Звездные скопления
<< 6.4 Проблема определения расстояний до шаровых скоплений. Проблема субкарликов | Оглавление | 6.6 Интегральные спектры шаровых скоплений. Индексы металличности >>
6.5 Спектры ярких звезд шаровых скоплений. Содержание тяжелых элементов в их атмосферах
В 1922 г. Линдблад (1922) обратил внимание на слабость полос поглощения циана в спектрах нескольких ярчайших звезд класса К0 шарового скопления М 13 по сравнению с интенсивностью этих полос в спектрах подобных звезд в рассеянном скоплении М 11. Тогда, в связи с разработкой цианогенового критерия для определения спектральных параллаксов звезд, он интерпретировал это явление как Эффект светимости.
Позже Поппер (1947) подтвердил результаты Линдблада, получив спектрограммы нескольких десятков ярких звезд скоплений М 3 и М 13. Баум (1952), исследовавший десять красных гигантов в скоплении М 92, относящихся, судя по нх показателям цвета, к цветовому классу KЗ, обнаружил, что линии металлов в их спектрах настолько слабы, что по обычным спектральным критериям они должны быть отнесены к спектральным классам F 5 - F 7. В той же работе Баум обратил внимание на то, что ветвь красных гигантов в скоплении М 3 на диаграмме MV,CI смещена по оси абсцисс на 0m, 17 вправо относительно положения ветвн гигантов в скоплении М 92. Эти явления естественно объяснялись допущением реальных различий в содержании тнжелых элементов у звезд разных скоплении, приводящих к проявлению различий покровного эффекта (см. § 6.3).
Дейч (1955), изучивший в 1953 г. полученные с большой дисперсией спектры красных гигантов в скоплениях M 3, М 5, М 13, М 15 и М 92, подтвердил, что содержание металлов является основным параметром, определяющим различия в положении ветвей красных гигантов шаровых скоплений на диаграммах величина - показатель цвета, наблюдаемые, например, на рис. 75.
В 1959 г. Дейч (см. Сэндидж, Уоллерстейн, 1960; Кинман, 1959а) предложил характеризовать спектры индивидуальных звезд шаровых скоплений буквами А, В, С в зависимости от интенсивности металлических линий в их спектрах:
А - линии металлов слегка слабее, чем в спектрах гигантов населения I типа по Бааде,
В - определенно слабее,
С - намного слабее.
Первый количественный анализ содержания металлов в атмосферах звезд-гигантов шаровых скоплений по методу кривых роста (определяющих зависимость эквивалентной ширины спектральных линий от числа атомов, находящихся на нижнем уровне, и других факторов) выполнили Хелфер и др. (1959). Они нашли, что звезды в скоплении М 13 беднее металлами, чем Солнце, по крайней мере в 20 раз, а в скоплении М 92 - в 100 раз или даже в 1000 раз. Эти результаты независимо подтвердил Кинман (1959а). Таким образом, еще в середине 50-х годов выяснилась необходимость разработки новых принципов спектральной классификации звезд шаровых скоплений, чтобы иметь возможность по спектральным классам наделяю судить о температурных условиях, господствующих в атмосферах этих звезд.
<< 6.4 Проблема определения расстояний до шаровых скоплений. Проблема субкарликов | Оглавление | 6.6 Интегральные спектры шаровых скоплений. Индексы металличности >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
