Astronet > Zvezdnye skopleniya

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Zvezdnye skopleniya << 3.10 U, B, V-fotometriya i dvuhcvetnye diagrammy. Q-metod i uchet poglosheniya sveta s pomosh'yu dvuhcvetnyh diagramm. Standartnaya glavnaya posledovatel'nost' | Oglavlenie | 3.12 Uchet razlichii v soderzhanii tyazhelyh elementov >>

3.11 Uchet evolyucionnyh effektov. Problema opredeleniya nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti

V konce 30-h - nachale 40-h godov, posle otkrytiya real'nyh yadernyh reakcii, sposobnyh podderzhivat' izluchenie zvezd na protyazhenii ogromnyh promezhutkov vremeni, i priznaniya togo, chto zvezdy sostoyat v osnovnom iz vodoroda i geliya s nebol'shoi (poryadka 1%) primes'yu bolee tyazhelyh elementov, voznikla sovremennaya koncepciya vnutrennego stroeniya i evolyucii zvezd.

Soglasno etoi koncepcii (sm., naprimer, Teiler, 1973), osnovnymi istochnikami energii zvezdy, vstupivshei posle svoego vozniknoveniya na tak nazyvaemuyu nachal'nuyu glavnuyu posledovatel'nost', yavlyayutsya (v zavisimosti ot massy zvezdy) uglerodno-azotnyi cikl ili proton-protonnaya reakciya, v processe kotoryh v central'nom ob'eme zvezdy vodorod prevrashaetsya v gelii. Razmery i massa voznikshego izotermicheskogo yadra zvezdy, sostoyashego v osnovnom iz geliya, postepenno uvelichivayutsya. Pri etom proishodit medlennoe szhatie yadra i sootvetstvuyushee otklonenie polozheniya zvezdy na diagramme Hercshprunga-Ressela vpravo i vverh ot polozheniya, kotoroe ona zanimala na nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti ranee.

Kogda massa lishennogo istochnikov energii izotermicheskogo yadra dostigaet 10-15% obshei massy zvezdy (tak nazyvaemogo predela Shenberga-Chandrasekara) i zvezda stanovitsya yarche primerno na 1^m, proishodit bystroe szhatie yadra, soprovozhdayusheesya odnovremennym rasshireniem vneshnei obolochki zvezdy. Pri etom zvezda (prakticheski sohranyaya svoyu svetimost') prevrashaetsya v krasnyi gigant ili sverhgigant, esli massa ee prevyshaet tri solnechnye massy. Dlya zvezd men'shei massy uhod s glavnoi posledovatel'nosti vpravo v oblast' subgigantov na diagramme Hercshprunga-Ressela proishodit medlennee.

Eta teoriya ob'yasnyaet harakternoe otklonenie vverh verhnei chasti glavnoi posledovatel'nosti zvezd rasseyannyh skoplenii na diagramme Hercshprunga-Ressela.

Soglasno Sendidzhu i Shvarcshil'du (1952), predel Shenberga-Chandrasekara dlya massivnyh zvezd dostigaetsya za vremya

$t = 0,007\frac{Xq\mathfrak {M}c^2}{L},$ (3.60)

gde $\mathfrak {M}$ - massa zvezdy, L - ee svetimost' v moment uhoda iz oblasti glavnoi posledovatel'nosti v oblast' gigantov ili sverhgigantov, X - procentnoe soderzhanie vodoroda v zvezde, q - dolya massy zvezdy, v kotoroi vodorod prevratilsya v gelii, sootvetstvuyushaya predelu Shenberga-Chadrasekara, s - skorost' sveta.

