8.3 Определение физических характериcтик шаровых скоплений

Лекция 8. Шаровые звёздные скопления

8.3 Определение физических характериcтик шаровых скоплений

Рассмотрим теперь методы определения избытков цвета и модулей расстояния шаровых скоплений. В отличие от рассеянных скоплений, для которых в большинстве случаев наблюдаются достаточно большие отрезки главной последовательности, избытки цвета и модули расстояний шаровых скоплений только в последнее время начинают определяться путем совмещения фотометрических диаграмм. Большую роль в этом сыграл внеатмосферный Хаббловский телескоп. Зависимость положения звёзд на двухцветной диаграмме одновременно и от содержания металлов и от межзвёздного покраснения препятствует точному проведению линии непокрасневших звёзд для данного скопления. То же касается и начальной главной последовательности или теоретических изохрон, с которыми следует совмещать последовательности скопления для получения модуля расстояния. Еще лет 15 назад лишь несколько ближайших скоплений были профотометрированы достаточно глубоко, чтобы была видна главная последовательность. Кроме того, определению избытков цвета путем совмещения последовательностей на двухцветной диаграмме мешает то, что величина U системы UBV определяется с большим трудом для красных слабых звёзд, из которых в основном состоят шаровые скопления и которые дают малый поток в ультрафиолетовой области спектра. Из-за этого проницающая способность приборов в этой полосе существенно ниже, чем в полосах B и V. Поэтому в большинстве случаев для определения избытков цвета, модулей расстояния и возрастов использовались косвенные методы - по показателям цвета и абсолютным звёздным величинам отдельных структурных элементов ГР-диаграммы. Так, избыток цвета можно оценить по показателю цвета границ полосы нестабильности, для которых можно оценить влияние содержания металлов.

Модули расстояний шаровых скоплений чаще всего оцениваются по средним абсолютным величинам звёзд типа RR Лиры, то есть по абсолютной звёздной величине горизонтальной ветви. Согласно результатам Каччиари и Чабойе (США), абсолютную звёздную величину горизонтальной ветви в зависимости от содержания тяжелых элементов в звездах скопления можно вычислить по формуле: M_V = 0.23[Fe/H] + 0.92.

С несколько большей ошибкой модули расстояний определяются по положению верхней точки ветви красных гигантов, этот метод, с учетом влияния содержания металлов, используется во внегалактической астрономии для оценивания расстояний до разрешаемых на звёзды галактик, прежде всего - карликовых эллиптических.

После появления тригонометрических параллаксов Hipparcos, зависимость положения ГПНВ от металличности для красных карликов была построена и для малометалличных звёзд поля. Поэтому стало возможно для некоторых скоплений использовать метод совмещения.

Недавно стал использоваться еще один метод - совмещение последовательностей белых карликов типа DA.

Как видим, проблема определения избытков цвета и модулей расстояний шаровых скоплений в наше время окончательно не решена, несмотря на колоссальные усилия исследователей. В слишком сложный узел оказываются завязаны избытки цвета, светимости и химический состав звёзд этих объектов, в том числе и содержание гелия (которое также влияет на положение звезды на ГР-диаграмме). Однако есть надежда, что быстрое накопление наблюдательных данных позволит снять имеющиеся проблемы в ближайшие годы.

