Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.8.2.html

8.2 Фотометрические диаграммы шаровых скоплений

Лекция 8. Шаровые звёздные скопления

8.2 Фотометрические диаграммы шаровых скоплений

Диаграммы показатель цвета-звёздная величина шаровых скоплений имеют характерный вид для старого населения Галактики и сложную структуру, позволяющую проводить тонкий анализ свойств звёздного населения этих объектов. ГР-диаграммы шаровых скоплений характерны для маломассивных (с массами менее 1М?) звёзд с пониженным содержанием металлов. Их структура качественно описывается современной теорией звёздной эволюции.

На рис. 8-3 приведен схематический вид ГР-диаграммы шаровых скоплений. На рисунке показано два набора по три теоретические изохроны для возрастов 12, 14 и 16 миллиардов лет для двух значений содержания металлов - [Fe/H] = -1.26 и -2.03. Смещения последовательностей демонстрируют влияние возрастов и содержания металлов на вид ГР-диаграммы. Основной структурный элемент диаграммы - главная последовательность (ГП), плавно переходящая в ветвь субгигантов (ВСГ) и затем в ветвь красных гигантов (ВКГ). Но после стадии красного гиганта, когда в ядре звезды загорается гелий и она теряет часть своей оболочки, звезда переходит на так называемую горизонтальную ветвь (ГВ), точнее - на горизонтальную ветвь нулевого возраста (ГВНВ).

Светимость звёзд горизонтальной ветви зависит в основном только от содержания тяжелых элементов, что дает возможность использовать светимость ГВ для определения модулей расстояния шаровых скоплений. Звёзды горизонтальной ветви имеют гелиевые ядра, в которых гелий превращается в углерод. Выше гелиевого ядра в оболочке звезды продолжает гореть водород в слоевом источнике. Ввиду слабой зависимости массы гелиевого ядра от начальной массы звезды, звёзды ГВ представляют собой гелиевые ядра почти одной и той же массы, окруженные водородными оболочками разной массы. В зависимости от массы водородной оболочки звезда попадает на разные части горизонтальной ветви - голубую или красную, разделяемые полосой нестабильности, в которой наблюдаются переменные типа RR Лиры. В полосе нестабильности, выделенной на рис. 8-3 пунктирными линиями, звёзды постоянного блеска отсутствуют (пробел Шварцшильда).

Морфологическую структуру ГВ удобно характеризовать параметром (B - R)/(B + V + R), где B, V и R - количество звёзд на голубом конце, в пробеле Шварцшильда и на красном конце горизонтальной ветви скопления, соответственно. Этот параметр часто называют цветом горизонтальной ветви. Цвет горизонтальных ветвей шаровых скоплений очень хорошо коррелирует с их типом по Оостерхофу - шаровые скопления с большими средними периодами лирид (тип II по Оостерхофу) имеют, как правило, экстремально голубые ГВ, большой процент переменных типа RRc и очень низкую металличность. Благодаря тому, что цвет горизонтальной ветви можно определить практически для любого скопления, тогда как тип по Оостерхофу только для тех, у которых наблюдаются лириды, этот параметр в настоящее время чаще используют для классификации скоплений. Далее будет показано, что по цвету горизонтальной ветви можно отличить скопления генетически связанные с Галактикой от скоплений ею захваченных.

В процессе эволюции звезда покидает горизонтальную ветвь нулевого возраста и движется вправо и несколько вверх, постепенно переходя на так называемую асимптотическую ветвь гигантов (АВГ). На асимптотическую ветвь гигантов приходят почти все звёзды горизонтальной ветви, кроме звёзд ее левого конца, которые сразу переходят в белые карлики. При переходе с горизонтальной ветви на асимптотическую ветвь гигантов часть звёзд пересекает полосу нестабильности и становятся переменными типа RR Лиры и W Девы. Звёзды типа W Девы наблюдаются только в скоплениях с развитой голубой горизонтальной ветвью. Стадия АВГ характеризуется тем, что звёзды на ней интенсивно теряют массу, возвращая газ в межзвёздную среду. ГР-диаграммы отдельных шаровых скоплений имеют определенные структурные особенности. На рис. 8-4 приведена наблюдательная ГР-диаграмма шарового скопления NGC 1261. На ГР-диаграмме этого скопления видно, что красная часть горизонтальной ветви густо населена звездами, а на голубой горизонтальной ветви звёзд почти нет. На следующем рисунке 8-5 показана ГР-диаграмма скопления NGC 1851. Здесь густо заселены обе части горизонтальной ветви и отлично видна асимптотическая ветвь гигантов. Скопление это далекое, так что даже у предельной видимой величины V ? 20m нет и следов главной последовательности.

На рисунке 8-6 приведен еще один пример - ГР-диаграмма шарового скопления NGC 228. Здесь мы видим, что заселена только голубая горизонтальная ветвь. Из приведенных примеров ясно, что шаровые скопления могут иметь разную морфологию горизонтальной ветви. Основным параметром, определяющим структуру ГР-диаграммы шаровых скоплений, является содержание тяжелых элементов. Как показывают теоретические расчёты звёздных атмосфер, возраст также смещает ГВ скопления в голубую сторону. Однако имеются скопления близкие по металличности и возрасту, но с разной морфологией горизонтальных ветвей. В итоге возникает так называемая "проблема третьего параметра" - что же управляет структурой ГР-диаграммы кроме содержания тяжелых элементов и возраста? Решение этой проблемы очень важно, поскольку, как мы позже увидим, шаровые скопления с аномально покрасневшими ГВ обладают резко отличными пространственно-кинематическими и химическими свойствами.