Zvezdnye skopleniya
<< 6.7 Korrelyacii mezhdu fizicheskimi harakteristikami sharovyh skoplenii Galaktiki | Oglavlenie | 6.9 Ispol'zovanie sootnosheniya mezhdu perehodnym periodom i svetimost'yu peremennyh tipa RR Liry dlya opredeleniya rasstoyanii do sharovyh skoplenii >>
6.8 Gorizontal'nye i asimptoticheskie vetvi. Perehodnyi period peremennyh zvezd tipa RR Liry
Raschety evolyucii zvezd raznyh mass i himicheskogo sostava pozvolili ob'yasnit' (sm., naprimer, Iben, Rud, 1970a) tipichnye diagrammy V, V - V zvezd sharovyh skoplenii, podobnye izobrazhennoi na ris. 80. Tak, zvezdy s massami ot 0,75 do 0,6 massy Solnca, minovav na diagramme V, V - V tochku povorota vpravo ot glavnoi posledovatel'nosti, peremeshayutsya po evolyucionnym trekam, blizkim k posledovatel'nosti subgigantov i vetvi gigantov, uvelichivaya svoyu svetimost' do teh por, poka ne dostignut vershiny vetvi gigantov. V etot moment v okruzhennom vodorodnym sloevym istochnikom energii szhimayushemsya gelievom yadre zvezdy temperatura povyshaetsya nastol'ko, chto proishodit tak nazyvaemaya gelievaya vspyshka - nachinaetsya gorenie geliya, t. e. dopolnitel'noe vydelenie energii v processe prevrasheniya geliya v uglerod, sravnimoe po velichine s energiei, vydelyayusheisya v vodorodnom sloevom istochnike.
V rezul'tate rezkogo povysheniya temperatury zvezda okazyvaetsya na gorizontal'noi vetvi diagrammy velichina - pokazatel' cveta zvezd skopleniya. Svetimost' ee pri etom sushestvenno zavisit ot massy gelievogo yadra k momentu vspyshki. Kak pokazal vpervye Folkner (1966), pri otsutstvii peremeshivaniya veshestva yadra i obolochki nachal'noe polozhenie zvezdy na gorizontal'noi vetvi opredelyaetsya massoi zvezdy. Dlya zapolneniya vetvi na vsem ee protyazhenii dostatochno nichtozhnogo razlichiya mass - vsego na 0,15 massy Solnca, prichem naimenee massivnye zvezdy (s massoi 0,6 solnechnoi) raspolagayutsya pa levom (golubom) konce vetvi, a naibolee massivnye (s massoi 0,75 massy Solnca) - na pravom, krasnom ee konce. Eto razlichie mass obespechivaetsya, s odnoi storony, nebol'shoi raznicei mass zvezd togo uchastka glavnoi posledovatel'nosti, s kotorogo nachinaetsya ih bystraya evolyuciya, a s drugoi, - vozmozhnoi sluchainoi poterei massy zvezdami, dostigshimi vershiny vetvi gigantov, v processe istecheniya veshestva (zvezdnyi veter). Osobenno bol'shaya poterya massy zvezdami, ispytavshimi gelievuyu vspyshku, privodit k tomu, chto oni okazyvayutsya na tak nazyvaemom vysokotemperaturnom prodolzhenii gorizontal'noi vetvi (Folkner, 1972), nablyudayushemsya, naprimer, u skopleniya M 13 (sm. ris. 86 i 96).
Polozhenie krasnoi granicy gorizontal'noi vetvi zavisit ot soderzhaniya metallov Z v zvezdah skoplenii. U skoplenii s Z = 0,01 krasnyi konec gorizontal'noi vetvi pochti soprikasaetsya s vetv'yu gigantov; po mere umen'sheniya Z probel mezhdu pravym koncom gorizontal'noi vetvi i vetv'yu gigantov uvelichivaetsya. U skoplenii s minimal'nym Z nablyudaetsya tol'ko goluboi konec gorizontal'noi vetvi. Vse eti rezul'taty raschetov prekrasno soglasuyutsya s nablyudeniyami (sm., naprimer, tabl. 6.7).
Funkciei Z yavlyaetsya takzhe raznost' absolyutnyh velichin MV zvezd gorizontal'noi vetvi i zvezd skopleniya, nahodyashihsya v "tochke povorota" glavnoi posledovatel'nosti (van Al'bada, Beiker, 1971). Tak, naprimer, u skoplenii M 3, M 5 s [m/N], blizkim k -1,4, eta raznost' ravna Zm,5, togda kak u starogo rasseyannogo skopleniya M 67 s normal'nym soderzhaniem metallov zvezdy gorizontal'noi vetvi (Eggen, Sendidzh, 1964; Holopov, 1965a) vsego pa 1,5 - 2m yarche zvezd tochki povorota (sm. ris. 147).
Sravnenie rezul'tatov teoreticheskih raschetov s nablyudaemymi diagrammami velichina - pokazatel' cveta zvezd sharovyh skoplenii pri zadannom himicheskom sostave i masse rassmatrivaemyh modelei zvezd pozvolilo priiti k sovershenno opredelennomu vyvodu o tom, chto soderzhanie geliya u zvezd sharovyh skoplenii dolzhno byt' blizkim k Y = 0,30, t. e. takim zhe, kak u zvezd ploskoi sostavlyayushei Galaktiki.
Etu velichinu mozhno, v chastnosti, opredelit' dvumya nezavisimymi metodami. Odin iz nih predlozhil Iben (1972), pokazavshii, chto v skopleniyah M 3 i M 15 otnoshenie chisla zvezd, nahodyashihsya na gorizontal'noi vetvi, k chislu zvezd vetvi gigantov, prevyshayushih po svetimosti srednyuyu svetimost' peremennyh tipa RR Liry v dannom skoplenii, ravno 0,9. Eto otnoshenie, ochevidno, ravno otnosheniyu (T) prodolzhitel'nostei prebyvaniya zvezdy v sootvetstvuyushih evolyucionnyh stadiyah. Raschety pokazyvayut, chto T - funkciya nachal'nogo soderzhaniya geliya; pri 0,0001 < Z < 0,001 i Y = 0,29 T = 0,9.
Vtoroi metod osnovan na sravnenii s nablyudeniyami rezul'tatov raschetov pul'sacionnoi neustoichivosti zvezdnyh modelei, poluchennyh s pomosh'yu razvitoi Kristi (1966) nelineinoi teorii pul'sacii peremennyh zvezd tipa RR Liry, poskol'ku svoistva pul'sacii, opredelyaemyh v pervuyu ochered' nalichiem vo vneshnih sloyah zvezdy zony dvukratnoi ionizacii geliya, v sil'neishei stepeni zavisyat ot Y. Nailuchshee soglasie osnovnyh parametrov pul'sacii modelei s nablyudeniyami poluchaetsya pri Y = 0,30. V chastnosti, Kristi ustanovil, chto granicy polosy nestabil'nosti na diagramme Mbol, lgTe s uvelicheniem Y smeshayutsya v storonu bolee vysokih temperatur. Takim obrazom, polozhenie levoi granicy (V - V)b, oblasti, zanimaemoi peremennymi tipa RR Liry v dannom skoplenii na diagramme V, V - V, v pervuyu ochered' zavisit ot Y; v znachitel'no men'shei stepeni ono opredelyaetsya takzhe massoi i svetimost'yu etih peremennyh. Soglasno Mironovu (1973) znacheniya Y svyazany so znacheniyami (V - V)b sootnosheniem
|
(6.7) |
Sendidzh (1969a), pokazavshii, chto v skopleniyah M 3, M 15 i M 92 posle ucheta izbytkov cveta i razlichii pokrovnogo effekta znacheniya V - V zvezd, nahodyashihsya na vysokotemperaturnoi granice polosy nestabil'nosti, prakticheski sovpadayut, opredelil po nim znachenie Y = 0,32 ± 0,06, odinakovoe dlya vseh treh skoplenii, nesmotrya na to, chto soderzhanie metallov Z v M 3 pochti na poryadok bol'she, chem v drugih skopleniyah.
Dovol'no davno razlichnye issledovateli obrashali vnimanie na vstrechayushiesya v nekotoryh sharovyh skopleniyah nemnogochislennye golubye zvezdy, bolee yarkie, chem zvezdy gorizontal'noi vetvi. Neredko ih schitali zvezdami polya. Sistematicheskoe izuchenie etih ob'ektov nachali Zinn i dr. (1972), sostavivshie pervyi spisok zvezd v sharovyh skopleniyah, lezhashih na diagramme V, V - V nad gorizontal'noi vetv'yu levee vetvi krasnyh gigantov. Na diagrammah U, U - V ili U, V - V vetv' gigantov obrazuet gorizontal'noe prodolzhenie gorizontal'noi vetvi, a eti zvezdy v sisteme U okazyvayutsya yarche vseh drugih zvezd skopleniya. Poetomu oni byli nazvany zvezdami "yarkimi v ul'trafiolete". Vskore Zinn (1974) pokazal, chto mnogie iz nih (sudya po luchevym skorostyam) - nesomnennye chleny skoplenii. Prisutstvie ih v skopleniyah obuslovleno dal'neishei evolyuciei zvezd gorizontal'noi vetvi.
Ris. 93. Evolyucionnye treki zvezd nachal'noi gorizontal'noi vetvi s Z = 0,001 (Iben, Rud, 1970b).
Pervye raschety evolyucii zvezd s goryashim gelievym yadrom, okazavshihsya pa tak nazyvaemoi nachal'noi gorizontal'noi vetvi, byli vypolneny Folknerom i Ibenom (1966). Na ris. 93 (Iben, Rud, 1970b) preryvistoi liniei pokazana nachal'naya gorizontal'naya vetv' (pri masse gelievogo yadra, ravnoi 0,475 massy Solnca), a sploshnymi krivymi - evolyucionnye treki okazavshihsya na nei zvezd raznyh mass dlya skoplenii s nizkim soderzhaniem metallov (Y = 0,30, Z = 0,001), podobnyh M 3. Znacheniya mass (v edinicah solnechnoi) privedeny v nachale kazhdogo treka. Dve parallel'nye naklonnye linii - granicy polosy nestabil'nosti. Tochka V sootvetstvuet momentu vygoraniya geliya v centre yadra i obrazovaniyu vokrug uglerodnogo yadra dvoinogo sloevogo istochnika energii (vneshnego - vodorodnogo, vnutrennego - gelievogo).
Na analogichnom ris. 94 (Iben, Rud, 19706) pokazany evolyucionnye treki dlya zvezd gorizontal'noi vetvi skoplenii s ochen' nizkim soderzhaniem metallov (Y= 0,30, Z = 0,0001), podobnyh M 92. V etom sluchae, esli naibol'shaya massa zvezd gorizontal'noi vetvi sostavlyaet 0,75 massy Solnca, polosa nestabil'nosti peresekaetsya bol'shinstvom peremennyh tol'ko odin raz -sleva napravo. Evolyucionnyi trek ot tochki A do tochki V zvezda prohodit primerno za 4 · 107 let, zatem skorost' evolyucii rezko vozrastaet.
Ris. 94. Evolyucionnye treki zvezd nachal'noi gorizontal'noi vetvi s Z = 0,0001 (Iben, Rud, 1970b).
Raschety pul'sacionnyh svoistv modelei peremennyh tipa RR Liry, provedennye Kristi (1966), pokazali, chto kazhdaya takaya zvezda mozhet imet' dva perioda pul'sacii, zavisyashie ot effektivnoi temperatury ee vneshnih sloev (Te): osnovnoi, ili fundamental'nyi (s etim periodom pul'siruyut peremennye tipa RRab), i period pervogo obertona, ravnyi primerno 3/4 osnovnogo perioda (v pervom obertone pul'siruyut peremennye tipa RRc). Pri prohozhdenii zvezdy cherez polosu nestabil'nosti sleva napravo ona nachinaet pul'sirovat' v pervom obertone, period kotorogo s umen'sheniem temperatury postepenno vozrastaet do teh por, poka ne proishodit pochti skachkoobraznyi perehod k pul'saciyam s osnovnym periodom, dlina kotorogo takzhe postepenno uvelichivaetsya do dostizheniya zvezdoi nizkotemperaturnoi granicy polosy nestabil'nosti. Esli evolyuciya proishodit v obratnom napravlenii, pul'sacii v osnovnom tone smenyayutsya pul'saciyami v pervom obertone.
Kratchaishii iz fundamental'nyh periodov ili sootvetstvenno dlinneishii iz periodov pervogo obertona Kristi nazval perehodnym periodom (Ptr). Etot period ne zavisit ot soderzhaniya geliya Y i massy zvezdy, no yavlyaetsya funkciei ee svetimosti L, zavisyashei ot Z. Soglasno Kristi (1970b)
|
(6.8) |
V nekotoroi stepeni znachenie Ptr svyazano takzhe s napravleniem evolyucii poskol'ku pri temperature Ttr, sootvetstvuyushei smene periodov, zvezda mozhet pul'sirovat' kak v osnovnom, tak i v pervom obertone; esli ee temperatura pri priblizhenii k Ttr umen'shaetsya, to vklyuchenie osnovnoi chastoty kolebanii proishodit pri bolee nizkoi temperature, chem Ttr; naoborot, pri vozrastanii temperatury zvezda, pul'siruyushaya s osnovnoi chastotoi, sohranyaet etu chastotu v techenie nekotorogo vremeni i posle togo, kak ee temperatura Te prevzoidet Ttr.
Ves'ma naglyadno vozmozhnoe perekrytie oblastei s raznymi modami kolebanii illyustriruetsya risunkom 95 (van Al'bada, Beiker, 1972), na kotorom pokazany zavisimosti mezhdu periodom i pokazatelem cveta <B> - <V> peremennyh tipa RRc i RRab v skopleniyah M 3 i ω Sen, otnosyashihsya sootvetstvenno k I i II gruppam Oosterhofa. Dlya skopleniya ω Sen uchteno izbiratel'noe pogloshenie sveta. Obrashaya vnimanie na to, chto v etom skoplenii peremennye, v srednem, zametno krasnee, chem v M 3, van Al'bada i Beiker (1972; 1973) popytalis' ob'yasnit' delenie skoplenii na gruppy Oosterhofa razlichiem v raspredelenii srednih pokazatelei cveta peremennyh vdol' gorizontal'noi vetvi, obuslovlennym, v chastnosti, razlichiem v napravlenii dvizheniya zvezdy v processe ee evolyucii v predelah polosy nestabil'nosti i sootvetstvuyushim rashozhdeniem znachenii Ptr. V kakoi stepeni razlichie evolyucionnyh trekov zvezd s raznym soderzhaniem tyazhelyh elementov Z (ris. 93, 94) soglasuetsya s etoi gipotezoi, sudit' trudno.
Van Al'bada i Beiker (1973) vyskazali takzhe ser'eznye somneniya v primenimosti sootnosheniya (6.8) k skopleniyam, otnosyashimsya k raznym gruppam Oosterhofa (imeyushim raznye Z). Otmetim, chto Kristi vyvel eto sootnoshenie, schitaya Z postoyannym (ravnym 0,002). My ne budem ostanavlivat'sya na drugih popytkah resheniya problemy grupp Oosterhofa. Po-vidimomu, eto eshe prezhdevremenno. Nuzhny bolee tochnye i strogie raschety evolyucii zvezd gorizontal'noi vetvi s raznym himicheskim sostavom. Raschety, provedennye Ibenom i Huhroi (1971), ne izmenili sushestvenno opisannye vyshe rezul'taty.
Ris. 95. Zavisimost' mezhdu periodom (R') i znacheniyami <B> - <V> peremennyh tipa RRc (treugol'niki) i RRab (kruzhki)
v skopleniyah M 3 i ω Sen (van Al'bada, Beiker, 1972).
Dal'neishaya evolyuciya zvezd, treki kotoryh izobrazheny na ris. 93 i 94, privodit ih v tochke S na tak nazyvaemuyu asimptoticheskuyu vetv', nazvanie kotoroi ob'yasnyaetsya tem, chto zvezdy, uvelichivayushie svoyu svetimost' po mere rosta uglerodnogo yadra v ih centre, asimptoticheski priblizhayutsya na diagrammah Mbol, lgTe i V, V - V k vetvi krasnyh gigantov. Na sushestvovanie asimptoticheskih vetvei u nekotoryh skoplenii (sm. ris. 80) vpervye obratili vnimanie eshe Sendidzh (1953) i Arp (1955b). Detal'nye raschety evolyucii modelei zvezd vdol' asimptoticheskoi vetvi vypolnili Shvarcshil'd i Herm (1970). Prodolzhitel'nost' prebyvaniya zvezd na asimptoticheskoi vetvi sravnima s prebyvaniem ih na gorizontal'noi vetvi, poetomu nizhnie uchastki asimptoticheskih vetvei pochti stol' zhe naseleny zvezdami, kak i gorizontal'nye vetvi.
Ris. 96. Diagramma lg(L/L☉), lg Te yarkih zvezd skopleniya M 13 s evolyucionnymi trekami zvezd raznyh mass, ukazannyh v nachale kazhdogo treka ili ryadom s nim (Zinn, 1974).
Na ris. 96 (Zinn, 1974) pokazana diagramma lg(L/L☉), lg Te yarkih zvezd skopleniya M 13. Preryvistymi krivymi ogranichena oblast' nestabil'nosti, sploshnye krivye - vozmozhnye evolyucionnye treki zvezd raznyh mass, ukazannyh ryadom s trekami. Zvezdy v raione lg(L/L☉) = 2,1 obrazuyut tak nazyvaemuyu nadgorizontal'nuyu vetv'. Oni popadayut na nee, evolyucioniruya s uchastka gorizontal'noi vetvi s 4,1 ≤ lg Te ≤ 4,2. Peresekaya oblast' nestabil'nosti, oni stanovyatsya peremennymi tipa BL Her (sm. § 5.2), zatem vstupayut na asimptoticheskuyu vetv'. Zvezdy asimptoticheskoi vetvi, kak uzhe otmechalos', harakterizuyutsya nalichiem gelievogo sloevogo istochnika energii, v kotorom pri massah zvezd, blizkih k 0,60 massy Solnca, mozhet nastupat' teplovaya neustoichivost', porozhdayushaya vspyshki. Pri etom takie zvezdy opisyvayut na diagramme lg(L/L☉), lg Te neustoichivye treki, vstupaya v oblast' nestabil'nosti i prevrashayas' v peremennye tipa W Devy (sm. trek dlya zvezd s massoi 0,60). Po raschetam Shvarcshil'da i Herma (1970) predshestvennicami peremennyh tipa W Devy dolzhny byt' goryachie golubye zvezdy gorizontal'noi vetvi. I deistvitel'no, kak pokazal Uollersten (1970), peremennye tipa W Devy nablyudayutsya tol'ko v skopleniyah s razvitymi golubymi uchastkami gorizontal'nyh vetvei. V dal'neishem oni, vozmozhno, sbrasyvayut obolochku (v tochke s koordinatami lg Te = 4,475, lg(L/L☉) = 3,356 na analogichnoi diagramme dlya skopleniya M 15 nahoditsya yadro planetarnoi tumannosti, nablyudaemoi v etom skoplenii) i, postepenno oslabevaya, prevrashayutsya v belye karliki. Samye goryachie zvezdy gorizontal'noi vetvi (s massami men'she 0,52 massy Solnca) prevrashayutsya v belye karliki, ne vstupaya na asimptoticheskuyu vetv', no slegka uvelichivaya snachala svoyu svetimost' i temperaturu, kak pokazano na ris. 96.
<< 6.7 Korrelyacii mezhdu fizicheskimi harakteristikami sharovyh skoplenii Galaktiki | Oglavlenie | 6.9 Ispol'zovanie sootnosheniya mezhdu perehodnym periodom i svetimost'yu peremennyh tipa RR Liry dlya opredeleniya rasstoyanii do sharovyh skoplenii >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Skoplenie
Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
