Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях

В ходе эволюции звезды перемещаются на диаграмме Герцшпрун- га—Рассела по довольно сложным петлеобразным траекториям; в одну и ту же область диаграммы в разные моменты своей жизни попадают звезды с сильно различающимися массами и начальным химическим составом.

звезда входит в состав звездного скопления, члены которого по возрасту и начальному химическому составу подобны друг другу.

Звездные скопления — это динамически обособленные группы звезд, связанных силой взаимного тяготения. Традиционно их делят на шаровые и рассеянные. Первоначально это деление проводилось по внешнему виду. Рассеянные скопления не имеют правильных очертаний и содержат от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд; большинство шаровых скоплений имеют почти сферическую форму, а число звезд в них лежит в пределах от десятков тысяч до нескольких миллионов (рис. 5.29, 5.30).

Как выяснилось, главное различие между шаровыми и рассеянными скоплениями нашей Галактики — их возраст. Все шаровые скопления очень стары, им от 12 до 14 млрд лет, а рассеянные скопления относительно молоды: подавляющему большинству из них менее 1 млрд лет. Очевидно, что шаровые скопления — это реликт древней, по-видимому, первой популяции звездных скоплений. Из них

Рис. 5.30 Шаровое звездное скопление М 10 в созвездии Змееносца.

Рис. 5.31. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела, теоретически рассчитанная для скопления звезд, имеющих одинаковые начальный химический состав и возраст (по: Bodenheimer, 1989, р.

сохранились лишь самые массивные. А рассеянные скопления — это современная популяция в большинстве своем маломассивных скоплений, которым не суждено прожить долго: теряя одну за другой свои звезды, они истощаются примерно за 200 млн лет, т. е. за время одного оборота Солнца вокруг центра Галактики (галактический год). Но, вообще говоря, деление скоплений на шаровые и рассеянные довольно условно, поскольку и шаровые скопления когда-то были очень молоды. Так что нет ничего удивительного в том, например, что в галактике Большое Магелланово Облако есть звездные скопления, которые по форме и населенности звездами близки к шаровым, но при этом моложе многих рассеянных скоплений нашей Галактики.

Для изучения эволюции звезд важно, что все звезды рассеянного или шарового скопления родились практически одновременно в одном межзвездном облаке, а значит, все они имеют практически одинаковые возраст и начальный химический состав. Звезды в скоплении эволюционируют независимо друг от друга; чем массивнее звезда, тем быстрее протекают все этапы ее эволюции: протозвездная стадия,

этап молодой звезды, жизнь на главной последовательности и т. д. Например, спустя 1 млн лет после начала формирования звезд объекты с массой менее 0,3 М© еще находятся на протозвездной стадии, молодые звезды с массой М© приблизились к главной последовательности, а звезды с массой ЮМ© уже начинают ее покидать Более массивные звезды, если они имелись в скоплении, находятся на конечных этапах своей эволюции, а звезды с М gt; 15 М© к этому моменту уже закончили свой жизненный путь и превратились в нейтронные звезды или черные дыры.

Задав исходный химический состав звезд, с помощью численных моделей можно рассчитать, в каких точках ГР-диа- граммы будут находиться звезды разных масс к определенному моменту времени t. Если соединить эти точки, получится изохрона — линия равного возраста, которая показывает, как с теоретической точки зрения должна выглядеть ГР-диаграм-

ма звездного скопления, возраст всех звезд в котором равен t. За последние десятилетия рассчитано множество изохрон, соответствующих разным значениям t и разному начальному составу Измерив по наблюдениям светимость и температуру (или цвет) множества звезд в скоплении и построив по этим данным его ГР-диаграмму, можно нанести на нее набор теоретических изохрон и, определив, какая из них наилучшим образом совпадает с наблюдаемым положением звезд, узнать возраст скопления и химиче-

ский состав облака, из которо- у го оно образовалось.