Не меньшие проблемы вызывает и оценка столь важной для астрономии величины, как возрасты шаровых скоплений. Причем не только максимального возраста самых старых шаровых скоплений, но и их относительных возрастов. Наиболее уверенно возрасты находят по координатам точек поворота скоплений на ГР-диаграмме. Методы определения возрастов шаровых скоплений с помощью теоретических изохрон можно свести к двум основным. Первый, называемый вертикальным методом, основан на определении разности звёздных величин между горизонтальной ветвью и точкой поворота главной последовательности (ΔV) на диаграмме показатель цвета - звёздная величина (см. рис. 8.3). Главное достоинство метода состоит в его независимости от межзвёздного покраснения, поскольку звёздные величины точки поворота и горизонтальной ветви определяются при одном и том же значении показателя цвета. В качестве светимости горизонтальной ветви чаще всего принимается абсолютная звёздная величина переменных звёзд типа RR Лиры. Затем, зная соотношение между M_V(RR) и [Fe/H] (см. выше) и измерив величину ΔV по наблюдаемой ГР-диаграмме скопления, вычисляют светимость точки поворота и находят возраст скопления. Ошибка при использовании этого метода возникает главным образом из-за сложности определения звёздной величины точки поворота, поскольку в этом месте главная последовательность параллельна оси ординат, т.е. звёздных величин. Кроме того, метод неприменим для скоплений, у которых лириды отсутствуют. В этом случае используется другой - горизонтальный метод. (Метод похож на метод Василевского, разработанного для рассеянных скоплений, - см. предыдущую лекцию). В нем измеряется разность в цвете Δ(B-V) межу точкой поворота главной последовательности, положение которой, так же как и ее светимость, зависит от возраста, и основанием ветви красных гигантов, положение которого, наоборот - от возраста не зависит, но зависит от металличности. Идею метода предложили ВанденБерг и др. (1990). Метод наиболее полезен при сравнении относительных возрастов скоплений с одинаковыми металличностями. Таким образом, точность того или иного метода зависит от того, насколько реалистично построены диаграммы цвет-звёздная величина и насколько точно выполнены измерения между точкой поворота и горизонтальной ветвью (или ветвью красных гигантов). Сам модуль расстояния не может быть определен с точностью выше ± 0.2^m, что, в свою очередь, приводит к ошибке в определении возраста порядка 25%.

Надо сказать, что в наиболее часто используемом методе, когда возрасты шаровых скоплений оцениваются по светимостям точек поворота, разница в возрастах между скоплениями с разными содержаниями тяжелых элементов очень сильно зависит от принимаемой связи между светимостью и металличностью звёзд горизонтальной ветви. Поэтому более молодой возраст сравнительно богатых металлами шаровых скоплений все еще ставится под сомнение. Методом оценки возраста по эффективной температуре звёзд точки поворота, предполагающим совпадение положений ветвей красных гигантов скоплений одинаковой металличности, получают только разницу в возрастах между скоплениями. Относительные возрасты в этом случае получаются более достоверными. Поэтому, полученные этим методом на несколько миллиардов лет более низкие возрасты у некоторых, в основном малометалличных скоплений, сейчас не вызывают сомнения.

На рис. 8-7 приведено распределение шаровых скоплений нашей Галактики по возрастам, найденным описанными выше методами. Для большинства скоплений возрасты получены несколькими авторами и все определения сведены в единую шкалу, что было необходимо из-за различия используемых теоретических изохрон. Распределение демонстрирует резкий максимум на ?15 млрд. лет, крутой обрыв к ?17 млрд. лет и плавное спадание вплоть до ?10 млрд. лет. Отсюда следует, что основная масса шаровых скоплений образовалась одновременно, но заметная их доля оказывается значительно моложе. Отметим, что по результатам эксперимента WMAP возраст Вселенной равен 13.7· 10⁹ лет, так что между этой величиной и максимальным возрастом шаровых скоплений на рис. 8-7 есть значительное расхождение. Однако уточнение теории звёздной эволюции в стремлении согласовать моменты образования Вселенной и самых старых звёзд вряд ли приведет к искажению относительных возрастов шаровых скоплений, тогда как именно последние нас и интересуют в первую очередь в рамках данного учебника.

Практически все шаровые скопления содержат значительное число <голубых бродяг>. Появилась интересная гипотеза, объясняющая появление одиночных звёзд выше точки поворота ГП. По этой гипотезе <голубые бродяги> имеют ядра, обогащенные гелием, что приводит к смещению таких звёзд на ГР-диаграмме в голубую сторону - к последовательности гелиевых звёзд. А рождаются звёзды с обогащенными гелием ядрами путем слияния компонентов тесных двойных систем. При этом большие массы получающихся в процессе слияния одиночных звёзд приводят к большим светимостям, что сдвигает их вверх относительно обычных одиночных звёзд ГП.

В шаровых скоплениях встречаются также планетарные туманности и пульсары, что подчеркивает важность исследования этих звёздных группировок для теории звёздной эволюции.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Елене Вячеславовне Глушковой - 50 ! Конференция «Современная звездная астрономия - 2014» Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Все публикации на ту же тему >>