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

На первую страницу Звездные скопления << 6.2 Методы Шепли определения расстояний до шаровых скоплений | Оглавление | 6.4 Проблема определения расстояний до шаровых скоплений. Проблема субкарликов >>

6.3 Общий вид диаграмм величина - показатель цвета звезд шаровых скоплений. Звезды главной последовательности в этих системах и субкарлики

В 1952 г. благодаря введению в действие 200-дюймового рефлектора и усовершенствованию фотоэлектрических методов измерения блеска звезд Арп и др. (1953) и Сэндидж (1953), по инициативе Бааде, впервые получили (в интернациональной системе) диаграммы величина -показатель цвета звезд шаровых скоплений М 92 и М 3 до 19,5 и 21m соответственно. Это был огромный скачок в развитии наших представлений о шаровых скоплениях. Целью получения этих диаграмм было выявление звезд главной последовательности, с тем, чтобы получить возможность надежно определять расстояния до шаровых скоплений, подобно тому как это уже давно делалось для рассеянных скоплений, а также независимым способом определить светимость переменных типа RR Лиры.


Рис. 80. Диаграмма mpv,CI звезд скопления М 3 (Сэндидж, 1953).

На рис. 80 (Сэндидж, 1953) показана диаграмма mpv,CI для звезд скопления М 3. Горизонтальная ветвь и ветвь красных гигантов были давно известны исследователям. Почти вертикальный участок диаграммы получил название последовательности субгигантов. Переходная область соединяет со с главной последовательностью, начинающейся к М 3 с 19m.

Как часто бывает в подобных случаях, природа не отказала себе в удовольствии поддразнить исследователей. После получения первых диаграмм для М 3 и М 92 казалось, что цель достигнута и многие проблемы решены. При совмещении главных последовательностей этих скоплении с обычной главной последовательностью звезд в окрестностях Солнца оказалось, что абсолютная медианная величина переменных типа RR Лиры Mv = 0m,0. Это рассматривалось как подтверждение правильности принятой Шепли светимости переменных этого типа и правильности только что предложенной Бааде поправки (-1m,5) к нуль-пункту зависимости период - светимость классических цефеид.


Рис. 81. Диаграмма Mv, CI звезд сферической составляющей в окрестностях Солнца с известными к 1954 г. тригонометрическими (черные кружки) и спектральными (светлые кружки) параллаксами. Тонкие сплошные линии - диаграммы mpv, CI звезд скоплений М 3 и М 92.

Но сразу же появились и сомнения в правильности предложенного совмещения главных последовательностей. В своей работе Сэндидж (1953) уже допускал возможность того, что главную последовательность звезд шаровых скоплений следует отождествлять с последовательностью субкарликов - звезд, считавшихся расположенными на диаграмме спектр - светимость ниже обычной главной последовательности и обладающих большими пространственными скоростями. Последней особенностью характеризовались и многие шаровые скопления.

В 1954 г. Холопов (1954) обратил внимание на сходство в общих чертах диаграмм mv, CI звезд скоплений М 3 и М 92 с соответствующей диаграммой Mv, CI звезд сферической составляющей в окрестностях Солнца (рис. 81). Из этого сходства, естественно, вытекала необходимость отождествления главных последовательностей звезд шаровых скоплений с последовательностью субкарликов. Значение Мvmed для звезд типа RR Лиры при совмещении диаграмм, изображенном на рис. 81, оказалось равным +2m.

К выводу о необходимости уменьшения общепринятой тогда светимости переменных типа RR Лиры пришла еще в 1952 г. Павловская (1953), нашедшая для них по v- и τ-компонентам собственных движений, что Мvmed = +0m,5 ± 0m,18 при очень большой дисперсии абсолютных величин (σM = +0m,6).


Рис. 82. Совмещение диаграмм V, Р0 - V звезд скоплений М 3, М13 и М 92 при условия,что Мvmed звезд типа RR Лиры во всех скоплениях равна 0m,0 (Баум, 1954).

