдений, могут, конечно, быть звездами ближнего и дальнего фона, на самом деле скоплениям не принадлежащими. В основном это звезды ближнего фона, их число возрастает с ростом показателя цвета (B - V)₀. Среди красных звезд, не попадающих на основные последовательности, можно ожидать преобладания звезд фона. В других областях диаграммы, однако, несомненно присутствуют члены скоплений, не укладывающиеся на основные последовательности.

         Мы рассмотрим три группировки звезд, не лежащих на основных последовательностях. На рисунке 2.33 они обозначены римскими цифрами I, II, III.

Рис. 2.33.  Звезды вне основных последовательностей на диаграммах цвет - величина шаровых скоплений.

         В области I лежат так называемые "blue stragglers". Английское слово "straggler" означает отставшего солдата, отставший корабль, попросту бродягу. Общепринятого русского термина нет. В литературе встречаются названия "звезды-дезертиры", "голубые бродяги" (последний термин при современном словоупотреблении вообще стал звучать рискованно). Между собой исследователи, разумеется, употребляют уродливое словечко "страгглеры", которое теперь, пожалуй, можно считать литературным, поскольку В.Л. Страйжис рискнул ввести его в своей книге "Звезды с дефицитом металлов" на русском языке. Такие звезды впервые были замечены в 1950-е гг. в шаровом скоплении M 3 (см. рис. 2.24 в предыдущем разделе). Длительное время считалось, что скопления, обладающие страгглерами, находятся в явном меньшинстве: к M 3 вскоре присоединилось скопление M 71, где, однако, диаграмма цвет - величина сильно засорена звездами фона, а других подобных скоплений никак не удавалось найти. При этом оставалось неясным, чем скопления со страгглерами отличаются от скоплений без страгглеров. Потом звезды на высокотемпературном продолжении главной последовательности были неожиданно обнаружены в скоплении w Центавра, причем это открытие поучительно. В скоплении были обнаружены три переменные звезды типа SX Феникса (о таких звездах мы будем говорить в одной из следующих лекций), и оказалось, что все они находятся в области голубых страгглеров, хотя о наличии страгглеров в данном скоплении до этого не догадывались. Еще несколько лет спустя были получены диаграммы Герцшпрунга - Рессела для центральных областей двух "рыхлых" шаровых скоплений, NGC 5053 и NGC 5466. Оказалось, что в этих зонах содержится очень много "звезд-дезертиров". С развитием ПЗС-фотометрии удалось получить диаграммы цвет - величина для центральных областей многих скоплений. Очень часто там выявляются страгглеры. Пожалуй, аномалия M 3 теперь заключается только в том, что в этом скоплении страгглеры достаточно широко представлены и в областях, достаточно далеких от центра.

         Группа звезд, помеченная римской двойкой, значительно хуже изучена. В 1972г. М.Симода и К.Таникава сообщили об обнаружении поразительно равномерного (по числу звезд) продолжения голубой части горизонтальной ветви в скоплении M 13, до V ~ 19^m (в то время как область пробела Шварцшильда в этом скоплении имеет V ~ 14^m.9). В этой работе голубые звезды отбирались на блинк-микроскопе, а показатели цвета не измерялись, поэтому точное положение последовательности на диаграмме цвет - величина установлено не было. С тех пор у многих скоплений "группы M 13" (мы говорили в прошлом разделе об этой группе шаровых скоплений, характеризующихся экстремально голубыми горизонтальными ветвями при низкой, но не экстремально низкой, металличности) было выявлено продолжение горизонтальной ветви в сторону слабых звезд вплоть до уровня точки поворота главной последовательности. Такая горизонтальная ветвь скорее заслуживает названия "вертикальная ветвь"!

