7.3 ГР-диаграмма рассеянного скопления
Лекция 7. Рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации
7.3 ГР-диаграмма рассеянного скопления
Основную информацию о рассеянных звездных скоплениях астрономы получают из фотометрии звезд в полях скоплений. При этом главным инструментом для определения параметров скоплений, как было показано выше, и установления звездного состава скоплений является ГР-диаграмма. Рассмотрим структуру ГР-диаграмм скоплений разного возраста.
На рис. 7-4 показана ГР-диаграмма молодого рассеянного скопления NGC 2264, имеющего возраст несколько миллионов лет. Точками на рисунке отмечены положения звезд, сплошной линией - положение НГП, сдвинутой на величину среднего покраснения вдоль оси показателей цвета и на величину полного поглощения света и истинного модуля расстояния вдоль оси звездных величин. На рисунке хорошо видно, что наиболее яркие звезды скопления, расположенные в верхней части его главной последовательности, почти не отклонились от НГП, что доказывает молодость скопления. Действительно, сравнение с теоретическими изохронами дает оценку возраста этого скопления около восьми миллионов лет. В нижней части ГП звезды еще не дошли до НГП. Показатель цвета точки, в которой звезды подходят к главной последовательности, является мерой возраста скопления, сама точка называется нижней точкой поворота ГП.
Отметим, что главная последовательность скопления довольно разбросанная и не представляет собой узкую полосу. Этому есть несколько объяснений. Во-первых, на ГР-диаграмме присутствуют не только звезды скопления, но и звезды галактического фона, на который проецируется скопление. Во-вторых, звезды скопления не рождаются совершенно одновременно во всем объеме скопления. Последнее приводит, для тех стадий эволюции, для которых эволюционное движение по ГР-диаграмме происходит быстро, к разбросу звезд на диаграмме. На рис. 7-4 видно, что разброс велик у звезд, не дошедших до ГП - именно там, где темп эволюционных изменений светимостей и показателей цвета велик. Некоторый вклад в разброс ГП дают двойные звезды, не разрешенные фотометрическим прибором. Сложение блеска двух звезд приводит к сдвигу на ГР-диаграмме такого объекта вверх (в сторону больших светимостей). Так, легко подсчитать, что суммарный блеск двух звезд одинаковой светимости сдвигает такую двойную звезду, наблюдаемую как одиночную, на 0m.75 вверх от ГП одиночных звезд. Некоторый вклад в дисперсию ГП могут вносить различия в скоростях вращения звезд. Вращение звезд не только изменяет размеры звезды, но и вызывает циркуляционные движения в ее недрах, что несколько влияет на ее эволюцию. Еще больший вклад в разброс показателей цвета звезд очень молодых звезд вносят остатки околозвездных протопланетных дисков, существование которых в настоящее время подтверждается инфракрасной фотометрией и спектральным анализом. Наблюдения показывают, что до половины звезд таких молодых РЗС, как NGC2264, имеют протопланетные диски. (См., например, Маин и Нейлор, 2007).
На рис. 7-5 приведена ГР-диаграмма рассеянного скопления среднего возраста Ясли (Praesepe). Его возраст несколько меньше одного миллиарда лет. Здесь члены скопления выделены с помощью лучевых скоростей и собственных движений. Так как процедура отделения членов скопления является статистической, то некоторое количество звезд фона все же остается в выборке, поэтому выводы о свойствах звездного населения скопления, основанные на положениях на ГР-диаграмме одной-двух звезд, обычно недостоверны. На рис. 7-5 хорошо выделяется достаточно узкая главная последовательность, а вдоль нее, несколько выше, проходит заметно выделяющаяся последовательность двойных звезд. Выделенность последовательности двойных звезд говорит о том, что большая часть двойных имеет близкие по массе компоненты.
Верхняя часть ГП скопления явственно отклоняется от НГП. Это отклонение является следствием звездной эволюции. Именно поэтому сейчас модули расстояния скоплений определяют путем совмещения главных последовательностей скоплений с изохронами, а не с НГП. Самая <голубая> точка ГП скопления называется точкой поворота ГП, показатель цвета этой точки долго служил основной мерой возраста скоплений. Четыре красных гиганта скопления Ясли отделены от верхней части ГП пробелом Герцшпрунга. Внутри него переход звезд от стадии ГП к стадии красного гиганта происходит очень быстро и вероятность заметить звезду на этой стадии крайне мала. Как показал в конце 60-х годов прошлого века А.Василевский (УрГУ), расстояние от точки поворота ГП до начала ветви гигантов также является хорошей мерой возраста для не очень старых скоплений. Начало ветви красных гигантов отчетливо выделяется на диаграммах цвет-светимость у РЗС, поскольку именно сюда попадают еще и более проэволюционировавшие звезды, у которых в ядре уже загорелся гелий (т.е. звезды горизонтальной ветви с массами больше солнечной), образуя так называемое <красное сгущение>. Преимущество оценивания возраста способом Василевского в том, что разность показателей цвета точки поворота и <красного сгущения> не зависит от величины межзвездного покраснения и ошибок в определении модуля расстояния.
На рис. 7-6 показана ГР-диаграмма одного из самых старых рассеянных звездных скоплений нашей Галактики M67 (NGC 2682). Оно имеет астрофизический возраст около четырех - шести миллиардов лет. Здесь ветвь красных гигантов не отделяется от главной последовательности, соединяясь с ней ветвью субгигантов, так что Герцшпрунгов пробел на ГР-диаграммах средне - и маломассивных звезд отсутствует. Вблизи ветви красных гигантов выделяется сгущение звезд, в недрах которых уже горит гелий (звезды горизонтальной ветви). На ГР-диаграмме М67 имеются две интересные особенности. Первая - пробел в верхней части ГП, объясняемый ускорением темпа эволюции для звезд, отошедших от ГП. Вторая особенность - существование некоторого количества звезд ГП, расположенных выше области перехода ГП в ветвь субгигантов. Эти звезды обычно называют "голубыми бродягами" Эволюционный статус этих звезд до конца не выяснен и причины их аномальных свойств пока не совсем понятны. Наиболее популярна сейчас гипотеза, что все они являются членами двойных звезд, и действительно - многие из них идентифицированы как тесные двойные системы. В этом случае перетекание вещества с одного компонента двойной системы на другой может приводить к требуемому <омоложению> звезды, в итоге она может задержаться на главной последовательности. Существуют еще и другие гипотезы образования голубых бродяг: в результате столкновений одиночных звезд или в результате постепенного слияния двух звезд, которые до этого представляли собой двойную систему. Две эти теории предсказывают различные массы и скорости вращения голубых бродяг. Существуют и другие гипотезы образования голубых бродяг, например, в результате столкновения одиночных звезд или слияния двух звезд, которые до этого представляли собой тесную двойную систему.
|
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
|
См. также:
| |
