ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ И АССОЦИАЦИИ

Значение диаграммы Г — Р как мощного инструмента для астрономических исследований особенно наглядно демонстрируется на примере изучения объединенных групп звезд и, в особенности, звездных скоплений.

Звездные скопления бывают двух типов — рассеянные, или галактические, скопления и шаровые скопления. Они довольно фундаментально отличаются друг от друга не только размерами, распределением в пространстве и количеством звезд, но также и входящими в их состав звездами.

Галактические скопления большей частью находятся недалеко от плоскости Млечного Пути. В их составе может быть и всего несколько звезд, как в скоплении в Большой Медведице, и сотни и даже две-три тысячи звезд, как в скоплении h и х Персея. Несколько галактических скоплений — Плеяды, Гниды, Ясли и Волосы Вероники — видны невооруженным гладом, а в полевой бинокль или небольшой телескоп можно увидеть гораздо больше. Некоторые скопления, подобно NGC 2244 • Носороге или скоплению Мессье 8, имеют при себе облака газа п пыли, у других от пыли не осталось и следа. Диаметры этих скоплений ограничены диапазоном в несколько световых лет. Иногда их засады настолько рассеяны, что скопление с трудом можно отличить от заезд фона. При рассмотрении входящих н эти скопления заезд, а особенно при рассмотрении диаграмм 1' Р отдельно для каждого скопления, обнаруживается их большое разнообразие.

Эго разнообразие было открыто еще Трамплером на основе анализа графиков спектр — звездная величина, построенных с использованием видимых фотографических величин и спектров. Некоторые скопления, подобно Плеядам, имеют только главную последовательность, начинающуюся около ВЗ и продолжающуюся до более слабых звезд. У других, как у Гиад или Яслей, звезд В вообще нет, но зато присутствует несколько гигантов; главная последовательность начинается близ А или F. Звезды класса В и гиганты в галактических скоплениях, по-видимому, исключаются.

Большой шаг вперед в изучении звездных скоплений был сделай с развитием точных методов измерений цвета и звездной величины звезд. Обычно зависимости цвет — звездная величина наносятся на графики в виде величин В— V (исправленных за межзвездное поглощение) в функции V. Однако на рис. 60 абсолютная визуальная величина представлена не как функция цвета, а как функция спектрального класса; рисунок в схематической форме дает результаты измерений для семи галактических скоплений; на рис. 61 дан график абсолютной болометрической величины как функции эффективной температуры. У NGC2362 и у h и % Персея главная последовательность продолжается до очень ярких звезд. В последнем скоплении имеется также и несколько красных сверхгигантов. Обратите внимание на то, что в Плеядах яркий конец главной последовательности загибается вправо, т. е. в красную сторону от главной последовательности, определяемой звездами h и % Персея и других галактических скоплений, содержащих звезды очень высокой светимости. Главные последовательности МП, Яслей, NGC752 и Гиад начинаются со звезд А или F; а между этими звездами и горсточкой красных гигантов имеется просвет. В NGC 188 главная последовательность не достигает более голубых и более ярких звезд, чем звезды G, подобные Солнцу, но его «гигантская» ветвь связана с главной последовательностью.

Мы можем рассматривать главную последовательность, соответствующую NGC 2362, как своего рода предельную. Чем моложе скопление, тем ближе звезды его главной последовательности к этой предельной главной последовательности, которую принимают за «главную последовательность нулевого возраста».

Прежде чем останавливаться подробно на этих наблюдениях, рассмотрим кратко шаровые скопления. В то время как в Галактике, вероятно, существуют тысячи звездных групп, которые можно классифицировать как рассеянные скопления, число известных шаровых скоплений составляет всего около 100. Большинство их концентрируется вокруг галактического ядра, но без какой-либо концентрации к галактической плоскости.

Однако именно по составу звезд шаровые скопления поразительно отличаются от галактических.

В 1944 г. Бааде обратил внимание на существование двух типов звездного населения. Население типа I, или плоской составляющей, ассоциируется со спектральными рукавами и, в частности, с газовыми и пылевыми облаками, подобными обнаруженным в области Ориона. В состав этого населения входят яркие сверхгиганты и звезды главной последовательности классов О и В. Звезды населения типа I выделяются также в Большом Магеллановом Облаке в спиральных рукавах галактики Андромеды (М31) и почти целиком составляют галактику Треугольника (МЗЗ). Население типа II не содержит голубых звезд главной последовательности. Главная последовательность обрывается на спектральном классе F и соединяется с ветвью гигантов, которая продолжается до абсолютной величины —2т. Звезды населения типа II, или сферической составляющей, характерны для ядра нашей Галактики, для разреженного звездного гало, «окутывающего» нашу галактическую систему, для таких эллиптических галактик, как спутник Андромеды и гигантская галактика М87 (NGC4486) в Деве, значительно превосходящая по размерам нашу собственную звездную систему. Звезды сферической составляющей очень мало связаны с пылью и газом, а сравнительно немногие горячие звезды, которые принадлежат к населению этого типа, как правило, не попадают на главную последовательность.

Иногда для рассортировки звезд по населениям полезны движения звезд. Наша звездная система — Млечный Путь — вращается; Солнце, двигаясь вокруг центра этой системы по орбите, которая не очень отличается от круговой, со скоростью около 220 км/с, совершает полный оборот за время свыше 200 000 000 лет. При наблюдениях с Земли кажется, что объекты Населения плоской составляющей, перемещающиеся по аналогичным близким к круговым орбитам, имеют относительно малые скорости. Рассмотрим теперь звезды, движущиеся по сильно вытянутым орбитам (эллипсам) вокруг галактического центра.