         Третья группа звезд лежит на диаграмме цвет - величина в области над горизонтальной ветвью. Как раз в этой области расположены цефеиды шаровых скоплений, так что можно сказать, что звезды в области III, несомненно, принадлежащие скоплениям, известны со времен Бейли, когда, впрочем, не имели понятия о положении цефеид на диаграмме цвет - величина. Но в области III есть и постоянные звезды. В 1972г. Р.Зинн, Э.Ньюэлл и Дж.Гибсон опубликовали каталог 156 звезд, переменность подавляющего большинства которых не известна (лишь несколько звезд - известные цефеиды), в 27 шаровых скоплениях. Звезды для этого каталога отбирались по признаку высокого блеска в лучах U. В этой полосе ветвь гигантов и горизонтальная ветвь характеризуются примерно одинаковой звездной величиной, а более яркие звезды относятся к области III на нашей диаграмме. Скопления каталога Зинна и др. - это только объекты, доступные для наблюдений на широте Калифорнии. По фотографическим снимкам в лучах U звезды для каталога отбирались просто под микроскопом. Способ отбора звезд определил предложенное для них название - "UV-bright stars". Здесь речь идет не о наличии каких-либо особенных ультрафиолетовых избытков, а просто о том, что в ультрафиолете рассматриваемые звезды являются самыми яркими звездами своих скоплений. Впоследствии "UV-bright stars" выявили и в южных шаровых скоплениях. Шансы обнаружить новые переменные звезды с большой амплитудой среди "UV-bright stars" невелики, именно у этих звезд в шаровых скоплениях переменность выявляется легко, и неоткрытых переменных осталось немного.

         Коротко рассмотрим теперь вопрос об интерпретации выделенных нами трех группировок звезд. Начнем с голубых страгглеров. Их присутствие в скоплениях не может быть связано попросту с неодновременным образованием звезд в скоплениях и с последующим неодновременным уходом их с главной последовательности: тогда оказалась бы попросту размыта точка поворота, что в шаровых скоплениях не наблюдается. (Такая картина, однако, выявлена в некоторых карликовых сфероидальных галактиках; в отличие от шаровых скоплений, в таких галактиках звездообразование было длительным по сравнению с возрастом объектов.) Само положение "звезд-дезертиров" на диаграмме Герцшпрунга - Рессела подсказывает, что это могли бы быть звезды, по каким-то причинам задержавшиеся на главной последовательности. Одной из причин может быть быстрое вращение звезды вокруг оси, вызвавшее циркуляционные токи, обусловившие перемешивание вещества внутри звезды. Эволюционный трек звезды, которая все время за счет перемешивания сохраняет однородность химического состава, остается близок к начальной главной последовательности. Применимо ли это объяснение к шаровым скоплениям, неясно. Имеется лишь нечеткое указание на наблюдательный факт, относящийся не к шаровому скоплению, а к довольно родственному объекту - старому рассеянному скоплению M 67. В 1964г. Дж.Хербиг сообщил на конференции, что некоторые страгглеры в этом скоплении показывают высокие значения скорости осевого вращения v sin i. В 1980-е гг. я спросил Хербига, почему за этим сообщением не последовало подробной публикации - не было ли выявлено какой-либо ошибки? Хербиг ответил, что мой вопрос застал его врасплох, но он вспоминает, что некто забрал у него соответствующие спектральные снимки, вызвавшись довести работу до конца. Кто это был, вспомнить ему не удалось.

         В связи с этой почти детективной историей расскажу об одном несерьезном объяснении "голубых дезертиров". Как-то раз в дружеской беседе с А.С. Расторгуевым мы попытались подойти к проблеме как раз с точки зрения сыска, задав себе вопрос: "Кому выгодно?" Ответ очевиден - цивилизации выгодно, чтобы ее звезда не уходила с главной последовательности в область красных гигантов и не вызывала этим проблем с выживанием цивилизации. Старые цивилизации шаровых скоплений, имеющие к тому же, вероятно, хорошие возможности для обмена информацией друг с другом, могли научиться удерживать свои звезды на главной последовательности (да хотя бы и "раскрутив" звезду). Я рассказал эту шутку В.Л. Страйжису, а он, вероятно, забыл, откуда у него эта идея, и опубликовал ее в книге "Звезды с дефицитом металлов" без ссылки. Нам тем более обидно, что юмористические идеи случается производить реже, чем научные.

