7.2 Определение избытков цвета, расстояний и возрастов рассеянных скоплений
Лекция 7. Рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации
7.2 Определение избытков цвета, расстояний и возрастов рассеянных скоплений
Наибольший объем информации о рассеянных звёздных скоплениях получают из данных звёздной фотометрии. Поэтому рассмотрим последовательно определение основных параметров скоплений этого типа - избытков цвета, расстояний и возрастов - на примере фотометрической системы UBV.
Основным способом определения избытков цвета является использование двухцветных диаграмм. На рис. 7-2 показана двухцветная диаграмма Плеяд, построенная по наблюдаемым показателям цвета звёзд, и последовательность непокрасневших звёзд (сплошная кривая). Показана также линия нарастающего покраснения. Обычно избыток цвета для рассеянного скопления в целом определяется как сдвиг влево и вверх всей диаграммы скопления вдоль линии нарастающего покраснения до наилучшего совпадения последовательности скопления с последовательностью непокрасневших звёзд. Для многих РЗС ошибка определения среднего по скоплению избытка цвета очень мала - около 0m.01. Однако бывают ситуации, когда определить избыток цвета скопления методом совмещения на двухцветной диаграмме очень сложно. Во-первых, для всех скоплений имеется трудность с отделением членов скопления от звёзд поля, на которое проецируется скопление. Во-вторых, у заметного числа скоплений покраснения для разных звёзд не равны - имеется так называемое дифференциальное покраснение, причем, зачастую, разброс величин покраснения от звезды к звёзде бывает очень велик. На рис. 7-3 показана двухцветная диаграмма очень молодого южного рассеянного скопления Tr 16 с сильным межзвёздным дифференциальным покраснением. В этом случае средний по скоплению избыток цвета определять бессмысленно, поэтому приходится оценивать эту величину для каждой звезды по отдельности. При этом трудности с отделением звёзд - членов скопления от звёзд галактического фона многократно увеличиваются. Отметим, что верхняя огибающая звёзд скопления на рис. 7-2 параллельна линии нарастающего покраснения. Это можно объяснить так: самые голубые звёзды скопления, а это О-звёзды ранних подклассов, имеют близкие истинные показатели цвета U-B и B-V и их положение на двухцветной диаграмме скопления определяется только межзвёздным покраснением, а значит - сдвигом вдоль практически одной и той же линии нарастающего покраснения.
Индивидуальные значения избытков цвета в случае не очень больших покраснений, когда можно пренебречь отличием линии нарастающего покраснения от прямой линии, в различных фотометрических системах можно определить применяя так называемый Q-метод, первоначально предложенный разработчиками системы UBV Джонсоном и Морганом именно для этой системы. Они ввели величину QUBV = (U-B) - K·(B-V), где K - наклон линии покраснения - отношение избытков цвета E(U-B)/E(B-V), равное в случае UBV системы 0.72. Из определения величины QUBV ясно, что она, в принятом приближении, не зависит от величины межзвёздного покраснения. Если двухцветную диаграмму поменять на диаграмму QUBV -(B-V), то на этой диаграмме линии нарастающего покраснения будут прямыми, параллельными оси абсцисс, и определять избытки цвета существенно удобнее, чем с наклонными линиями нарастающего покраснения на двухцветной диаграмме. Однако повторим, что Q-методом можно пользоваться только при небольших покраснениях, когда кривизной линий нарастающего покраснения можно пренебречь. Величины Q используются и в других фотометрических системах. Особенно успешно они работают в Вильнюсской фотометрической системе, где большое число показателей цвета позволяет составить большое число показателей Q, которые используются для трехмерной спектральной классификации звёзд (определения спектрального класса, класса светимости и металличности звёзд) с использованием только фотометрических данных.
После определения среднего избытка цвета или, в случае заметного дифференциального покраснения, индивидуальных избытков для всех звёзд, и исправления показателей цвета за селективное поглощение, а величин V за полное поглощение света, как это было изложено в лекции 6, можно переходить к определению истинного модуля расстояния. Ранее для этой цели использовалось совмещение главной последовательности скопления на ГР-диаграмме с начальной главной последовательностью (НГП). Здесь используется тот факт, что звёзды скопления находятся практически на одном расстоянии от Солнца. Величина V - M∗V , где M∗V является абсолютной звёздной величиной точки НГП с показателем цвета, равным исправленному за покраснение показателю цвета звезды, и есть оценка модуля расстояния до данной звезды. К сожалению, для отдельных звёзд этот метод дает ненадежные результаты, так как звёзды в процессе эволюции отходят от НГП. Величину такого сдвига для отдельной звезды оценить трудно. Однако для звёзд РЗС, имеющих близкие возрасты, можно отделить далеко проэволюционировавшие звёзды от звёзд еще не отошедших от НГП, и определять модули расстояния только для последних. Обычно ГР-диаграмму скопления просто сдвигают вверх вдоль оси звёздных величин до совпадения нижней, непроэволюционировавшей части наблюдаемой ГП скопления с НГП. Величина сдвига и дает модуль расстояния скопления, из которого легко вычислить само расстояние. При этом большое значение имеет определение точного положения НГП на диаграмме MV - (B-V)0. Положение НГП определялось неоднократно, известны НГП Джонсона, Блаау, Эггена, Холопова и др. Подробнее о способе построения НПГ по данным наблюдений и трудностях этого процесса можно ознакомиться в монографии Холопова.
Методом совмещения на ГР-диаграмме расстояния до рассеянных скоплений определялись только до тех пор, пока не появились надежные последовательности теоретических изохрон. Действительно, при применении данного метода совмещения с НГП приходится отбрасывать звезды верхней части ГП, для которых обычно измерения звёздных величин имеют наилучшую точность. Кроме того, именно область нижней части ГП обычно сильнее загрязнена звездами галактического фона. Поэтому в настоящее время <совмещение диаграмм> проводят не с НГП, а с последовательностями теоретических изохрон, выбирая при этом изохрону, наилучшим образом соответствующую форме наблюдаемой ГП скопления. При этом возраст выбранной таким образом изохроны считается возрастом скопления, а при совмещении для получения модуля расстояния в процессе совмещения участвуют все звёзды ГП скопления, так что потери информации не происходит. Характерная величина ошибки определения модуля расстояния методом совмещения диаграмм (0m.1-0m.2) в зависимости от длины профотометрированного участка ГП и загрязненности ГР-диаграммы скопления звездами галактического фона, а также богатства скоплений звездами.
Отметим, что для молодых РЗС, у которых часто велико дифференциальное покраснение (а метод совмещения диаграмм обладает низкой точностью из-за того, что ГП в области голубых звёзд проходит практически вертикально) для определения расстояний эффективно используется метод спектральных параллаксов.
Возможность определения как расстояний до РЗС, так и их возрастов, делает эти объекты уникальными по важности в галактической и внегалактической астрономии, особенно для проверки результатов теории звёздной эволюции. Именно по классическим цефеидам, входящим в РЗС, уточняется зависимость период-светимость этих переменных, что определяет шкалу внегалактических расстояний. Только по звездам РЗС можно определить абсолютные звёздные величины некоторых типов редких звёзд, например звёзд Вольфа-Райе, красных и голубых сверхгигантов.
Отметим еще один метод определения расстояния, пригодный для получения оценок расстояний как до рассеянных скоплений, так и до ассоциаций. Он основан на использовании отношения дисперсии лучевых скоростей и собственных движений звёзд данной группировки. Впервые его применил Странд для определения расстояния до ассоциации Ориона.
|
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