Prinimaya vozrast sharovogo skopleniya M 3 ravnym 5,1 · 10⁹ let, Sendidzh (1957b) poluchil sleduyushuyu formulu dlya prakticheskogo opredeleniya vozrastov skoplenii:

$t = 1,1 \cdot 10^{10} \frac{\mathfrak {M}}{L} \quad \mbox{let},$ (3.61)

gde $\mathfrak {M}$ i L - massy i svetimosti zvezd verhnego konca glavnoi posledovatel'nosti, nahodyashihsya v tochke ee povorota vpravo, vyrazhennye v edinicah massy i svetimosti Solnca. Tak kak soglasno zavisimosti massa - svetimost' L ∝ $\mathfrak {M}^3$ , to

$t \sim \mathfrak {M}^{-2},$ (3.62)

t. e. zvezdy pokidayut glavnuyu posledovatel'nost' tem ran'she, chem bol'she ih massa. Takim obrazom, po absolyutnoi velichine naibolee yarkih zvezd glavnoi posledovatel'nosti, nablyudaemyh v dannom skoplenii, vpervye poyavilas' vozmozhnost', pol'zuyas' formuloi (3.61), opredelyat' vozrasty skoplenii.

Bystrym, pochti skachkoobraznym, prevrasheniem zvezd verhnego konca glavnoi posledovatel'nosti v krasnye giganty i sverhgiganty ob'yasnyaetsya sushestvovanie tik nazyvaemogo probela Hercshprunga na diagramme Hercshprunga-Ressela. Teoriya stroeniya i evolyucii zvezd prodolzhaet razvivat'sya i sovershenstvovat'sya. V sootvetstvii s etim utochnyayutsya i vytekayushie iz nee razlichnye formuly. My vernemsya k etomu voprosu v gl. 6, poka zhe otmetim, chto odni iz pervyh raschetov izmeneniya polozheniya nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti na diagramme Hercshprunga-Ressela s techeniem vremeni byli sdelany v rabote Dzhonsona i Naklesa (1955), posvyashennoi issledovaniyu skoplenii Giady i Volosy Veroniki.

Po formule (3.61) Dzhonson i Nakles nashli, chto vozrast Pleyad blizok k 2 · 10⁸ let (teper' on ocenivaetsya na poryadok men'she), a vozrast Giad i skopleniya Yasli - 1 · 10⁹ let (sootvetstvenno 7 · 10⁸let). Sovmestiv glavnuyu posledovatel'nost' Pleyad s glavnoi posledovatel'nost'yu Giad v oblasti s +0^m < V-V < +0^m,6, Dzhonson i Nakles obnaruzhili, chto goluboi konec glavnoi posledovatel'nosti Pleyad (bolee molodogo skopleniya) raspolagaetsya na diagramme nizhe i levee golubogo konca glavnoi posledovatel'nosti bolee starogo skopleniya, chto i sledovalo ozhidat', esli verna teoriya rannei evolyucii zvezd glavnoi posledovatel'nosti Shenberga i Chandrasekara (1942).

Pol'zuyas' teoriei evolyucii zvezd, razvitoi Harrison (1944), Dzhonson i Nakles rasschitali, ishodya iz nablyudaemogo polozheniya glavnoi posledovatel'nosti Giad (sploshnaya liniya na ris. 32), ee "pervonachal'noe" polozhenie, izobrazhennoe tochkami na tom zhe risunke. Preryvistaya liniya, provedennaya cherez eti tochki, izobrazhaet glavnuyu posledovatel'nost' Pleyad po dannym Dzhonsona i Morgana (1953), forma kotoroi, kak my vidim, prekrasno soglasuetsya s formoi verhnego uchastka nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti, poluchennogo iz glavnoi posledovatel'nosti Giad.