         Если непрерывное звездообразование, длившееся в течение продолжительного срока, не является пригодным объяснением, страгглеры могли бы быть звездами второго поколения в скоплениях. По современным представлениям, на стадии красного гиганта, а возможно и во время гелиевой вспышки, звезды должны терять массу с поверхности. Даже если считать, как это есть некоторые основания делать, что диффузное вещество эффективно "выметается" из скоплений при прохождении через галактическую плоскость, все равно время между двумя прохождениями через плоскость достаточно велико (порядка 10⁸ лет, что нетрудно оценить по закону Кеплера), а за это время звезды скопления успевают сбросить несколько десятков солнечных масс диффузного вещества. Неясно, правда, может ли это вещество эффективно собираться в центральных областях скопления и порождать звездообразование или хотя бы аккрецировать на звезды главной последовательности, повышая их массу. Попытки прямого наблюдения проявлений газового вещества в шаровых скоплениях в радиодиапазоне или в оптике были в целом малоудачными, но вопрос пока не закрыт.

         Наконец, самое популярное сейчас объяснение связывает голубые страгглеры с тесными двойными системами. При эволюции таких звезд первая ушедшая с главной последовательности звезда пары быстро заполняет свой лепесток полости Роша и перетекает на первоначально менее массивный компонент. Так можно в благоприятном случае практически удвоить массу звезды в точке поворота главной последовательности, что приведет к возрастанию блеска не более чем на 2^m.5. Эта величина не вполне достаточна, если мы хотим интерпретировать все "звезды-дезертиры", как в шаровых, так и в рассеянных скоплениях, но если ограничиться шаровыми скоплениями, никаких проблем не возникнет. Становится ясной и причина явной концентрации страгглеров к центральным областям скоплений: она связана с динамической эволюцией скоплений. Отметим, что прямые наблюдательные свидетельства в пользу двойственности страгглеров немногочисленны и появились лишь в последнее время.

         Что касается области II, то не вполне понятно, следует ли здесь говорить о звездах вне основных последовательностей или об аномальной форме одной из основных последовательностей - горизонтальной ветви. Напомним, что начальная горизонтальная ветвь - последовательность, упорядоченная по массе, ее высокотемпературный конец занимают наименее массивные звезды. У таких звезд может не хватить массы для последующего подъема на асимптотическую ветвь, и они, слегка приподнявшись над начальной горизонтальной ветвью, сразу начнут скатываться вниз, в область белых карликов. Эти треки также пройдут через область II.

         Переходим теперь к самой интересной для нас области III. Именно к ней принадлежат цефеиды шаровых скоплений. Наблюдения показывают, что цефеиды встречаются далеко не во всех шаровых скоплениях, а только в скоплениях со сравнительно низкой металличностью и с хорошо развитым голубым участком горизонтальной ветви на диаграмме цвет - величина. Мы видели, что цефеиды четко делятся на две группы по продолжительности периода. По крайней мере часть звезд короткопериодической группы (CWB) можно интерпретировать как звезды, закончившие эволюцию на голубом участке горизонтальной ветви и пересекающие полосу нестабильности по пути направо, к основанию асимптотической ветви. Их светимость в полосе нестабильности несколько выше, чем у переменных типа RR Лиры, а периоды вполне должны соответствовать короткопериодической группе цефеид сферической составляющей. Одно время пытались даже выделить звезды на этом эволюционном этапе в особую последовательность - "надгоризонтальную" (suprahorizontal) ветвь. Связь звезд такой природы со скоплениями, имеющими развитый голубой участок горизонтальной ветви, удивления не вызывает.