Ситуация осложнилась еще более после получения Баумом (1954) диаграммы V, P0 - V для звезд скопления М 13. Совмещение ее с соответствующими диаграммами скоплений М 3 и М 92 при условии, что абсолютные медианные величины переменных типа RR Лиры во всех скоплениях одинаковы и равны нулю (рис. 82), показало, что главная последовательность звезд скопления М 13 должна проходить на 2m ниже обычной главной последовательности звезд в окрестностях Солнца, изображенной прерывистой линией, или быть смещенной относительно нее по показателю цвета на 0m,4 в сторону меньших значений P0 - V. Это свидетельствовало о возможном существовании на диаграмме величина - показатель цвета уже не последовательности, а широкой полосы субкарликов.

Учитывая вытекающую из работы Павловской (1953) возможность различия абсолютных величин переменных типа RR Лиры в разных скоплениях, следовало признать, что фиксирование положения главной последовательности конкретного шарового скопления на диаграмме светимость - показатель цвета сопряжено с большими трудностями. Стало ясно, что решить возникшую проблему можно только одновременно с решением проблемы субкарликов, т. е. точным выяснением положения субкарликов на диаграмме величина - показатель цвета.

Ключом к решению этой проблемы должно было явиться выяснение роли покровного эффекта - влияния интенсивности линий металлов в спектрах звезд на их показатели цвета U - В и В - V, подробно рассмотренного нами в § 3.12.

Уже давно было известно об аномальной слабости линий металлов в спектрах ближайших субкарликов. В 1954 г.


Рис. 83. Смещение положения начальной главной последовательности на диаграмме MV, В - V при полном удалении линий металлов из спектров звезд (Мельбурн, 1960).

Роман (1954) обнаружила большие избытки ультрафиолетового излучения у субкарликов класса sdF и предсказала наличие подобных избытков у звезд главной последовательности шаровых скоплений. Вскоре Сэндидж и Уокер (1955) действительно нашли огромный ультрафиолетовый избыток δ(U - В) у звезд-гигантов шарового скопления NGC 4147, а Джонсон и Сэндидж (1956) - большие ультрафиолетовые избытки у звезд главной последовательности и субгигантов скопления М 3.

На рис. 83 (Мельбурн, 1960) показано смещение положения начальной главной последовательности на диаграмме MV, В - V при полном удалении линий металлов из спектров звезд, образующих эту последовательность. Верхняя кривая, изображенная на рис. 84 (Сэндидж, 1970), соответствует положению, которое займет эта последовательность на диаграмме U - В, В - V в результате подобного процесса.


Рис. 84. Положение звезд разных последовательностей (см. текст) скопления М 3 на диаграмме U - В, В - V (Сзндидж, 1970).

Рис. 84 показывает расположение звезд разных последовательностей скопления М 3 на диаграмме U - В, В - V. Нижняя кривая - начальная главная последовательность Эггена (1965 г). Светлые кружки - звезды голубого конца горизонтальной ветви, лежащие при E(B - V) = 0m,0 в точности на этой кривой. По смещению их относительно этой кривой вдоль линий нарастающего поглощения можно определить избыток цвета звезд скопления (Сэндидж, 1969а). Косые крестики - так называемые "выбившиеся из строя" голубые звезды, лежащие на главной последовательности скопления выше точки ее поворота вправо (см. рис. 80), "отставшие" в своем эволюционном развитии от большинства звезд той же массы или эволюционирующие иначе. Черные кружки - члены главной последовательности скопления, так же, как и предыдущие объекты и типичные субкарлики, обладающие заметным ультрафиолетовым избытком излучения. Такими же избытками обладают красные гиганты и субгиганты (треугольники). Прямые крестики соответствуют положениям звезд красного конца горизонтальной ветви. Эти звезды не показывают ультрафиолетового избытка. Сэндидж (1969а; 1970) объясняет это тем, что в диапазоне 0m,2 < В - V < 1m,0 звезды-гиганты с нормальным содержанием металлов, но с меньшим ускорением силы тяжести на поверхности, лежат на диаграмме U - В, В - V ниже линии главной последовательности; уменьшение интенсивности линий металлов компенсирует влияние ускорения силы тяжести на значения U - В и приводит звезды красного конца горизонтальной ветви в М 3 на главную последовательность Гиад.

Верхняя кривая на рис. 84 не параллельна нижней кривой. Это означает, что звезды с разными значениями В - V, даже имеющие одинаковое содержание металлов, обладают разными значениями δ(U - В), достигающими максимума при В - V = +0m,6. Чтобы иметь возможность судить по значениям δ(U - В) о содержании металлов в звездах разных спектральных классов, необходимо нормализовать наблюдаемые δ(U - В), приведя их к значениям δ(U - В) при В - V = +0m,6, обозначаемым символом δ(0,6). Удобная таблица, позволяющая по данным В - V и δ находить число, на которое нужно умножить наблюдаемое значение δ для получения величины δ(0,6), опубликована Сэндиджем (1969б).

Рис. 83 позволяет объясиить появление субкарликов па диаграммах MV, В - V или MV, P - V в основном действием покровного эффекта. Так как слабость линий металлов в спектрах субкарликов приводила в свое время к неверной спектральной классификации (субкарликам приписывались более ранние спектральные классы, не соответствующие их реальной поверхностной температуре), последовательность субкарликов появлялась и на диаграммах светимость - спектр. Таким образом, можно было думать, что субкарлики обладают не пониженной светимостью по сравнению с обычными карликами, а искаженными влиянием покровного эффекта показателями цвета, и появляются на диаграмме MV, В - V в основном вследствие сдвига соответствующих им точек влево по оси В - V. В соответствии с этим в уже упомянутой в § 3.12 работе Сэндиджа и Эггена (1959) и в явившейся ее продолжением работе Эггена и Сэндиджа (1962) был поставлен вопрос о самом существовании полосы или последовательности субкарликов на диаграммах Mbol, lgTe и MV, В - V.


Рис. 85. Положения "экстремальных" субкарликов на диаграмме MV, В - V (до учета покровного эффекта - а) и нa диаграмме MVc, (В - V)c (после его учета - б) (Эгген, Сэндидж,1962). Сплошная линия - главная последовательность Гиад.

Пользуясь описанным в § 3.12 способом учета покровного эффекта, разработанным Уилди и др. (1962), Эгген и Сэндидж (1962) нашли, что при этом практически все субкарлики с более или менее надежными тригонометрическими параллаксами πtr ≥ 0",035, независимо от величины присущего им ультрафиолетового избытка δ(U - В), сдвигаются на диаграмме MV, В - V в район главной последовательности Гиад. На рис. 85 (Эгген, Сэндидж, 1962) показаны положения "экстремальных" субкарликов, имеющих δ(U - В) ≥ 0m,16 (слева - до учета покровного эффекта, справа - после). Принятое авторами положение главной последовательности Гиад изображено на атом рисунке сплошной линией. В число "экстремальных" субкарликов на рис. 85 включены не только отмеченные квадратиками объекты с πtr ≥ 0",035, но и немногочисленные члены кинематических групп: группы Грумбридж 1830 (крестики), группы звезды Каптейна (треугольники) и нанесенные кружками члены последней из групп, приведенных в табл. 4.1. О значении прерывистой линии на рис. 85 будет сказано в § 6.4.

В § 3.12 уже отмечалось, что но расчетам Хазельгрова и Хойла (1959) положения начальных главных последовательностей для звезд "типа I" (X = 0,75, Y = 0,24) и "типа IIа" (X = 0,99, Y = 0,009) на диаграмме Mbol, lgTe практически совпадают между собой. Уменьше-ние светимости субкарликов, обусловленное меньшим содержанием в них металлов (Z), компенсируется увеличением их светимости, вызванным меньшим содержанием гелия.

В первом приближении этот вывод согласуется с изложенными выше результатами работы Эггена и Сэндиджа (1962), заключившими, что реальной последовательности или полосы субкарликов, которая отличалась бы от главной последовательности звезд с нормальным содержанием металлов, на диаграмме Mbol, lgTe не существует. Для устранения этой полосы на диаграмме MV, В - V казалось достаточным придать к наблюдаемым значениям V и В - V поправки нa покровный эффект, соответствующие зарегистрированным у рассматриваемых звезд ультрафиолетовым избыткам δ(U - В).

Все эти соображения, естественно, были распространены и на звезды главной последовательности шаровых скоплений, которые Эгген и Сэндидж (1962) предложили совмещать после введения поправок за покровный эффект со звездами главной последовательности Гиад для определения расстояний до этих систем.

Снова (уже который раз!) казалось, что все решено и выяснено, и снова оказалось, что все еще впереди.


<< 6.2 Методы Шепли определения расстояний до шаровых скоплений | Оглавление | 6.4 Проблема определения расстояний до шаровых скоплений. Проблема субкарликов >>
Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.7 [голосов: 171]
 
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