Na ris. 33, takzhe vzyatom iz raboty Dzhonsona i Naklesa (1955), polozheniya glavnyh posledovatel'nostei raznyh vozrastov (0,1 · 10⁹ i 5 · 10⁹ let), rasschitannyh po nablyudaemoi glavnoi posledovatel'nosti Giad, sravnivayutsya s polozheniyami blizkih k Solncu zvezd V klassa svetimosti. Chernye kruzhki sootvetstvuyut zvezdam s nadezhnymi trigonometricheskimi parallaksami, belye kruzhki - srednim znacheniyam dlya grupp zvezd raznyh spektral'nyh klassov po dannym Dzhonsona i Morgana (1953). Risunok pokazyvaet, chto vozrasty blizlezhashih zvezd zaklyucheny v predelah ot 0 do 5 · 10⁹ let. Bol'shaya shirina glavnoi posledovatel'nosti, opredelyaemoi blizlezhashimi zvezdami, estestvenno ob'yasnyaetsya dispersiei

Ris. 32. Sravnenie glavnoi posledovatel'nosti Pleyad (preryvistaya liniya) so znacheniyami M_V, V-V (tochki), vychislennymi, ishodya iz glavnoi posledovatel'nosti Giad, namechennoi sploshnoi liniei (Dzhonson, Nakles, 1955).

Ris. 33. Sravnenie teoreticheskih glavnyh posledovatel'nostei, sootvetstvuyushih vozrastam 0,1 · 10⁹ i 5 · 10⁹ let, s polozheniyami blizkih k Solncu zvezd-karlikov (Dzhonson, Nakles, 1955).

vozrastov etih zvezd. Tam, gde vliyanie evolyucionnyh effektov menee zametno (v oblasti s V-V > +0^m,8), glavnaya posledovatel'nost' znachitel'no uzhe.

Rabota Dzhonsona i Naklesa polozhila nachalo celomu ryadu rabot, posvyashennyh postroeniyu empiricheskoi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti i uchetu evolyucionnyh effektov v probleme opredeleniya rasstoyanii do zvezdnyh skoplenii.

Ris. 34. Poyasnenie procedury postroeniya standartnoi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti (Dzhonson, 1957). V ramki zaklyucheny oblasti sovmesheniya schitavshihsya ne iskazhennymi evolyucionnymi effektami uchastkov glavnyh posledovatel'nostei Giad, Pleyad i skopleniya NGC 2362.

Ris. 34 poyasnyaet proceduru postroeniya tak nazyvaemoi standartnoi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti, predlozhennuyu Dzhonsonom (1957). Osnovoi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti yavlyaetsya posledovatel'nost' Giad, nizhnii konec kotoroi (dlya V-V > +0^m,55) za vremya zhizni skopleniya (7 · 10⁸ let) eshe ne uspel zametno proevolyucionirovat'. V oblasti +0^m,55 < V-V < +0^m,85 s glavnoi posledovatel'nost'yu Giad sovmeshaetsya uchastok glavnoi posledovatel'nosti Pleyad, kotoryi za vremya zhizni etogo skopleniya (2 · 10⁷ let) takzhe eshe ne uspel zametno otklonit'sya ot nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti. V to vremya schitalos' (sm., naprimer, Sendidzh, 1957a), chto zvezdy glavnoi posledovatel'nosti, kotorye na Z^m, slabee yarchaishih zvezd skopleniya, prinadlezhashih etoi posledovatel'nosti, dolzhny eshe ostavat'sya na nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti. V sootvetstvii s etim Dzhonson schel vozmozhnym sovmestit' glavnuyu posledovatel'nost' ochen' molodogo skopleniya NGC 2362 (vozrast 3 · 10⁶ let) s glavnoi posledovatel'nost'yu Pleyad v raione V-V = 0^m,0, dlya togo chtoby prodolzhit' nachal'nuyu glavnuyu posledovatel'nost' v storonu otricatel'nyh znachenii V-V.

V bol'shinstve rabot dlya opredeleniya rasstoyanii rasseyannyh skoplenii do sih por ispol'zuetsya tak nazyvaemaya empiricheskaya nachal'naya glavnaya posledovatel'nost', opublikovannaya Dzhonsonom i Iriarte (1958). Ona prakticheski sovpadaet s posledovatel'nost'yu, privedennoi v stat'yah Sendidzha (19576; 19626), otlichayas' ot poslednei lish' na 0^m,2 v raione +0^m,15 < V-V < +0^m,25. Eshe men'she ee otlichiya ot posledovatel'nostei Eggena (1965g) i Blaau (1963).