         Современная интерпретация долгопериодической группы (CWA) цефеид сферической составляющей ведет начало с пионерских расчетов эволюции на асимптотической ветви шаровых скоплений, выполненных в 1970-е гг. М.Шварцшильдом и Р.Хермом; их результаты впоследствии были уточнены другими исследователями (Дж.Менджел, Р.Джингольд). Напомним, что на асимптотической ветви основную роль играет гелиевый слоевой источник энергии. Оказалось, что гелий в этом источнике "горит" не равномерно, а последовательными вспышками. В расчетах Шварцшильда и Херма большинство моделей оставались близко к асимптотической ветви и во время вспышек, и вне вспышек, но модели с наиболее высоким содержанием гелия в атмосфере и самой низкой полной массой описывали петли, заходящие в полосу нестабильности. Малая масса моделей, которые могут попадать в полосу нестабильности, в целом согласуется с представлениями, что самая низкая масса на горизонтальной ветви приходится на ее голубой конец, и с наблюдательным фактом, что именно в скоплениях с голубой горизонтальной ветвью встречаются цефеиды. В первых расчетах петель получалось много. Более поздние расчеты сократили количество петель и показали, что, в зависимости от массы, модели окончательно уходят с горизонтальной ветви, также пересекая полосу нестабильности, на разном уровне по светимости (чем выше масса, тем выше светимость).

         Против подобной интерпретации звезд типа CWA выдвигалось два возражения. Во-первых, в этой схеме цефеиды шаровых скоплений не могут быть массивнее, чем звезды типа RR Лиры в тех же скоплениях. Однако в 1971г. Б.В.Кукаркин и Ю.В.Ворошилов указали, что звезды типа W Девы сильнее концентрируются к центру скоплений, чем звезды типа RR Лиры, и интерпретировали свой результат как следствие динамической эволюции шаровых скоплений и более высокой массы цефеид по сравнению с переменными типа RR Лиры. Такой вывод создает непреодолимые трудности для понимания феномена цефеид в шаровых скоплениях. Пришлось бы считать звезды типа W Девы либо особым случаем эволюции, который относится не ко всем звездам и пока не понят теорией (тогда цефеидами могли бы становиться звезды, не побывавшие на горизонтальной ветви), либо интерпретировать их как объекты второго поколения звезд шаровых скоплений. В качестве "особого случая эволюции" нас не устроят механизмы, связанные с переменой ролей в двойных системах: предельных двух с половиной величин поярчания звезд главной последовательности для будущих цефеид недостаточно, да и указаний на двойственность цефеид сферической составляющей мало (кроме упоминавшегося на прошлых лекциях случая AU Peg, IX Cas и TX Del). Но результат Кукаркина и Ворошилова не был очень уверенным. Цефеид в скоплениях мало, и авторы получили свой вывод по 16 шаровым скоплениям, объединенным в одно синтетическое скопление. Результат очень чувствителен к способу приведения скоплений к одному масштабу. А.С.Расторгуев, пытавшийся выполнить эту процедуру корректно, несколько раз менял свой вывод относительно правильности результата Кукаркина и Ворошилова и так и не опубликовал свою работу.

         Мы подробнее обсудим вопрос о "массивных" цефеидах в шаровых скоплениях несколько позднее, в связи со звездами типа BL Boo.

         Вторая проблема может быть связана со скоростью изменения периодов. Можно "прикинуть" минимальную скорость изменения периода звезды типа CWA, воспользовавшись приближенными формулами, приведенными в предыдущих разделах. Самым "медленным" треком оказывается трек окончательного ухода с горизонтальной ветви; светимость на этом треке в полосе нестабильности почти постоянна, и формулу (2.3) можно взять в виде . По трекам из литературы для цефеиды с P = 15^d получается минимальная оценка сут/год, что, конечно, вполне обнаружимо и не идеально согласуется с наблюдательными результатами А.С. Расторгуева и канадской исследовательницы К. Кутс-Клеман 1970-х гг. Остается подождать результатов обширного исследования изменяемости периодов цефеид шаровых скоплений, которое сейчас проводит по своей отработанной методике Л.Н.Бердников.

