12.3 Функции светимости и масс рассеянных звездных скоплений
Лекция 12. Функция светимости и спектр звездных масс
12.3 Функции светимости и масс рассеянных звездных скоплений
Особенно успешно функции светимости применяются для исследования звездных скоплений. Рассмотрим построение функции светимости на примере рассеянных скоплений. Рассеянные скопления удобно исследовать с использованием функции светимости по вполне очевидным причинам. Во-первых, можно достаточно точно определить расстояния скоплений от Солнца и избытки цвета, что дает возможность легко перейти от функции блеска к функции светимости. Во-вторых, так как звезды скоплений имеют приблизительно одинаковые возрасты, легко учесть эволюционные эффекты, а значит имеется возможность перейти от функции светимости к функции масс и начальной функции светимости, а затем - к начальной функции масс.
Главной проблемой при построении функции светимости звездного скопления является отделение членов скопления от звезд галактического фона. При этом функцию светимости звезд рассеянного скопления можно получить двумя способами. Для хорошо изученных близких рассеянных скоплений членов скоплений можно отделить от звезд галактического фона по лучевым скоростям и собственным движениям. Часть звезд фона можно выделить по их <неправильному> положению на двухцветной диаграмме и ГР-диаграмме, хотя этот метод следует применять с осторожностью, так как некоторые звезды скопления могут по тем или иным причинам занимать необычные положения на таких диаграммах. После выделения членов скоплений достаточно построить гистограмму распределения абсолютных звездных величин - это и будет оценка функции светимости.
Для далеких скоплений, в которых лучевые скорости большого числа звезд получить затруднительно, а собственные движения слишком малы для уверенного выделения членов, применяется статистический метод учета звезд галактического фона. В § 7.1 о рассеянных звездных скоплениях было показано, как проводятся звездные подсчеты для оценки углового радиуса скопления и изучения его строения. Если известен радиус скопления, мы можем, проведя фотометрию всех звезд в области, ограниченной этим радиусом, построить функцию блеска. Однако это распределение будет содержать существенный вклад от звезд галактического фона. Чтобы учесть этот вклад, выбирают кольцо вокруг скопления, лежащее заведомо вне его радиуса, и строят функцию блеска для этой области. Теперь достаточно из функции блеска внутренних звезд вычесть функцию блеска звезд фонового кольца, умноженную на отношение площадей области скопления и фонового кольца. Последующий переход от величин V к абсолютным звездным величинам MV с учетом межзвездного поглощения света не вызывает трудностей.
Статистический метод является основным для построения функций светимости скоплений, поскольку может применяться к скоплениям, находящимся на любом расстоянии от Солнца, доступном для фотометрических исследований. При этом точность фотометрии может быть невысокой, так как при построении гистограмм, оценивающих функцию светимости, подсчеты звезд ведутся в достаточно широких интервалах звездной величины. Функции светимости построены для большинства из более чем 400 фотометрически исследованных скоплений. Внешне функции светимости рассеянных звездных скоплений мало отличаются от функции светимости звезд поля, хотя у ФС некоторых скоплений виден локальный максимум, соответствующий красным гигантам. Так как многие скопления содержат небольшое число звезд, удобно объединить функции светимости скоплений, разделенных на группы по каким-либо признакам. На рис. 12-3 приведены сводные функции светимости скоплений, разделенных на группы по значениям возраста. Цифрами обозначены логарифмы средних возрастов. Числа по оси ординат есть относительные численности звезд в интервалах звездной величины, при этом для удобства сравнения каждая последующая функция (более молодая) сдвинута на 20 единиц вверх. Мы видим, что в целом функции светимости скоплений разного возраста подобны друг другу, хотя в области слабых звезд функции светимости старых скоплений проходят несколько круче. Эволюционные эффекты проявляются в том, что функции светимости с увеличением возраста укорачиваются со стороны ярких звезд - массивные звезды постепенно заканчивают свою жизнь.
 |
С помощью связи между звездными массами и абсолютными звездными величинами, устанавливаемой теорией звездной эволюции, которую можно представить в виде теоретических изохрон разных возрастов, изображенных в осях масса - абсолютная звездная величина, функцию светимости можно перевести в функцию масс - распределение звезд по массам, или спектр масс. Сводные функции масс, соответствующие функциям светимости, изображенным на рис. 12-3, показаны на рис. 12-4. Важнейшей чертой этих сводных функций масс, выраженных в традиционной логарифмической форме, является существование практически линейных участков на каждой из сводных кривых. Ниже мы увидим, что значения функции масс - число звезд на единицу массы - пропорциональны некоторой степени массы. Рассеянные звездные скопления подтверждают этот вывод. При этом из рис. 12-4 ясно видно, что наклон спектра масс практически не меняется со временем, по крайней мере, на интервале, равном возрасту самых старых рассеянных звездных скоплений.
Отметим, что практическая одновременность рождения звезд в каждом рассеянном скоплении и учет эволюционных эффектов делает функции масс скоплений, приведенных на рис. 12-4, эквивалентными отрезкам начальной функции масс, вопрос об определении которой мы рассмотрим в следующем параграфе. |
|
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
|
См. также:
| |
