Звездные скопления
<< 6.6 Интегральные спектры шаровых скоплений. Индексы металличности | Оглавление | 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звезд типа RR Лиры >>
6.7 Корреляции между физическими характеристиками шаровых скоплений Галактики
При рассмотрении диаграмм величина - показатель цвета ярких звезд шаровых скоплепнй обращают на себя внимение две существенные особенности: различия в распределении звезд вдоль горизонтальных ветвей и различия и форме (наклоне) ветвей красных гигантов. Эти особенности коррелируют с содержанием металлов у звезд шаровых скоплений и другими физическими характеристиками этих объектов.
Для характеристики наклона ветвей красных гигантов Сэндидж и Уоллерстейн (1960) ввели величину Δ V - разность величин V звезд горизонтальной ветви и звезд гигантов при (В - V)0 = +1m,4. Хартвик (1968), обративший внимание на то, что при таком определении величина Δ V оказывается зависящей от среднего показателя цвета последовательности субгигантов (при одном и том же наклоне ветви гигантов Δ V будет больше у скоплений с более голубой последовательностью субгигантов), ввел параметр S - тангенс угла наклона к горизонтальной ветви прямой, проходящей через точку пересечения горизонтальной ветви с последовательностью субгигантов в точку ветви гигантов, лежащую (в системе V) на 2m,5 выше горизонтальной ветви, При этом не следует смешивать красный участок горизонтальной ветви с асимптотической ветвью (см. § 6.8).
Еще один существенный параметр, характеризующий расположение звезд скоплений на диаграмме величина - показатель цвета, был введен Сэндиджем и Смитом (1966). Это (В - V)0 - показатель цвета упомянутой выше точки пересечения горизонтальной ветви с последовательностью субгигантов, исправленный за избыток цвета Е(В - V). Он также коррелирует с содержанием металлов в скоплении.
Что касается звезд горизонтальной ветви, то, как мы уже видели, у разных скоплений они распределяются на ней по-разному: или равномерно на всем ее протяжении, или заполняя лишь ее красный участок, примыкающий к ветви гигантов, или, наоборот, лишь ее голубой участок, примыкающий слева к пробелу Шварцшилъда, т. е. области переменных типа RR Лиры.
Рассмотрим составленную вначале Арпом (1958а), а затем детализированную Сэндиджем и Уоллерстейном (1960) и дополненную другими данными табл. 6.7, содержащую физические характеристики шаровых скоплений нашей Галактики. В первом столбце приведено название скопления, во втором - значение Δ V, в третьем - значение S (в основном по данным Хартвика, 1968), в четвертом - характеристика горизонтальной ветви ГВ (к - большинство звезд находится справа от пробела Шварцшильда, г - большинство звезд расположено слева от него, р - звезды на горизонтальной ветви распределены равномерно); в столбце nRR указано число содержащихся в скоплении переменных типа RR Лиры по данным Сойер-Хогг (1973), в столбце <Pаb> - средний период этих звезд, относящихся к подтипу RRab; в столбцах D, М - описанные в предыдущих параграфах спектральные характеристики скоплений, введенные соответственно Дейчем и Морганом; в столбце Sp - спектральный класс CH/Hγ скопления по данным Кинмана (1959а); в столбце [m/Н] - индекс металличности по данным Кукаркина (1974а); в столбце V, В - V - поясняемые в примечаниях к таблице ссылки на работы, содержащие сведения о диаграммах (V, В - V) звезд скоплений.
Таблица 6.7
По величине Δ V скопления делятся на три основные группы, для которых средние значения Δ V равны 2m,1, 2m,5 и Зm,0.Спектральные классы членов первой группы - наиболее поздние, содержание металлов максимально, звезды горизонтальной ветви сосредоточены на ее красном конце, средние периоды переменных типа RRab близки к 0d,53. Горизонтальные ветви у скоплений второй группы, как правило, полностью заполнены звездами, средние периоды переменных типа RRab, как правило, близки к 0d,55 (это в основном скопления I группы Оостерхофа), содержание металлов меньше. У скоплений третьей группы звезды горизонтальной ветви сосредоточены в основном на ее голубом конце, средние периоды переменных типа RRab максимальны (это скопления II группы Оостерхофа), содержание металлов минимально.
Миронов и Самусь (1974) обратили внимание на то, что переход от скоплений I группы Оостерхофа к скоплениям II группы происходит с уменьшением [m/H] скачкообразно: при [m/Н] = -1,53 (рис. 91). Эта закономерность еще ждет своего объяснения.
Рис. 91. Зависимость между <Pаb> и [m/Н] для скоплений I и II групп Оостерхофа (Миронов, Самусь, 1974).
Схематически особенности основных групп скоплений, приведенных в табл. 6.7, изображены на рис. 92. В кружках, заполняющих область переменных типа RR Лиры, указаны соответствующие значения <Pаb> . Зависимости, представленные на рис. 92, выполняются лишь для шаровых скоплений нашей Галактики. Внегалактические шаровые скопления могут заметно отклоняться от этих закономерностей.
Хорошее представление о многообразии форм диаграмм величина - показатель цвета звезд шаровых скоплений дает работа Уайта (1970), собравшего ряд подобных диаграмм, а также работа Дэвис Филипа и др. (1970), содержащая 165 таких диаграмм и 51 диаграмму U - В, В - V для шаровых скоплений нашей Галактики.
Рис. 92. Схематическое представление особенностей основных групп скоплений.
Скопление М 22 по своим характеристикам занимает промежуточное положение между скоплениями второй и третьей групп. В действительности, по-видимому, картина гораздо сложнее. Так, например, Сэндидж и Уилди (1967), обратившие внимание на то, что бедное металлами далекое скопление NGC 7006 имеет очень населенный красный конец горизонтальной ветви, предположили, что характер распределения звезд на горизонтальной ветви зависит не только от Z, но и от содержания гелия Y.
Развитие теории внутреннего строения и эволюции звезд действительно привело к признанию необходимости учета различий в содержании гелия у звезд разных скоплений, немедленно отразившемуся на интерпретации наблюдаемых явлений (см. § 6.10).
Дальнейшие исследования (Симода, Ибен, 1970; Руд, 1973) показали целесообразность выделения также разных групп тяжелых элементов, в частности, группы железа и группы CNO, каждая из которых по-своему влияет на параметры горизонтальной ветви и ветви гигантов. Скопления, у которых наблюдается лишь красный участок горизонтальной ветви, могут иметь повышенное содержание элементов группы CNO и содержать сравнительно мало элементов группы Fe, как это оказалось в случае скопления 47 Тuс (Пилаховская и др., 1980).
<< 6.6 Интегральные спектры шаровых скоплений. Индексы металличности | Оглавление | 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звезд типа RR Лиры >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