         После того как в 1952г. В.Бааде не смог обнаружить звезды типа RR Лиры в галактике Андромеды, стало ясно, что прежде неявно принимавшееся предположение об общей зависимости период - светимость для цефеид как плоской, так и сферической составляющей не может быть верным. Напомним, что Бааде сделал вывод, что звезды типа RR Лиры в M 31 на 1^m.5 слабее, чем ожидали на основании наблюдаемых величин классических цефеид в этой галактике, а величины цефеид сферической составляющей жестко привязаны к величинам звезд типа RR Лиры - и те, и другие переменные встречаются в одних и тех же шаровых скоплениях. В результате цефеиды сферической составляющей, при равных периодах, оказались на 1^m.5 слабее классических цефеид, и зависимость период - светимость "раздвоилась". В качестве примера приведем зависимость период - светимость для переменных типа W Девы по данным Б.В.Кукаркина и А.С.Расторгуева (1973).

                                                         M_V = -0.26 - 1.12 lg P (lg P < 1.14),
                                                         M_V = +2.66 - 3.89 lg P (lg P > 1.14).

         Знание светимости позволяет успешно изучать кинематику переменных типа W Девы в Галактике. Однако этих звезд не слишком много, что снижает достоверность результатов. Интересно, что в подобных исследованиях оказывалось, что звезды типа W Девы имеют намного более "спокойную" (в смысле дисперсии скоростей) кинематику по сравнению с шаровыми скоплениями. Это несколько неожиданный результат: мы видели, что цефеиды встречаются только в скоплениях с низким содержанием металлов, и можно было бы считать цефеиды еще более характерным населением гало, однако их кинематика более сходна с объектами промежуточной составляющей. Вероятно, выборка переменных типа CW засорена классическими цефеидами или переменными других типов.

         Как известно, значительное сходство с шаровыми скоплениями имеют карликовые сфероидальные галактики в Драконе, Скульпторе, Малой Медведице и др. Эти системы сходны с шаровыми скоплениями по богатству звездами. Их диаграммы цвет - величина показывают, как и у шаровых скоплений, ветвь гигантов, горизонтальную ветвь. Есть, правда, и аномалии диаграмм Герцшпрунга - Рессела. Так, галактика в Драконе, объект очень низкой металличности, сравнимой с самыми бедными металлами шаровыми скоплениями Галактики, обладает красной горизонтальной ветвью. Диаграмма цвет - величина карликовой галактики в созвездии Печи явно показывает сосуществование населений разного происхождения. Эта галактика известна и тем, что, будучи сама похожа на шаровое скопление, она обладает несколькими собственными шаровыми скоплениями поменьше. По структурным характеристикам карликовые сфероидальные галактики отличаются от шаровых скоплений тем, что, не подвергаясь действию "приливного ножа" Галактики, они "расползаются" на весьма большой объем и показывают низкую концентрацию звезд к центру.

         В нескольких карликовых сфероидальных галактиках (в Драконе, Скульпторе, Малой Медведице, в системе Лев II) выявлены в немалых количествах звезды типа RR Лиры. Есть там и цефеиды. Интересно, что зависимость период - светимость для этих цефеид довольно заметно отличается от зависимости период - светимость для звезд типа W Девы нашей Галактики в том смысле, что при данной светимости переменные в карликовых галактиках имеют меньшие периоды. И вновь, уже не в первый раз, для таких звезд предложили название "аномальные цефеиды". Если для обычных звезд типа W Девы их периоды и светимости в общем согласуются с представлениями о том, что по своему эволюционному месту эти звезды находятся на стадии перехода на асимптотическую ветвь либо ухода с асимптотической ветви на петли или окончательно, то для "аномальных цефеид" наиболее естественной интерпретацией, как мы сейчас увидим, является предположение массы ~2M_? при крайне низкой металличности.

