Звездные скопления << 10.1 Функции светимости звезд в рассеянных скоплениях | Оглавление | 11.1 Звездные скопления в Магеллановых Облаках >>

---

10.2 Функции светимости звезд в шаровых скоплениях и массы этих систем

Рассмотрим результаты определения полных масс шаровых скоплений с помощью функций светимости. На рис. 151 (Сэндидж, 1957а) показана функция светимости φ(М_V) шарового скопления М 3 (нижняя сплошная кривая). Она прослежена только до М_V = +6^m. Пик в районе М_V = 0^m образован звездами горизонтальной ветви. Если бы этот рисунок появился после 1970 г., эта кривая была бы сдвинута по оси абсцисс вправо на 0^m,8. Такова судьба почти всех графиков, публикуемых в научных статьях. Каждый из них несет на себе печать времени.

Рис. 151. Функция светимости звезд в скоплении М 3 (Сэндидж. 1957а).

В качестве продолжения φ(М_V) скопления М 3 на область более слабых звездных величин Сэндидж принял нормализованную должным образом общую функцию светимости звезд поля, полученную путем комбинирования данных ван Рейна (1936), Люйтена (1939) и Койчера (1942) и представленную на рис. 151 прерывистой линией. Здесь же показана начальная функция светимости ψ(М_V), совмещенная с φ(М_V) в районе М_V = +6^m. По наблюдаемой функции светимости и ее экстраполяции до М_V = +20^m Сэндидж находит, что полное число звезд в М 3 может достигать 588 000. Эффекты динамической эволюции скопления при этом не принимаются во внимание.

Пользуясь значениями φ(М_V), можно найти, какую долю в общее излучение скопления вносят звезды разной светимости (см. табл. 10.2, составленную по данным Сэндиджа). Таблица эта также нуждается в поправках, связанных с изменением шкалы расстояний шаровых скоплений, но в связи с тем, что она в значительной степени основана на экстраполированных данных, в этом нет необходимости.

МV	Доля излучения	Доля массы
-3m,0	0,004	0,000
-2m,2	0,123	0,000
-1m,0	0,353	0,000
-0m,2	0,480	0,005
+2m,2	0,768	0,014
+4m,2	0,922	0,069
+6m,5	0,994	0,240
+8m,5	0,999	0,340
+9m,5	0,9996	0,546
+19m	1,000	0,715

Практически светимость типичного шарового скопления определяется звездами более яркими, чем Солнце. Полную массу скопления можно оценить по формуле

(10.2)

В соответствии с современной теорией звездной эволюции, псе звезды, более яркие, чем звезды, расположенные в точке поворота главной последовательности скопления (М_V = +3^m,5), имеют практически постоянные массы, близкие к массе звезд с М_V = +3^m,5, определяемой по обычному закону масса - светимость. Более слабые звезды подчиняются этому закону.

Остается еще учесть массы бывших ярких звезд главной последовательности, ушедших с нее и превратившихся, предположительно, в белые карлики. Сравнение ψ(М_V) с φ(М_V) в М 3 (см. рис. 151) показывает, что число таких звезд достигает 48 500. Если считать, по Сэндиджу, что масса белого карлика равна 1,44 массы Солнца, то их масса должна составлять 69 900 масс Солнца. Масса всех остальных звезд равна 1,75 · 10⁵ масс Солнца. Полная масса скопления М 3 оценивается Сэндиджем (1957а) равной 2,45 · 10⁵ масс Солнца (хорошо, если в первом сомножителе верна первая значащая цифра). Доля массы скопления, приходящаяся на звезды ярче данной абсолютной величины MY, также указана в табл. 10.2. На долю звезд ярче +6^m,5, определяющих почти все излучение скопления, приходится лишь четверть полной его массы, на долю белых карликов (включая и возможно сколлапсировавшие члены системы) - 0,3 всей массы скопления.

Можно упомянуть об определении аналогичных сходных между собою функций светимости для нескольких других шаровых скоплений: М 92 (Тейлер, 1954; Хартвик, 1970; ван ден Берг, 1975а), М 13 (Симода, Кимура, 1968), М 5 и М 13 (Симода, Таникава, 1972). Во всех случаях нельзя говорить о надежном определении этих распределений. В концентрированных шаровых скоплениях нельзя изучить распределение величин звезд в большом диапазоне во всем объеме скопления. При проведении подсчетов звезд разных величин приходится ограничиваться каким-то промежуточным районом шарового скопления, примыкающим к "выжженной" на снимке центральной области. Изучение функций светимости во всем объеме шарового скопления возможно в настоящее время лишь для скоплений X - XII классов концентрации. Оценки масс шаровых скоплений, полученные с помощью функций светимости, по порядку величины хорошо согласуются с определениями, основанными на использовании методов динамики звездных систем (см. § 9.4).

В последнее время появляются работы, в которых производится сравнение функций светимости звезд в шаровых скоплениях с выводами, вытекающими из теории звездной эволюции, и делаются попытки извлечь из результатов этого сравнения сведения о химическом составе и возрасте скоплений, в особенности о содержании гелия (см., например, Хартвик, 1970; Симода, 1972). Теоретические функции светимости получены, в частности, в работе Симоды и Ибена (1970). Результаты сравнения наблюдаемых функций светимости с теоретическими подтверждают высокое содержание гелия (Y = 0,35) в скоплениях М 5, М 13 и М 92.

---

<< 10.1 Функции светимости звезд в рассеянных скоплениях | Оглавление | 11.1 Звездные скопления в Магеллановых Облаках >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также: Черная дыра разрушает звезду: анимация Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Комета, скопления и туманности Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Все публикации на ту же тему >>