Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу 8.1 Характеристики шаровых скоплений

Лекция 8. Шаровые звёздные скопления

8.1 Характеристики шаровых скоплений

Шаровые звёздные скопления характеризуются сферической или несколько сплюснутой формой и числом звёзд от десятков тысяч до миллионов. Шаровые скопления являются одними из самых древних наблюдаемых объектов с хорошо определяемыми возрастами. Поэтому они могут дать нижнюю оценку возраста Вселенной и несут информацию о ранних стадиях эволюции Галактики. Эти объекты наблюдаются и в других галактиках, вплоть до очень далеких в скоплении галактик в Деве.

Функция интегральной светимости - шаровых скоплений нашей ГалактикиТак как шаровые скопления имеют, из-за удаленности всех этих объектов от Солнца, малые угловые размеры, их можно фотометрировать целиком, получая интегральные звёздные величины и показатели цвета. Самое яркое на небе шаровое скопление ω Cen ≡ NGC 5139 имеет интегральную видимую звёздную величину V = +3m.6 и абсолютную интегральную величину MV ≈ -10m. Одно из самых скромных по размерам и числу звёзд шаровых скоплений NGC 6366 имеет абсолютную интегральную звёздную величину MV ≈ -5m. Частотное распределение оценок интегральных светимостей - функция интегральной светимости - шаровых скоплений нашей Галактики, построенная по современным данным, показана на рис. 8-1. Распределение несколько асимметрично и имеет моду (максимум) около MV ≈ -7m. Этому значению соответствует масса 2 ≈ 105М¤ . Очень похоже, что начальная функция светимости шаровых скоплений - распределение по интегральным абсолютным звёздным величинам с учетом разрушившихся со временем скоплений - является универсальной для многих, по крайней мере, близких галактик. Поэтому построение частотного распределения интегральных звёздных величин шаровых скоплений в других галактиках - хороший метод оценки модулей расстояния до этих объектов.

Иногда, чтобы охарактеризовать шаровые скопления, используют интегральные спектральные классы, классифицируя спектры их интегрального излучения как спектры отдельных звёзд. При этом оказывается, что шаровые скопления имеют спектральные классы от F2 до G4.

Тщательные поиски этих объектов привели к тому, что в настоящее время насчитывается 154 - 157 шаровых скоплений, принадлежащих нашей Галактике. Неопределенность количества шаровых скоплений вызвана тем, что несколько далеких скоплений могут оказаться старыми рассеянными скоплениями, что требует их дополнительного тщательного анализа. Не открыто, по-видимому, не более десятка шаровых скоплений, так что большинство шаровых скоплений Галактики в настоящее время известны. Последние масштабные наблюдения в ИК-области (обзоры 2MASS и GLIMPSE) приводят к открытию новых шаровых скоплений, так что их число увеличивается в основном за счёт центральных областей Галактики.

Так как шаровые скопления немногочисленны, их каталоги обновляются достаточно часто. Одним из последних каталогов является каталог Харриса, вышедший в 1996г. Последнюю его электронную версию (2006г.) можно посмотреть на сайте Страсбургского центра звёздных данных. Фундаментальные астрофизические параметры и элементы галактических орбит многих шаровых скоплений, вычисленные на основе наблюдательных данных из каталога Харриса и других публикаций, можно найти в каталоге Борковой и Марсакова (2000).

Исследование шаровых скоплений является быстро развивающейся областью астрономии. Широкое применение ПЗС-приемников и наблюдения с камерами космического телескопа имени Хаббла в последние два десятилетия резко увеличили доступный исследователям объем информации об этих объектах. В частности, с помощью телескопа Хаббла удалось разложить на звёзды плотные ядерные области многих шаровых скоплений, что невозможно было сделать с телескопами, расположенными на поверхности Земли.

В 1927 году Шепли и Сойер ввели ставшую общепринятой систему классификации шаровых скоплений, разбив эти объекты по степени видимой концентрации звёзд к центру скопления на 12 классов, обозначаемых римскими цифрами. Для этого разбиения была использована серия снимков, полученных на одном телескопе. К I классу отнесены наиболее концентрированные, а к XII - наименее концентрированные системы. Естественно, эта классификация несколько зависит от масштаба изображений и проницающей силы приборов.