         В 1995г., во "внегалактическом" томе ОКПЗ, для "аномальных цефеид" был введен тип BL Волопаса (BLBOO). Прототип - звезда нашей Галактики, один из сравнительно немногочисленных примеров переменных звезд шаровых скоплений, обозначенных в системе ОКПЗ. История самой переменной BL Boo рельефно показывает проблемы, долгое время возникавшие на стыке ОКПЗ и каталога переменных звезд в шаровых скоплениях. Эту звезду открыл в 1961г. Н.Е.Курочкин, проводивший поиск переменных звезд в широких окрестностях шарового скопления NGC 5466. Курочкин ошибочно отнес новую переменную к затменным. Хотя он указал, что звезда находится в области короны скопления, на возможную принадлежность звезды к шаровому скоплению составители ОКПЗ не обратили внимания - в те годы считалось, что в шаровых скоплениях затменных переменных не бывает. Звезда получила обозначение BL Boo, о ее расположении в шаровом скоплении первоначально даже ничего не было сказано в примечаниях в ОКПЗ. Через несколько лет поиск новых переменных в самом скоплении NGC 5466 проводила Т.И.Грызунова. Она нашла ту же звезду во второй раз, правильно отнесла ее к пульсирующим и определила примерно правильное значение периода (0^d.82). Итак, по своему периоду эта звезда подобна переменным типа RR Лиры. Но она ярче звезд типа RR Лиры в NGC 5466 примерно на 1^m.5. Насколько известно, составитель каталога переменных звезд в шаровых скоплениях Х.Сойер Хогг о звезде Грызуновой узнала из письма Б.В.Кукаркина, который писал, что звезда вряд ли является членом скопления. В 3-м издании каталога Сойер Хогг звезда названа V19 в NGC 5466, причем сведения о ней сопровождает значок "f" - звезда поля. Отнесение этой переменной к звездам поля в каталоге Сойер Хогг не только не заставило составителей ОКПЗ задуматься о включении ее в свой каталог, но даже и не побудило проверить, нет ли ее уже в ОКПЗ. В те годы явно существовала практика невключения в ОКПЗ звезд в видимых границах шаровых скоплений. Тождественность V19 (NGC 5466) и BL Boo установили в 1976г. Р.Зинн и К.Дан после того, как они же доказали по лучевой скорости принадлежность ее к скоплению!

         Пульсационная теория позволяет не только грубо оценить массу "аномальных цефеид" по виду зависимости период - светимость, но и более непосредственно выполнить оценку масс отдельных звезд этого типа при известных эффективной температуре, светимости, ускорении силы тяжести на поверхности. Такая работа впервые была выполнена Р.Зинном и Л.Сирлем в 1976г. по спектрограммам 5 "цефеид" галактики в Драконе. Оценка массы зависит от того, в какой моде, по нашему предположению, пульсирует звезда. В следующей таблице представлены полученные Зинном и Сирлем массы цефеид, выраженные в единицах массы Солнца, в различных предположениях относительно моды пульсаций.

Звезда	Основной Тон	1-й обертон	2-й обертон
V134	2.15	1.28	0.84
V141	1.73	1.05	0.61
V157	1.28	0.77	0.40
V194	1.84	1.12	0.55
V204	1.80	1.07	0.71

Авторы применили аналогичную методику к звездам типа RR Лиры той же галактики и получили достаточно стандартный результат (около 0.5 масс Солнца). По их мнению, остается 5 вариантов объяснения результатов, а значит, интерпретации природы аномальных цефеид.

         Авторы применили аналогичную методику к звездам типа RR Лиры той же галактики и получили достаточно стандартный результат (около 0.5 масс Солнца). По их мнению, остается 5 вариантов объяснения результатов, а значит, интерпретации природы аномальных цефеид.

1. Аномальные цефеиды пульсируют во втором обертоне. Тогда легко "подогнать" массы так, что массы аномальных цефеид окажутся меньше масс звезд типа RR Лиры, и тогда можно считать аномальные цефеиды находящимися на эволюционной стадии после горизонтальной ветви. Следует иметь в виду, однако, что пульсационная теория для масс из последнего столбца таблицы не предсказывает пульсаций во втором обертоне.
   
   
2. Аномальные цефеиды действительно массивнее, чем звезды типа RR Лиры. Этому нужно найти причину. Можно предположить, что цефеиды массы не теряли, а звезды типа RR Лиры потеряли большое количество вещества. Чтобы звезда с массой порядка двух солнечных стала цефеидой, нужно ~10⁹ лет. Значит, таким должен быть и возраст карликовых галактик, что современными данными, полученными уже после опубликования рассматриваемой работы, полностью исключается. Но и если бы можно было принять такой возраст, нужно было бы объяснить, почему большинство звезд теряет много массы, а единичные звезды - очень мало (в системе Дракона 5 аномальных цефеид приходятся примерно на 250 звезд типа RR Лиры).
   