Naklon krivoi V,V-V v raione zvezd rannih spektral'nyh klassov (O-V) ochen' velik. Poetomu dlya opredeleniya rasstoyanii skoplenii po etim zvezdam udobnee pol'zovat'sya diagrammoi V,U-V, tak kak moduli rasstoyaniya molodyh skoplenii opredelyayutsya bolee tochno po etim diagrammam, chem po diagrammam V,V-V. Nekotorye avtory pol'zuyutsya obeimi diagrammami i usrednyayut opredelennye po nim moduli rasstoyaniya odnogo i togo zhe skopleniya dlya polucheniya bolee tochnyh rezul'tatov.

Pri opredelenii rasstoyaniya do dannogo skopleniya nuzhno znat', kakaya chast' ego glavnoi posledovatel'nosti prigodna dlya sravneniya s nachal'noi. Kak pokazal Dzhonson (1960), neiskazhennaya evolyucionnymi effektami oblast' glavnoi posledovatel'nosti lezhit po krainei mere na pyat' velichin nizhe samyh yarkih zvezd skopleniya, otnosyashihsya k etoi posledovatel'nosti, a ne na tri velichiny, kak prinimalos' avtorami upomyanutyh vyshe rabot pri postroenii imi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti. Vsledstvie etogo svetimost' zvezd rannih spektral'nyh klassov nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti mozhet byt' zavyshena iz-za nakopleniya sistematicheskih oshibok v processe ob'edineniya schitavshihsya neproevolyucionirovavshimi otrezkov glavnoi posledovatel'nosti sootvetstvuyushih skoplenii.

Kopylov (1958; 1960) predlozhil neskol'ko inuyu metodiku postroeniya nachal'noi, ili (po ego terminologii) ishodnoi glavnoi posledovatel'nosti. Kopylov predpochitaet pol'zovat'sya ne pokazatelyami cveta V-V, a spektral'nymi klassami Sp v sisteme razvitoi im dvumernoi kolichestvennoi spektral'noi klassifikacii zvezd. Delo v tom, chto, kak otmechaet Kopylov (1964), pokazatel' cveta V-V yavlyaetsya plohim indikatorom effektivnoi temperatury zvezdy dlya ochen' goryachih i ochen' holodnyh zvezd, maksimum izlucheniya kotoryh smeshaetsya sootvetstvenno v fioletovuyu i infrakrasnuyu oblasti spektra. V samom dele, dlya zvezd spektral'nyh klassov O5-O9 on voobshe ne menyaetsya, ostavayas' ravnym -0^m,31. Krome togo, po mneniyu Kopylova, riskovanno opirat'sya tol'ko na odno skoplenie (Giady), glavnaya posledovatel'nost' kotorogo mozhet obladat' individual'nymi osobennostyami.

Poetomu Kopylov (1960) postroil svodnuyu diagrammu (Sp,M_V) Dlya 15 skoplenii, pri opredelenii rasstoyanii do kotoryh on ispol'zoval kak gruppovye, tak i spektral'nye parallaksy. Nizhnyaya ogibayushaya semeistva tochek na poluchennoi diagramme i byla prinyata im za ishodnuyu glavnuyu posledovatel'nost'. V raione spektral'nyh klassov F0 i bolee pozdnih posledovatel'nost' Kopylova prakticheski sovpadaet s posledovatel'nost'yu Dzhonsona - Iriarte, no dlya zvezd rannih spektral'nyh klassov ona prohodit sushestvenno (ot 0^m,5 do 1^m,0) nizhe poslednei.