Шаровые скопления отличаются друг от друга своей формой. Видимая форма характеризуется эллиптичностью, в качестве меры которой принимают отношение (a - b)/a где a и b есть наибольший и наименьший диаметры изображения скопления. Так как скопления не имеют четкой границы, то в качестве таких диаметров принимают диаметры либо одной из внешних изофот изображений скоплений, либо диаметры линии равной плотности, определяемой из звёздных подсчётов. Большинство шаровых скоплений имеют эллиптичности от 0.1 до 0.2. В Галактике есть лишь одно скопление, NGC 6273, имеющее эллиптичность 0.4. Однако, поскольку мы наблюдаем проекции скоплений на небесную сферу, истинные эллиптичности могут быть несколько больше наблюдаемых. Эллиптичность, вероятно, является следствием вращения скоплений.

Звёздный состав шаровых скоплений отличается от звёздного состава рассеянных скоплений. Различие это объясняется прежде всего большими возрастами шаровых скоплений. В частности, для шаровых скоплений характерны определенные типы переменных звёзд. Всего в настоящее время в шаровых скоплениях Галактики открыто около трех тысяч переменных. Большинство из них переменные звёзды типа RR Лиры, причем около 30% лирид относятся к подклассу RRc (синусоидальная кривая блеска), а остальные - к RRab (асимметричная кривая блеска). Эти подтипы соответствуют двум пульсационным тонам колебаний оболочек звёзд - 1-му обертону и основному тону, соответственно. Еще имеется около 120 переменных типа SX Феникса, 60 пульсирующих переменных типа W Девы и RV Тельца, хотя переменные этих типов встречаются и не во всех скоплениях.

Интересной особенностью переменных типа RR Лиры, открытой независимо Хахенбергом и Оостерхофом, является различие в частотном распределении периодов этих переменных в разных скоплениях. По распределениям этих периодов шаровые скопления разбиваются на две хорошо выраженные группы, которые теперь называют группами или классами Оостерхофа.

Таблица 8-1

Класс Оостерхофа I II
Группа Короткопериодическая Длиннопериодическая

Средний период

(дней)

с (86)

0.32 ± 0.06

аb (413)

0.55 ± 0.02

с (156)

0.37 ± 0.02

аb (175)

0.65 ± 0.03

n(c)/n(ab+c) 0.18 0.47
В таблице 8-1 приведены средние значения периодов переменных RRab и RRc по данным ван Агта и Оостерхофа (в скобках указаны численности переменных, использованных для вычисления соответствующих средних). В последней строке таблицы показано значение отношения численностей переменных типа RRc к общему числу переменных RR Лиры. Подсчёт отношения числа переменных разного типа позволяет достаточно надежно отнести скопление к одному из классов Оостерхофа, хотя есть скопления, попадающие между двумя этими классами, например - известное южное шаровое скопление ω Центавра. (Анализ пространственного движения этого, самого массивного из принадлежащих в настоящее время нашей Галактике скоплений показал, что в прошлом оно было, скорее всего, ядром довольно массивной карликовой галактики-спутника, распавшейся под действием приливных сил Галактики.)

Распределение шаровых скоплений по металличности Практически все шаровые скопления состоят из звёзд с пониженным, относительно солнечного, содержанием тяжелых элементов. Частотное распределение металличностей по данным каталога Харриса приведено на рис. 8-2. Распределение показывает, что шаровые скопления Галактики делятся на две группы не только по свойствам переменных звёзд, но и по химическому составу. В лекции, посвященной химическому составу звёздных объектов Галактики, мы увидим, что скопления этих двух групп имеют еще и резко различающиеся пространственно-кинематические характеристики.

У некоторых шаровых скоплений, самым ярким примером которых является скопление ω Центавра, наблюдается заметная дисперсия содержания металлов в атмосферах звёзд. В этом скоплении можно даже выделить три подсистемы звёзд с разной металличностью. Этот факт находит естественное объяснение в рамках гипотезы, согласно которой скопления с большой дисперсией металличности в прошлом были ядрами карликовых сфероидальных галактик, в которых могло происходить несколько циклов звёздообразования, порождающих поколения звёзд со все большей металличностью. В центре такой карликовой галактики могло произойти и простое слияние двух шаровых скоплений разной металличности и разного возраста. В большинстве же обычных шаровых скоплений звёзды сформировались в течение одного цикла звёздообразования. Некоторая небольшая дисперсия металличности при этом может быть следствием самообогащения - поглощения атмосферами звёзд части переработанного и выброшенного в среду вещества более массивными и поэтому быстрее проэволюционировавшими звездами.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [3]
Оценка: 3.1 [голосов: 173]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования