Звездные скопления
<< 12.3 T-ассоциации — возникающие звездные скопления | Оглавление | Заключение >>
12.4 Эволюция звездных скоплений
После возникновения и завершения формирования звездных скоплений продолжается их физическая и динамическая эволюция. Возможная динамическая эволюция звездных скоплений рассмотрена нами в § 9.7. Физическая эволюция скоплений сводится к физической эволюции звезд разных масс, входящих в их состав. В §§ 3.11, 6.8, 6.9, 10.1 и 11.1 мы уже неоднократно рассматривали эти вопросы. В настоящем параграфе мы лишь вкратце подытожим известные данные.
Диаграммы V, В - V членов того или иного скопления являются изохронами, т. е. геометрическими местами, занимаемыми звездами одинакового возраста на эволюционных треках звезд разных масс, если считать, что все члены скопления возникли одновременно. Последнее условие, конечно, не соблюдается в действительности. Процесс звездообразования в данном скоплении длится обычно не менее 108 лет, но влияние этого обстоятельства на вид диаграмм V, В - V может быть заметным лишь для самых молодых систем. Эволюционные треки звезд разных масс с нормальным содержанием тяжелых элементов рассчитаны, например, в серии работ Ибена (1965а, б; 1966а, б; 1967б, в).
Рис. 164. Диаграмма V, В - V звезд скопления Плеяды. Крестиками нанесены вспыхивающие переменные типа UV Кита.
Изображенная на рис. 159 диаграмма V, В - V звезд скопления Меч Ориона (возраст около 3 · 106 лет) с течением времени должна превратиться в диаграмму, сходную с диаграммой V, В - V звезд скопления Плеяды (возраст около 2 · 107 лет), изображенной на рис. 164. Эта диаграмма построена в основном по данным Джонсона и Митчела (1958). Яркие орионовы переменные к этому моменту превращаются в звезды постоянного блеска, располагающиеся на начальной главной последовательности, самые яркие звезды начинают уже отклоняться от начальной главной последовательности, а более слабые орионовы переменные, оказавшиеся в районе этой последовательности, продолжают оставаться переменными с сильной хромосферной активностью, обусловливающей возникновение вспышек. Практически все слабые члены Плеяд с MV > + 6m,6 являются вспыхивающими переменными типа UV Кита (крестики на рис. 164).
После превращения наиболее ярких членов Плеяд в красные гиганты, диаграмма V, В - V звезд этого скопления будет похожа на соответствующую диаграмму для звезд скопления Гиады (возраст около 7 · 108 лет), изображенную на рис. 55 и 56. В отличие от Плеяд вспыхивающие переменные в Гиадах уже не встречаются среди звезде MV < 10m,0. Таким образом, с увеличением возраста скопления вспыхивающими звездами продолжают оставаться все более и более слабые его члены, находящиеся на главной последовательности.
За изменением вида диаграмм V, В - V членов сформировавшихся скоплений можно проследить, составив схематическую сводную диаграмму MV, В - V для звезд нескольких избранных скоплений Галактики и Магеллановых Облаков (рис. 165). Последовательности звезд скоплений нашей Галактики с высоким и нормальным содержанием металлов нанесены (с учетом покровного эффекта) тонкими линиями, рядом с которыми указаны названия скоплений или их номера по каталогам Мессье (М) или NGC. Последовательности для скоплений Большого (БМО) и Малого (ММО) Магеллановых Облаков нанесены условными знаками, поясненными в правом нижнем углу рисунка и в подписи к нему. Последовательности звезд скоплений нашей Галактики с малым содержанием металлов нанесены жирными прерывистыми линиями (также с учетом покровного эффекта, позволяющим сравнивать их положение на этой диаграмме с положением последовательностей звезд с высоким содержанием металлов). Прерывистость линий в данном случае свидетельствует о том, что мы, в сущности, не знаем точной светимости членов этих систем (см. § 6.4) и можем нанести соответствующие им последовательности с точностью лишь до ± 0m,3 по оси ординат.