На практике поступают              6

так. Вначале проводят специальное исследование, чтобы исключить звезды, которые              7

не принадлежат скоплению, а лишь случайно видны в проекции на него. (Случайные звез- 8 ды можно узнать, например, по характеру их движения в 9 пространстве, отличному от движения скопления.) Затем измеряют блеск звезд скопле- 10 ния в какой-либо фотометрической системе, например, в ^ спектральных диапазонах В и V. По специальной методике определяют межзвездное по- \2 глощение света в направлении на скопление и в соответствии с этим корректируют

звездные величины В и V По- „ г _

Рис. 5.33. Диаграмма «цвет - звездная вели-

сле этого вычисляют показате- чина» ддЯ зве3д рассеянного скопления Ясли цвета {В - V) и наносят по- ли (м 44). Линия — изохрона, соответствую- ложение звезд на диаграмму              щая возрасту 400 млн лет.

(V, В - V). Для сравнения теоретических данных с наблюдениями для каждой модели звезды рассчитывают спектральный состав ее излучения и по нему определяют показатель цвета (В - V) и светимость звезды (Lv) в полосе пропускания фильтра V. Затем вычисляют абсолютную звездную величину в фильтре V по формуле

Му = 68,96 - 2,5 lg Ly (Вт).

После этого изохроны можно проводить не в «теоретических» координатах lg L - lg Теff, а в «наблюдательных» (Mv, B-V).

Исправленный за межзвездное поглощение показатель цвета {В -V) не зависит от расстояния до звезды (г), поскольку указывает отношение световых потоков в двух спектральных диапазонах, зато наблюдаемая звездная величина — зависит: она связана с абсолютной

v

13

14

15

16

17

18

19 21 22

звездной величиной соотношением: Mv = mv + 5 - 5 lg г (пк). Поскольку размер звездного скопления значительно меньше расстояния до него, можно считать, что все звезды скопления находятся от нас на одинаковом расстоянии. Значит, теоретическая изохрона в координатах (Му, В - V) и диаграмма скопления в координатах (my В-V) должны быть идентичны по форме, но смещены друг относительно друга по ординате на величину Mv — mv = 5 - 5 lg г, которую астрономы называют модулем расстояния.

Подбирая изохрону, похожую по форме на наблюдаемую диаграмму скопления, и определяя, насколько их нужно сместить по вертикальной оси до полного совпадения, астрономы определяют возраст скопления (по форме изохроны) и расстояние до него (по ее смещению). Точность этого метода — около 10% по расстоянию и 25% по возрасту.

На рис. 5.32 и 5.33 приведены диаграммы (mv, В- V) рассеянных скоплений Плеяды и Ясли, а также наилучшим образом подобранные для них изохроны. Большинство звезд в Плеядах лежит вблизи начальной главной последовательности, хотя звезды с массами свыше 2,5 М© уже заметно отошли от нее.

Диаграммы «цвет—светимость» для звезд шаровых скоплений имеют весьма характерный вид: на них отсутствуют массивные звезды главной последовательности, зато очень много красных гигантов. Следовательно, возраст шаровых скоплений существенно больше, чем рассеянных. На рис. 5.34 показана диаграмма «цвет—светимость» шарового скопления NGC6723, имеющего возраст около 10 млрд лет. В нем звезды с массами менее 0,9 М© еще находятся на главной последовательности, причем звезд нижней части главной последовательности мы не видим из-за их низкой светимости и большой удаленности скопления. Ветвь гигантов состоит из звезд, сравнительно недавно покинувших главную последовательность; их светимость обеспечивается горением водорода в слоевом источнике. Когда в центре звезды загорается гелий, ее эволюционный трек резко поворачивает влево, поэтому звезды шарового скопления на этой стадии эволюции образуют горизонтальную ветвь. Другая характерная деталь диаграммы шаровых скоплений — асимптотическая ветвь гигантов. Ее образуют звезды, у которых уже сформировалось углеродное ядро и появился гелиевый слоевой источник.