Гще более заслуживает внимания то обстоятельство, что заезды шаровых скоплений являются прототипами сферической составляющей Бааде, тогда как звезды, находимые в рассеянных скоплениях, служат прототипами плоской составляющей Галактики.

Па рис. 62 и 63 приведены диаграммы цвет — звездная величина для ряда типичных шаровых скоплений. На них фактически нет звезд главной последовательности ярче, чем Mv =

3,7т, т. е. по своему блеску они превосходят Солнце не более чем па 1т. Последовательность гигантов соединяется с главной последовательностью почти вертикальной перемычкой, а иногда существует узкая ветвь белых и голубых звезд, абсолютная

Р и 62. Сравнение диаграмм цвет — звездная величина для шаровых скоплений; цвета и звездные величины исправлены за межзвездное поглощение и за расстояния скоплений.

Для сравнения показана кривая цвет — величина для галактического скопления NGC 188, определенная Сандиджем. Кривые для MI3 (Арп и Джонсон, Саидидж), NGC 6712 (Сан- дидж и Льюис Смит) и 47 Тукана (Уалдт, Тифт) демонстрируют влияние различий в содержании металлов. Римские цифры относятся к спектральным группам Моргана. Разрыв У Му = + 0,5 (B — V)=0,2m — 0/4771 соответствует местоположению переменных звездтипа RR Лиры.

Рис. 63. Диаграмма цвет — звездная величина для шарового скопления М5. По оси ординат — абсолютные фотовкзуальные величины Му *

величина которых близка к 0т. Если сравнивать диаграммы цвет — звездная величина для отдельных шаровых скоплений, то нетрудно увидеть, что они довольно значительно отличаются одна от другой. Например, у М92 вертикальная ветвь и ветвь гигантов смещены в синюю сторону по сравнению с их положением для М13 и еще более по отношению к NGC6712 и 47 Тукана. Это систематическое смещение последовательностей гигантов и субгигантов, по-видимому, связано с величиной отношения количества металлов к количеству водорода. К объяснению этого факта мы теперь и перейдем.

Спектры более ярких звезд во многих галактических скоплениях доступны весьма детальным исследованиям, но изучение отдельных звезд шаровых скоплений связано с большими трудностями. Последовавшие за пионерской работой Попера по со Центавра исследования различных скоплений с 200-дюймовым телескопом показали, что спектры звезд с данной светимостью в разных шаровых скоплениях отличаются не только от спектров тех звезд, которые находятся поблизости от Солнца, но и от одного скопления к другому. Эти отличия состоят в том, что отношение содержания металлов к содержанию водорода для звезд шаровых скоплений часто меньше, чем для Солнца. Этот дефицит металлов, заметный сильнее у одних скоплений, чем у других, заключен в диапазоне от «нормального» (т. е. как для Солнца) состава до отношения металлы/водород, в сотни раз меньшего, чем для Солнца. Звезды с аналогичным дефицитом металлов, так называемые субкарлики, были обнаружены и в окрестностях Солнца. Если отношение металлы/водород в сотни раз меньше, чем для Солнца (как это имеет место у звезды HD 140283), то у звезды с температурой Солнца (5800 К) могут оказаться такие слабые линии металлов и столь сильные линии водорода, что ее можно ошибочно отнести к классу А (Т = 8000—9000 К).

Хотя для более тщательного исследования содержания элементов необходимы спектрограммы с высокой дисперсией, в отношении выявления звезд с дефицитом металлов нам повезло, так как их можно отличить по цвету. Спектр подобной Солнцу желтой звезды в области длин волн короче 4000 А изобилует линиями металлов. Поэтому эта звезда выглядит гораздо слабее при наблюдениях с Ц-фпльтром, чем с К-фильтром. Если же звезда характеризуется дефицитом металлов, то линий и этой области оказывается меньше, и они слабее, вследствие чего разность звездных величин, измеренная с фильтрами U и В, получается меньшей. Таким образом, звезды с дефицитом металлов примерно той же температуры, что и Солнце, в ближнем ультрафиолете ярче звезд той же величины В (синей) с нормальным , содержанием металлов. Аналогичный эффект получается и для показателя цвета В — V.

Таким образом, различия в диаграммах цвет — звездная величина для таких скоплений, как 47 Тукана и М92, возникают главным образом из-за различия отношений металлы/водород. Эти различия проявляются в завуалированной сложной форме. Величина отношения металлы/водород оказывает воздействие не только на зависимость показателей цвета U — В и В — V от эффективной температуры, но также может влиять и на внутреннее строение звезды (см. гл. 8).

Эффект недостатка металлов можно также выявить путем сравнения оценок спектральных классов обычным методом с полученными из измерений распределения энергии для звездных скоплений. Поскольку свет скопления есть результат суммарного излучения множества отдельных звезд, то ни его спектр, ни соответственно распределение энергии по спектру не будут точно отвечать соответствующим характеристикам ни одной из звезд. Тем не менее если состав скопления будет «нормальным», то распределение энергии и спектральный класс будут примерно соответствовать одно другому. Если же в скоплении ощущается дефицит металлов, то спектр металлов будет слишком слаб и наблюдатель будет относить спектр скопления к более «раннему» классу (т. е. соответствующему более высокой темпера- туре), а распределение энергии будет соответствовать его истинной температуре. Поэтому скопление 47 Тукана, состав которого почти нормальный, имеет распределение энергии, соответствующее его спектральному классу, а бедному металлами со Центавра приписан спектр слишком раннего класса.