Рис. 165. Схематическая сводная диаграмма MV, В - V для звезд скоплений нашей Галактики и Магеллановых Облаков; 1 - NGC 330 (ММО), 2 - NGC 1866 (БМО), 3 - χ и h Персея, 4 - Плеяды, 5 - Гиады.
Тонкими прерывистыми линиями нанесены последовательности старых рассеянных скоплений М 67 и NGC 188, обладающих нормальным содержанием тяжелых элементов, но пониженным содержанием гелия (Тварог, 1978). Эти последовательности нанесены с учетом поправок, предложенных Тварогом (см. Заключение).
Рис. 165 наглядно свидетельствует о сходстве физичес-ской эволюции звездных скоплений, не зависящей в общих чертах от различий их массы и химического состава. Сходный характер физической эволюции членов рассеянных и шаровых скоплений свидетельствует об отсутствии принципиальных различий между этими образованиями. Светимость одиночных членов скоплений однозначно определяется их массой, возрастом и химическим составом.
Методы определения возрастов скоплений, естественно, совершенствуются по мере развития теории звездной эволюции. Многие из них основаны на определении связанной с возрастом светимости звезд, находящихся в точке поворота главной последовательности (см., например, Линдофф, 1968).
В настоящее время исследователи уже не ограничиваются применением формул, подобных формулам (3.61) или (6.12), а строят сетку изохрон, позволяющих сравнивать наблюдаемые диаграммы (lg L, lg Te) звезд скоплений с положениями на эволюционных треках звезд разных масс. Это дает возможность опираться при определении возраста скопления не на одну точку поворота главной последовательности, а на ход всех последовательностей, характеризующих данное скопление (Мейер-Хофмейстер, 1969; Дэвис Филип и др., 1977; Патенауде, 1978).
Поскольку в процессе эволюции звезды скоплений должны терять массу, допустима возможность накопления газа в массивных шаровых скоплениях, если только он не будет систематически удаляться из последних при пересечении ими галактической плоскости, заполненной газовыми облаками. Роберте (1960) предложил даже считать наблюдаемые в некоторых скоплениях звезды главной последовательности, расположенные на диаграмме MV, В - V выше точки поворота этой последовательности, звездами второй формации, образовавшимися из накопившегося в скоплениях диффузного вещества.
Однако до сих пор путем радионаблюдений в шаровых скоплениях не удалось найти признаков наличия нейтральных атомов водорода в количестве, превышающем одну солнечную массу (Керр и др., 1976). Звезды же, о которых только что говорилось, могут быть тесными двойными, обменивающимися массой и, вследствие этого, остающимися в районе главной последовательности. Исследование подобных объектов в скоплении NGC 7789 (К. Стром, С. Стром, 1970) показало, что их лучевые скорости, действительно, переменны.
Вопрос о судьбе газа, теряемого звездами шаровых скоплений, вновь возник после открытия в семи шаровых скоплениях - NGC 1851, 6440, 6441, 6624, 6712, 7078 (М 15) и еще одном слабом скоплении (Лиллер, 1976) переменных источников рентгеновского излучения (Джаккони и др., 1974; Кларк и др., 1975; Канизарес, Нейбур, 1975; Сьюард и др., 1976). Точная локализация этих источников позволила установить, что все они расположены в динамических центрах скоплений (Джерниган, Кларк, 1979). Скопления, содержащие рентгеновские источники, очень концентрированны (II - VI классов концентрации); все они имеют яркие центральные конденсации (Бакалл, Хаусман, 1976). Правда, как отмечает Тафф (1977), имеется семь таких же скоплений, не ассоциированных с рентгеновскими источниками. Компактные сердцевины скоплений NGC 6624 и М 15 разрешаются на звезды.
Причина возникновения рентгеновского излучения из центров упомянутых шаровых скоплений пока не ясна. Некоторые исследователи (Ньюэл и др., 1976; Филипс и др., 1978) склоняются к мысли, что это может быть аккреция газа массивным объектом (возможно, черной дырой), находящимся в центре скопления, или другой, по, во всяком случае, столь же экзотический процесс.
<< 12.3 T-ассоциации — возникающие звездные скопления | Оглавление | Заключение >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
