Zvezdnye skopleniya
<< 12.4 Evolyuciya zvezdnyh skoplenii | Oglavlenie | Literatura >>
Zaklyuchenie
"O nadezhda, ty krylatoe takoe sushestvo!
Kak prekrasno tvoe drevnee svyatoe volshebstvo..,
Pohoronennaya zazhivo, yavlyaesh'sya opyat'..."
B. Okudzhava, Cirk.
Bystroe razvitie novyh metodov issledovaniya, nepreryvnoe poyavlenie novyh idei i koncepcii, otnosyashihsya k voprosam, zatronutym v nastoyashei monografii, ne pozvolyayut schitat', chto sdelannye v nei vyvody i obobsheniya yavlyayutsya okonchatel'nymi. Na protyazhenii vsego izlozheniya my stremilis' pokazat', naskol'ko nesovershenny nashi predstavleniya o svoistvah zvezdnyh skoplenii i s kakimi neozhidannymi trudnostyami stalkivayutsya issledovateli v processe izucheniya etih obrazovanii. Privedem eshe neskol'ko primerov.
Do nedavnego vremeni edinstvo himicheskogo sostava vseh zvezd v dannom skoplenii prinimalos' za aksiomu. Eto ubezhdenie pokolebalos', kogda Frimen i Rodzhers (1975) pokazali, chto u 25 peremennyh tipa RR Liry v sharovom skoplenii ω Cen soderzhanie kal'ciya po otnosheniyu k soderzhaniyu vodoroda [Sa/N] menyaetsya v predelah ot -0,4 ± 0,2 do -1,6 ± 0,2. Krome togo, vetv' krasnyh gigantov etogo skopleniya imeet anomal'no bol'shuyu shirinu: Δ(B - V) ≈ 0m,4, vmesto obychno nablyudaemoi 0m,1 (sm., naprimer, Norris, Bessel', 1977). Poslednii fakt mozhno ob'yasnit' razlichiyami v soderzhanii metallov u etih zvezd, obuslovlivayushimi sootvetstvuyushie razlichiya pokrovnogo effekta.
V svyazi s etimi obstoyatel'stvami Frimen i Rodzhers obratili vnimanie na vozmozhnost' chastichnogo obogasheniya skopleniya ω Cen tyazhelymi elementami v processe ego obrazovaniya. Esli v techenie pervichnogo gravitacionnogo kollapsa sistemy, dlyashegosya 106 let, v centre ee voznikayut ochen' massivnye zvezdy, uspevayushie za eto vremya proevolyucionirovat' i obogatit' hotya by chast' szhimayusheisya sredy tyazhelymi elementami, kak eto proishodit v galaktikah, to voznikshee skoplenie budet himicheski neodnorodnym. Ne sluchaino eto yavlenie obnaruzheno u ochen' massivnogo i bol'shogo sharovogo skopleniya, kakim yavlyaetsya ω Cen.
Esli ω Cen himicheski neodnorodno, to ego zvezdy, raspolozhennye vdol' krasnoi granicy vetvi gigantov, dolzhny obladat' bol'shim soderzhaniem metallov. Pervye dokazatel'stva etogo poluchili Norris i Bessel' (1975), schitayushie, pravda, chto razlichiya v soderzhanii metallov u zvezd ω Cen ob'yasnyayutsya razlichiyami v usloviyah vynosa tyazhelyh elementov, proizvedennyh v nedrah zvezdy, na ee poverhnost'.
Batler i dr. (1978) uvelichili chislo peremennyh s izvestnym znacheniem [Fe/H] v ω Cen do 58, naidya, chto eti znacheniya dlya nih menyayutsya ot -0,51 do -2,18. Razbiv 56 peremennyh tipa RR Liry v ω Cen na dve gruppy (s [Fe/H] > -1 i s [Fe/H] < -1), oni nashli, chto eti gruppy yavlyayutsya v to zhe vremya (v odnom skoplenii!) I i II gruppami Oosterhofa (sm. § 5.2). Etot udivitel'nyi vyvod, k sozhaleniyu, baziruetsya lish' na odnoi peremennoi tipa RRc, otnosyasheisya k gruppe peremennyh, bogatoi metallami. Esli za granicu mezhdu gruppami prinyat', v sootvetstvii s dannymi Mironova i Samusya (1974), znachenie [Fe/H] = -1,53 (sm. ris. 91), to razlichie srednih periodov peremennyh, vhodyashih v ih sostav, stanovitsya nezametnym.
V nastoyashee vremya nel'zya prenebregat' teoriei, schitaya, chto vse mozhno vyvesti iz nablyudenii. Tol'ko organicheskoe sochetanie teorii i nablyudenii mozhet privesti k uspehu.
Odnoi iz naibolee aktual'nyh ostaetsya problema soderzhaniya geliya (Y) v zvezdnyh skopleniyah. Poslednie raboty (Tvarog, 1978) svidetel'stvuyut o ee vazhnosti dlya izucheniya ne tol'ko sharovyh (sm. § 6.4, 6.8, 6.10), no i rasseyannyh skoplenii, ibo ot znaniya soderzhaniya geliya zavisit znanie svetimosti zvezd glavnoi posledovatel'nosti v etih sistemah, a znachit, i vozmozhnost' tochnogo opredeleniya rasstoyanii do nih.
Do sih por schitalos', chto dlya vseh skoplenii ploskoi sostavlyayushei Galaktiki Y = 0,30. Neposredstvennye opredeleniya velichiny Y v staryh skopleniyah po spektram ih golubyh zvezd poka nenadezhny (sm., naprimer, Kraft, 1979); Y prihoditsya nahodit', sravnivaya nablyudaemye na diagrammah Mbol, lgTe posledovatel'nosti zvezd skoplenii s izohronami, osnovannymi na rezul'tatah raschetov evolyucii modelei zvezd raznyh mass s razlichnym himicheskim sostavom. V poslednee vremya vse bol'she issledovatelei prihodyat k vyvodu o tom, chto nailuchshee soglasie s nablyudeniyami staryh bednyh metallami sharovyh skoplenii dostigaetsya pri Y = 0,20 (Demark, Mak Klyur, 1977). Takoi zhe vyvod sdelal Tvarog (1978) v otnoshenii starogo rasseyannogo skopleniya NGC 188. Dlya starogo rasseyannogo skopleniya M 67 on poluchil znachenie Y = 0,25. Sootvetstvuyushee uvelichenie svetimosti zvezd etih skoplenii takovo, chto modul' rasstoyaniya NGC 188 dolzhen byt' uvelichen na 0m,35, a M 67 - na 0m,17.
Esli, kak dopuskaet Tvarog, obogashenie geliem mezhzvezdnoi sredy, iz kotoroi na protyazhenii poslednih 5 · 109 let v Galaktike voznikali zvezdnye skopleniya, proishodilo proporcional'no vremeni, to problema tochnogo opredeleniya rasstoyanii dazhe do rasseyannyh skoplenii s normal'nym soderzhaniem tyazhelyh elementov vnov' vstaet pered issledovatelyami kak nereshennaya zadacha. Po-vidimomu, vybor nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti dolzhen opredelyat'sya takzhe i vozrastom skopleniya. Nachal'nye glavnye posledovatel'nosti obrazuyut dvuhparametricheskoe semeistvo linii na sootvetstvuyushih diagrammah, opredelyaemoe znacheniyami parametrov Y i Z. Lish' dlya ochen' uzkogo intervala znachenii etih parametrov (Y ≈ 0,30, Z ≈ 0,01) my mozhem govorit' o znanii formy i nul'-punkta interesuyushei nas nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti.
Perechen' podobnogo roda problem mozhno bylo by prodolzhit'. Mnogie iz nih rassmotreny v osnovnyh glavah monografii. Ostaetsya lish' nadeyat'sya na to, chto rano ili pozdno eti problemy budut resheny, ustupiv mesto novym zagadkam.
<< 12.4 Evolyuciya zvezdnyh skoplenii | Oglavlenie | Literatura >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Skoplenie
Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
