Звездные скопления << 6.10 Двумерная и многомерная классификация шаровых скоплений Галактики | Оглавление | 7.1 Пространственное распределение шаровых скоплений Галактики >>

---

6.11 Морфологические параметры горизонтальных ветвей. Группы Миронова - Самуся

Мы уже говорили о различиях форм горизонтальных ветвей на диаграммах V, В - V звезд шаровых скоплений. Для характеристики этих форм в работах Миронова (1973), а также Миронова и Самуся (1974) были введены так называемые морфологические параметры горизонтальных ветвей (рис. 102): B'/(B' + R'), (B - V)₁, (B - V)₂, (B - V)_g, (B - V)_b, (B - V)_r, Δ (2 - 1), Δ (g - r), Δ (r - b). Все показатели цвета здесь исправлены за избытки цвета; В' и R' - числа звезд на голубом и красном участках горизонтальной ветви соответственно; (B - V)₁ - значение (B - V), соответствующую максимуму распределения числа всех звезд горизонтальной ветви по показателю цвета (B - V); (B - V)_b, (B - V)_r - значения (B - V), соответствующие голубой и красной границам пробела Шварцшильда, а (B - V)_g - точке пересечения продолжения горизонтальной ветви с ветвью гигантов.

Рис. 102. Основные морфологические параметры горизонтальной ветви (по Миронову и Самусю, 1974).

Анализируя зависимости между этими параметрами, Миронов и Самусь (1974) подтвердили возможность деления шаровых скоплений на две группы, впервые предложенного Мироновым (1973). К группе I были отнесены скопления с очень населенными (по сравнению с красными) голубыми участками горизонтальных ветвей, - с В'/(В' + R') = 0,9 ± 0,05, - характеризующиеся постоянством значений Δ (g - r) ≈ 0,4 ± 0,05 и Δ (2 - 1) ≈ 0,54 ± 0,06 при (B - V)_r, меняющемся в пределах от 0,25 до 0,41. Все остальные скопления были отнесены к группе II.

Нетрудно убедиться в том, что скопления I Миронова - Самуся в основном относятся II Оостерхофа, а скопления группы I Оостерхофа - к группе II Миронова - Самуся.

Определение возрастов скоплений по светимости звезд находящихся в точке поворота (ТО) главной последовательности, произведенное Мироновым и Самусем (1974) с помощью опубликованной Сэндиджем (1970) формулы

(6.12)

(где T₉ - возраст скоплений в миллиардах лет), показало, что скопления I группы Миронова - Самуся, по-видимому, в 2-3 раза старше остальных шаровых скоплений Галактики. Их возрасты достигают 25 - 35 миллиардов лет. Этот интереснейший вывод был получен при условии правильности шкалы расстояний Кукаркина (1974а), использованной авторами для определения значений L_T0.

Если это так, то скопления I группы Миронова-Самуся являются наиболее старыми шаровыми скоплениями нашей Галактики, и исключительная "голубизна" их горизонтальных ветвей объясняется не просто большей потерей массы звездами, испытавшими гелиевую вспышку (см. § 6.8), а тем, что сами эти звезды перед вступлением на горизонтальную ветвь уже имели меньшую массу по сравнению с массой соответствующих звезд скоплений II группы Миронова - Самуся. На подобное изменение вида горизонтальной ветви с увеличением возраста скопления уже указывал на основании своих расчетов Руд (1973).

Однако слишком сложно выражение (6.12), по которому определяется возраст T₉, слишком неуверенна еще калибровка светимостей звезд шаровых скоплений. Согласно Сэндиджу (1970), например, скопление М 3 (II группы Миронова - Самуся) старше скопления М 13 (I группы Миронова - Самуся). Слишком неуверенно определяются еще избытки цвета шаровых скоплений и значения Y для этих систем, многие вскрытые закономерности еще недостаточно хорошо изучены, и их взаимные корреляции могут искажать выводы, делаемые на основании этих закономерностей.

В настоящее время ясно (см. конец § 6.7), что нельзя более смешивать понятия "содержание тяжелых элементов" и "содержание металлов". Необходимо рассматривать отдельно содержание элементов группы Fe и элементов группы CNO и заново проверить, какие из индексов металличности действительно характеризуют содержание элементов группы железа, а какие искажаются влиянием элементов группы CNO, содержание которых в звезде подрастает с течением времени в процессе ее эволюции и результате ядерных реакций.

---

<< 6.10 Двумерная и многомерная классификация шаровых скоплений Галактики | Оглавление | 7.1 Пространственное распределение шаровых скоплений Галактики >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также: Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Комета, скопления и туманности Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Сбрасывающая массивную оболочку звезда G79.29+0.46 Все публикации на ту же тему >>