 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.7.3.html |
Лекция 7. Рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации
7.3 ГР-диаграмма рассеянного скопления
Основную информацию о рассеянных звёздных скоплениях астрономы получают из фотометрии звёзд в полях скоплений. При этом главным инструментом для определения параметров скоплений, как было показано выше, и установления звёздного 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 звёзд, 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 звёздных величин. На рисунке хорошо видно, что наиболее яркие звёзды 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 звёзды еще не дошли до НГП. Показатель цвета точки, в которой звёзды 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 звёзды скопления, но и звёзды галактического фона, на который проецируется скопление. Во-вторых, звёзды 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 звёзд на диаграмме. На рис. 7-4 видно, что разброс велик у звёзд, не дошедших до ГП - именно там, где темп эволюционных изменений светимостей и показателей цвета велик. Некоторый вклад в разброс ГП дают двойные звёзды, не разрешенные фотометрическим прибором. Сложение блеска двух звёзд приводит к сдвигу на ГР-диаграмме такого объекта вверх (в сторону больших светимостей). Так, легко подсчитать, что суммарный блеск двух звёзд одинаковой светимости сдвигает такую двойную звёзду, наблюдаемую как одиночную, на 0m.75 вверх от ГП одиночных звёзд. Некоторый вклад в дисперсию ГП могут вносить различия в скоростях вращения звёзд. Вращение звёзд 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 звёзд очень молодых звёзд вносят остатки околозвёздных протопланетных дисков, существование которых в настоящее время подтверждается инфракрасной фотометрией и спектральным анализом. Наблюдения показывают, что до половины звёзд 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 звёзд фона все же остается в выборке, поэтому выводы о свойствах звёздного населения скопления, основанные на положениях на ГР-диаграмме одной-двух звёзд, обычно недостоверны. На рис. 7-5 хорошо выделяется достаточно узкая главная последовательность, а вдоль нее, несколько выше, проходит заметно выделяющаяся последовательность двойных звёзд. Выделенность последовательности двойных звёзд говорит о том, что большая часть двойных имеет близкие по массе компоненты.
Верхняя часть ГП скопления явственно отклоняется от НГП. Это отклонение является следствием звёздной 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 звёзд от стадии ГП к стадии красного гиганта происходит очень быстро и вероятность заметить звёзду 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 звёзды, у которых в ядре уже загорелся гелий (т.е. звёзды 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 межзвёздного покраснения и ошибок в определении модуля расстояния.
На рис. 7-6 показана ГР-диаграмма одного из самых старых рассеянных звёздных 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 звёзд отсутствует. Вблизи ветви красных гигантов выделяется сгущение звёзд, в недрах которых уже горит гелий (звёзды горизонтальной ветви). На ГР-диаграмме М67 имеются две интересные особенности. Первая - пробел в верхней части ГП, объясняемый ускорением темпа эволюции для звёзд, отошедших от ГП. Вторая особенность - существование некоторого количества звёзд ГП, расположенных выше области перехода ГП в ветвь субгигантов. Эти звёзды обычно называют "голубыми бродягами" Эволюционный статус этих звёзд до конца не выяснен и причины их аномальных свойств пока не совсем понятны. Наиболее популярна сейчас гипотеза, что все они являются членами двойных звёзд, 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 звёзд или в результате постепенного слияния двух звёзд, 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 звёзд или слияния двух звёзд, которые до этого представляли собой тесную двойную систему.