   
3. Может быть, аномальные цефеиды вовсе не принадлежат карликовым галактикам, а являются объектами ближнего фона? Зинн и Сирль показали, что аномальные цефеиды концентрируются к центру карликовых галактик. Кроме того, в галактическом поле звезды с соответствующими периодами - очень большая редкость. Таким образом, эту третью гипотезу можно отвергнуть.
   
   
4. Аномальные цефеиды действительно массивнее, чем звезды типа RR Лиры, поскольку являются продуктом слияния тесных двойных систем. Затем слившиеся звезды становятся цефеидами, в сущности, по схеме классических цефеид. Комментируя эту гипотезу, Зинн и Сирль отмечают, что остается только неясным, почему в шаровых скоплениях известна только одна аномальная цефеида (BL Boo), а в карликовых сфероидальных галактиках их достаточно много. Если учитывать только самые бедные металлами шаровые скопления (ведь и галактика в Драконе очень бедна тяжелыми элементами), то на единицу массы в шаровых скоплениях окажется почти на два порядка меньше аномальных цефеид, чем в галактике в Драконе (конечно, статистика для такого рассуждения непозволительно мала). С точки зрения сегодняшних знаний, пожалуй, можно предложить ограничить выборку скоплений не по металличности, а по массе или по концентрации звезд к центру (и NGC 5466, и система в Драконе - объекты низкой концентрации), в естественном предположении, что на образование и выживание двойных систем влияет динамическая эволюция. Тогда отмеченное Зинном и Сирлем противоречие особенно серьезным не покажется. Не вполне ясно, однако, отличие в отношении встречаемости аномальных цефеид между двумя Магеллановыми Облаками: в ММО их много, а в БМО - практически нет. Заметим, что в поле нашей Галактики мы не очень-то умеем отличать аномальные цефеиды от пульсирующих звезд других типов, поскольку недостает объективных критериев оценки светимости, независимых от зависимости период - светимость. Для отдельных звезд поля (скажем, для XZ Cet) гипотеза об их принадлежности к звездам типа BL Boo высказывалась.
   
   
5. Можно, наконец, предположить, что аномальные цефеиды массивнее звезд типа RR Лиры, потому что моложе. Это эквивалентно допущению, что со времени рождения карликовой галактики ~10¹⁰ лет тому назад и по крайней мере до времени ~10⁹ лет назад в ней продолжалось звездообразование. Главная трудность этой гипотезы заключается в том, что неясно, как удержать нужное количество газа в системе и сконденсировать его в звезды. Газ, теряемый звездами через звездный ветер, будет уходить из системы, скорость ухода невелика. Для обхода этой трудности выдвигалось предположение, что карликовые галактики возникли при фрагментации галактики большего размера и большей массы, содержавшей газ, который не мог ее покинуть; образование звезд, которые мы теперь наблюдаем как аномальные цефеиды, также могло произойти до фрагментации.

         Зинн и Сирль считали предпочтительными две последние гипотезы.

         Следует обратить внимание, что все рассмотренные выше соображения применимы и к цефеидам сферической составляющей, если не соглашаться с представлениями об их эволюционной стадии после горизонтальной ветви и считать их более массивными, чем звезды типа RR Лиры. Удержать газ в шаровых скоплениях, быть может, еще труднее, чем в карликовых сфероидальных галактиках, поскольку существуют механизмы удаления газа из скопления при прохождения скопления, в его орбитальном движении в Галактике, через галактическую плоскость. Нужно также иметь в виду, что диаграммы Герцшпрунга - Рессела таких карликовых галактик, как система в Печи, явственно свидетельствуют о наличии в них, наряду с многочисленными старыми, и более молодых звезд; таких свидетельств диаграммы цвет - величина шаровых скоплений, вообще говоря, не показывают.