V toi zhe stat'e Kopylov privel rezul'taty opredeleniya polozheniya ishodnoi glavnoi posledovatel'nosti sovershenno nezavisimym metodom, ispol'zovav rezul'taty raschetov 45 odnorodnyh modelei vnutrennego stroeniya zvezd raznyh mass, opublikovannye razlichnymi avtorami. Tak kak eti modeli lisheny izotermicheskogo yadra, ih parametry sootvetstvuyut harakteristikam zvezd nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti. Pri zadannom himicheskom sostave radius, effektivnaya temperatura poverhnosti T_eff i polnaya svetimost' M_bol odnorodnoi modeli zvezdy odnoznachno opredelyayutsya ee massoi $\mathfrak {M}$ . Znaya zavisimost' mezhdu T_eff i bolometricheskoi popravkoi Δm_bol mozhno naiti M_V = M_bol - Δm_bol. Spektral'nyi klass Sp (ili sootvetstvuyushii emu pokazatel' cveta V-V) mozhno naiti po empiricheskoi zavisimosti mezhdu $\lg\mathfrak {M}$ i Sp. Poluchennaya po odnorodnym modelyam zvezd ishodnaya glavnaya posledovatel'nost' horosho sovpadaet s posledovatel'nost'yu, naidennoi Kopylovym po spektral'nym i fotometricheskim nablyudeniyam, podtverzhdaya neobhodimost' znachitel'noi popravki posledovatel'nosti Dzhonsona - Iriarte v oblasti zvezd rannih spektral'nyh klassov. K analogichnomu zaklyucheniyu nedavno prishel i Eggen (1976).

Ris. 35. Teoreticheskie glavnye posledovatel'nosti skoplenii razlichnogo vozrasta (Dzhonson, 1960).

Rassmotrim teper' detal'no razrabotannyi Dzhonsonom (1960) metod opredeleniya fotometricheskih modulei rasstoyaniya rasseyannyh skoplenii po ih yarkim zvezdam, ispytavshim naibol'shee vliyanie evolyucionnyh effektov. Eto ochen' vazhno, poskol'ku v sluchae dalekih skoplenii dlya issledovaniya dostupny tol'ko eti zvezdy.

Tablica 3.4

ΔM_V	-2^m,0	-1^m,2	-0^m,6	-0^m,2	-0^m,1	-0^m,05	0^m,0	0^m,0
ΔV	-1,0	0,0	1,0	2,0	3,0	4,0	5,0	6,0

Na ris. 35 pokazany posledovatel'nye polozheniya, zanimaemye na diagramme M_V,V - V zvezdami, nahodivshimisya v moment t = 0 na nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti, poluchennye pa osnove dannyh Henieya, Lelev'e i Levi (1959) dlya momentov vremeni t = 6,2 · 10⁸, 1,25 · 10⁷, 3,5 · 10⁷, 1 · 10⁸ i 2 · 10⁸ let. Otkloneniya ΔM_V tochek etih krivyh ot empiricheskoi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti, tabulirovannoi v rabote Dzhonsona i Iriarte (1958), predstavleny na ris. 36 (Dzhonson, 1960). Formy krivyh ΔM_V, M_V na ris. 36 ochen' shodny, i prakticheski kazhdaya iz nih mozhet byt' poluchena iz drugoi prostym smesheniem vdol' gorizontal'noi osi. Eto pozvolilo poluchit' odnu edinuyu dlya skoplenii raznogo vozrasta (do 2 · 10⁸ let) empiricheskuyu srednyuyu krivuyu evolyucionnyh otklonenii, predstavlennuyu v tabl. 3.4. Eta krivaya ispol'zuetsya dlya opredeleniya modulei rasstoyaniya ne ochen' staryh rasseyannyh skoplenii. Procedura sostoit v sleduyushem.

Ris. 36. Teoreticheskie krivye evolyucionnyh otklonenii zvezd raznoi svetimosti ot nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti dlya skoplenii raznogo vozrasta, ukazannogo v godah ryadom s kazhdoi krivoi (Dzhonson, 1960).

S pomosh'yu modificirovannogo Q-metoda (po nomogramme Dzhonsona) opredelyayutsya znacheniya (V-V)₀ dlya otdel'nyh chlenov skopleniya. Nablyudaemye velichiny V ispravlyayutsya za mezhzvezdnoe pogloshenie, t. e. nahodyatsya velichiny V₀ = V - 3,2E_B-V Po naidennym znacheniyam (V-V)₀ s pomosh'yu tablicy, soderzhashei nachal'nuyu glavnuyu posledovatel'nost', opredelyayutsya znacheniya M⁰ - absolyutnye vizual'nye velichiny, kotorye eti zvezdy imeli by, esli by oni nahodilis' na nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti. Dlya kazhdoi zvezdy skopleniya vychislyaetsya individual'nyi modul' rasstoyaniya V₀ - M⁰. Po etim dannym stroitsya grafik zavisimosti V₀ - M⁰,V₀ (sm. ris. 37, vzyatyi iz raboty Dzhonsona, na kotorom izobrazhena eta zavisimost' dlya zvezd skopleniya NGG 457). Na poluchennuyu zavisimost' nakladyvayut izobrazhennuyu na ris. 37 sploshnoi liniei krivuyu evolyucionnyh otklonenii (sm. tabl. 3.4), dobivayas' nailuchshego soglasiya ee s tochkami zavisimosti. Istinnyi modul' rasstoyaniya skopleniya sootvetstvuet znacheniyu V₀ - M⁰, pri kotorom prodolzhenie gorizontal'nogo konca krivoi evolyucionnyh otklonenii (preryvistaya liniya na ris. 37) peresekaet os' ordinat.

Etot metod mozhet primenyat'sya dazhe k skopleniyam, verhnyaya chast' glavnoi posledovatel'nosti kotoryh proslezhena na protyazhenii vsego lish' 1 - 2 velichin; pravda, tochnost' ego pri etom sushestvenno nizhe tochnosti rezul'tatov, poluchaemyh v teh sluchayah, kogda mozhno neposredstvenno pol'zovat'sya nachal'noi glavnoi posledovatel'nost'yu.

Ris. 37. Zavisimost' V₀ - M⁰,V₀ dlya zvezd skopleniya NGC 457 s sovmeshennoi s neyu krivoi evolyucionnyh otklonenii (Dzhonson, 1960).

Dlya skoplenii, vozrast kotoryh prevyshaet 2 · 10⁸ let, nel'zya pol'zovat'sya privedennoi v tabl. 3.4 krivoi evolyucionnyh otklonenii, tak kak forma etoi krivoi ne ostaetsya neizmennoi po mere perehoda k zvezdam men'shei svetimosti i massy. Krome togo, za vremya poryadka 10¹⁰ let evolyucionnye izmeneniya stanovyatsya zametnymi dazhe u zvezd maloi massy, i sovmeshenie glavnyh posledovatel'nostei ochen' staryh skoplenii s nachal'noi glavnoi posledovatel'nost'yu okazyvaetsya prakticheski nevozmozhnym.

Ris. 38. Evolyucionnyi trek (tochki) zvezdy "I tipa" s massoi poryadka solnechnoi (Hoil, 1959). Sploshnaya liniya - nachal'naya glavnaya posledovatel'nost'.

Na ris. 38 (Hoil, 1959) tochkami predstavlen evolyucionnyi trek zvezdy "I tipa" s massoi 2,17 · 10³³ g (1,09 massy Solnca) i himicheskim sostavom X = 0,75, Y = 0,24 (gde X i Y - soderzhanie vodoroda i geliya sootvetstvenno). Forma treka shodna s formoi posledovatel'nosti, obrazovannoi slabymi zvezdami skopleniya M 67 na diagramme M_bol, lg T_e (sm. ris. 147). Sudya po polozheniyu tochki otkloneniya glavnoi posledovatel'nosti vpravo, vozrast skopleniya ocenivaetsya teper' v 3 · 10⁹ let. Tak kak evolyuciya zvezd maloi massy posle ih uhoda s glavnoi posledovatel'nosti proishodit medlennee, chem evolyuciya zvezd bol'shih mass, verhnii konec glavnoi posledovatel'nosti u staryh skoplenii posle dostizheniya ih zvezdami predela Shenberga - Chandrasekara ne obryvaetsya, a perehodit v nepreryvnuyu posledovatel'nost' subgigantov.

Tablica 3.5

ΔM_V

-2^m,18

-1^m,49

-1^m,08

-0^m,85

-0^m,60

-0^m,39

-0^m,24

-0^m,20

-0^m,16

-0^m,12

-0^m,09

-0^m,08

-0^m,06

ΔV

1^m,08

0^m,54

0^m,33

0^m,29

0^m,33

0^m,54

1^m,08

1^m,30

1^m,64

1^m,87

2^m,24

2^m,91

3^m,46

V 1961 g. Sendidzh (1962b) vpervye ispol'zoval dlya opredeleniya rasstoyanii do ochen' staryh rasseyannyh skoplenii M 67 i NGC 188 krivye evolyucionnyh otklonenii, poluchennye s pomosh'yu rasschitannyh Hoilom (1959) evolyucionnyh trekov na diagramme M_bol, lg T_e modelei zvezd s raznym himicheskim sostavom. V tabl. 3.5 (analogichnoi tabl. 3.4) privoditsya podobnaya krivaya dlya zvezd "I tipa" s massoi 1,1 massy Solnca, poluchennaya po tabl. 9, opublikovannoi v stat'e Sendidzha (1962b). Na ris. 39 (Sendidzh, 19626) pokazano primenenie etoi krivoi dlya opredeleniya po metodu Dzhonsona modulya rasstoyaniya skopleniya M 67. V etom sluchae istinnyi modul' rasstoyaniya (m - M)₀ skopleniya sootvetstvuet tochke peresecheniya osi ordinat s gorizontal'noi pryamoi, yavlyayusheisya asimptoticheskim predelom krivoi evolyucionnyh otklonenii.

Ris. 39. Primenenie krivoi evolyucionnyh otklonenii dlya zvezd "I tipa" s massoi poryadka solnechnoi dlya opredeleniya modulya rasstoyaniya skopleniya M 67 (Sendidzh, 1962b). Tochki sootvetstvuyut srednim znacheniyam V₀ - M⁰_V i M⁰_V zvezd M 67.

Sleduet imet' v vidu, chto evolyucionnye effekty, vliyayushie na polozhenie zvezd na diagramme M_V,B-F, okazyvayut vliyanie i na polozhenie ih na diagramme U-V, V-V. Odnimi iz pervyh ser'eznoe vnimanie na eto obratili Gunn i Kraft (1963). Vpervye popytku opredeleniya polozheniya nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti na diagramme U-V, V-V predprinyali Straizhis i Kavalyauskaite (1967), pokazavshie, chto zvezdy klassov A-F v skopleniyah, podobnyh Giadam, sistematicheski otklonyayutsya ot etoi posledovatel'nosti v storonu bol'shih pokazatelei cveta U-V. Prenebrezhenie evolyucionnymi effektami mozhet sil'no zatrudnit' pravil'nuyu interpretaciyu kartiny, nablyudaemoi na dvuhcvetnoi diagramme.

Dal'neishee rafinirovanie metodiki opredeleniya rasstoyanii do zvezdnyh skoplenii privelo k priznaniyu neobhodimosti ucheta razlichii himicheskogo sostava zvezd.

<< 3.10 U,B,V-fotometriya i dvuhcvetnye diagrammy. Q-metod i uchet poglosheniya sveta s pomosh'yu dvuhcvetnyh diagramm. Standartnaya glavnaya posledovatel'nost' | Oglavlenie | 3.12 Uchet razlichii v soderzhanii tyazhelyh elementov >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - Skoplenie Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie
Sm. takzhe: Chernaya dyra razrushaet zvezdu: animaciya Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 25 samyh yarkih zvezd na nochnom nebe Animaciya: chernaya dyra razrushaet zvezdu Kometa, skopleniya i tumannosti Sravnenie razmerov zvezd Samaya dalekaya iz vseh izvestnyh zvezd? Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce