Звездные скопления
<< 3.11 Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности | Оглавление | 3.13 Среднеполосная uvby- и Hβ-фотометрия рассеянных скоплений >>
3.12 Учет различий в содержании тяжелых элементов
Использование описанной выше начальной главной последовательности основано на предположении правильности геометрического (группового) параллакса Гиад и допущении, что звезды Гиад являются типичными звездами главной последовательности, обладающими, в частности, одинаковым химическим составом (содержанием гелия и тяжелых элементов), от которого также может зависеть положение звезды на диаграмме Херцшпрунга - Рессела.
Однако уже в работе Джонсона и Наклеса (1955), рассмотренной нами выше, было обнаружено, что главные последовательности Гиад и скопления Волос Вероники на диаграмме U - В, В - V (рис. 40) не совпадают между собою. Последовательность скопления Волос Вероники лежит выше последовательности Гиад, обладая в районе показателей цвета В - V = +0m,4 ультрафиолетовым избытком δ(U - В) ≈ 0m,035. Судя по спектрам этих звезд, изученных Уивером (1952), они являются нормальными объектами главной последовательности. Наличие у них избыточного ультрафиолетового излучения Джонсон и Наклес объяснили несколько меньшим содержанием металлов в атмосферах этих звезд и, следовательно, меньшей интенсивностью металлических линий в их спектрах. Так как линии металлов сосредоточены в голубой и в еще большей степени в ультрафиолетовой областях спектра, а в желтой (визуальной) области их существенно меньше, то ослабление этих линий ведет к тому, что голубое и ультрафиолетовое излучение звезды возрастают по сравнению с излучением подобной звезды с той же эффективной температурой, но с большим содержанием металлов. Соответственно уменьшаются показатели цвета U - В и В - V.
Рис. 40. Диаграммы U - В, В - V для скоплений Волосы Вероники и Гиады. Точками намечено положение главной последовательности скопления Ясли (Джонсон, Наклес, 1955).
Впервые количественно вопрос о влиянии интенсивности линий металлов на наблюдаемые показатели цвета B - V звезд рассмотрели Шварцшильд и др. (1955) н связи с обсуждением проблемы субкарликов (см. § 6.4). Влияние этих интенсивностей на положение звезды на диаграмме U - В, В - V впервые исследовали Сэндидж и Эгген (1959). Опираясь на данные Мишара (1950), вычислившего для Солнца зависящую от длины волны λ долю энергии его излучения ελ, поглощаемую фраунгоферовыми линиями, они рассчитали поглощение непрерывного излучения в линиях металлов для солнечной атмосферы и соответствующее изменение в распределении энергии по спектру Солнца. Для Солнца В - V = +0m,66, U - В = +0m,10. Если бы все линии тяжелых элементов были удалены из спектра Солнца, то его показатель цвета U - В уменьшился бы на величину Δ(U - В) = 0m,32, а В - V - на величину Δ(В - V) = 0m,17. Эти изменения определяют наклон так называемой покровной линии, или линии вуалирования, на двухцветной диаграмме (рис. 41), т. е. линии, по которой смещаются звезды типа Солнца при устранении из их спектров линий металлов. Зная наклон этой линии, можно найти поправку наблюдаемого показателя цвета звезды В - V, обусловленную ослаблением металлических линий в ее спектре, по наблюдаемому у нее ультрафиолетовому избытку δ(U - В) и привести его значение в соответствие со значением В - V звезд, обладающих "нормальным" содержанием металлов. В качестве такого эталона принимаются члены главной последовательности Гиад.
Рис. 41. Определение значений поправок за вуалирование
Δ(U - В), Δ(В - V) и величины δ(U - В) ультрафиолетового избытка (Сэндидж, Эгген, 1959).
Данные U, В, V-фотометрии для звезд в окрестностях Солнца, самого Солнца и ближайших скоплений свидетельствуют о существовании значительных различий в их химическом составе. Звезды поля, даже принадлежащие главной последовательности, гораздо менее однородны по своему химическому составу, чем звезды в данном скоплении.
Следовательно, на диаграмме MV, В - V можно ожидать заметных различий в положениях главных последовательностей Гиад и, например, скопления Волос Вероники, обусловленных реальным различием в значениях Δ(В - V) у звезд этих скоплений. Это означает, что метод определения фотометрических расстояний до расссеянных скоплений должен быть еще более усложнен. Нужно учитывать не только эволюционные эффекты, но и различие содержания металлов в звездах разных скоплений.
Мы можем использовать главную последовательность Гиад в качестве стандартной, но при сопоставлении с ней главных последовательностей других скоплений их нужно предварительно исправить, придав к значениям В - V звезд этих последовательностей соответствующие поправим, зависящие от значений их ультрафиолетовых избытков δ(U - В) относительно последовательности Гиад на двухцветной диаграмме. Можно поступать и иначе -придавать к значениям MV при данном В - V поправки ΔMV.
Следует подчеркнуть, что авторы работ, посвященных созданию начальной главной последовательности, не учитывали влияния различий покровного эффекта при совмещении участков главных последовательностей звезд pазных скоплений между собой. Именно по этой причине мы до сих пор не привели в табличном виде начальную главную последовательность, которую можно было бы рекомендовать для использования при определении расстояний до рассеянных скоплений. Мы вернемся к этому вопросу в § 3.15.
В связи с выяснением влияния покровного эффекта на положение звезды на диаграмме MV, В - V, уместно поставить вопрос о зависимости положения самой (пусть даже безукоризненно построенной) начальной главной последовательности на этой диаграмме от химического состава образующих ее звезд. Решение этого вопроса имеет жизненное значение для судьбы фотометрического метода определения расстояний до звездных скоплений: если положение главной последовательности зависит от химического состава звезд, то учет покровного эффекта может оказаться недостаточным для приведения звезды к некоторой стандартной главной последовательности, ибо в таком случае нужно будет знать, какой именно последовательностью мы должны пользоваться.
Подобная ситуация уже возникала в 30-е годы, когда Стремгрен (1932) пришел к выводу о корреляции между содержанием водорода в звездах с их положением на диаграмме Херцшпрунга - Рессела (см. рис. 18). Теперь роль водорода в проблеме определения положения начальной главной последовательности перешла к гелию и тяжелым элементам.
В 1959 г. Хазельгров и Хойл (1959) рассчитали положение на диаграмме -- начальных главных последовательностей, состоящих из звезд с совершенно различным химическим составом: типа I (X = 0,75, Y = 0,24) и типа IIа (X = 0,99, Y = 0,009), где X - доля водорода в массе звезды, Y - доля гелия. На долю тяжелых элементов в каждом случае приходится величина 1 - X - Y. При этом выяснилось, что главные последовательности звезд типа I и типа IIа на диаграмме Mbol, lg Te практически совпадают между собой, различаясь не более, чем на 0m,1. Мы еще вернемся к этому результату при рассмотрении проблемы субкарликов в § 6.3. Если увеличить содержание гелия в звездах II типа до 0,249 (что Хазельгров и Хойл считали мало вероятным, но не прошло и десяти лет, как именно это и оказалось ближе к действительности), то светимости этих звезд уменьшатся в среднем на 0m,3.
Во всяком случае, для звезд с более или менее нормальным содержанием металлов и гелия можно считать, что положение начальной главной последовательности практически не зависит от сравнительно небольших изменений в содержании металлов, наблюдаемых у этих звезд. Основными факторами, определяющими ширину главной последовательности на диаграмме MV, В - V, являются эволюционные эффекты и различия в покровном эффекте, обусловленные различием химического состава образующих ее звезд. Таким образом, умение правильно учитывать покровный эффект приобретает первостепенное значение.
Для звезд Гиад δ(U - В) = 0, ибо они - эталон; для звезд скопления Волос Вероники δ(U - В) = 0m,035; для Солнца δ(U - В) = 0m,04. Звезды, которые обычно называются карликами главной последовательности и неразличимы на первый взгляд по интенсивности их спектральных линий, лежат в полосе шириной δ(U - В) = 0m,10 на диаграмме U - B, В - V, на которой в качестве основной проведена главная последовательность Гиад. Если эти звезды принять за определяющие главную последовательность, то ее полная ширина только из-за различий в покровном эффекте достигает величины ΔMV ≈ 0m,60.
Гиады и Ясли оказываются скоплениями с максимальным известным нам содержанием тяжелых элементов. Для рассеянных скоплений максимальная поправка Δ(m - М) за счет покровного эффекта достигает -0m,4 (т. е. 20% расстояния). Как правило, они становятся ближе, ибо мы еще не знаем скоплений с содержанием металлов большим, чем у Гиад.
В рассмотренной выше работе Сэндиджа и Эггена (1959) считалось, что определенный по Солнцу наклон линии вуалирования одинаков для всех точек двухцветной диаграммы U - B, В - V в интервале +0m,4 < B - V < +0m,8. Но еще в 1956 г. Уилди и др. (1962) начали большую работу по определению покровного эффекта для трех нормальных карликов спектральных классов F7, F8, G5 и субкарлика sdF с очень слабыми линиями металлов. Независимо подобное исследование выполнил Мельбурн (1960).
В результате этих исследований было выяснено, что наклон линии вуалирования зависит от значения показателя цвета звезды:
|
(3.63) |
Кроме того, линии металлов в спектре влияют не только на показатели цвета, но и на видимую величину звезды. Дело в том, что атмосфера звезды поглощает в линиях излучение непрерывного спектра, которое частично переизлучается обратно, нагревая нижележащие слои. При этом создается добавочное усиление непрерывного спектра, которого не было бы при отсутствии линий. Это - эффект обратного нагревания. Покровный эффект для рассматриваемых звезд больше в U- и B-областях, эффект обратного нагревания больше в области V. В результате при удалении линий звезда становится в полосах U и В ярче, в полосе V - слабее. При накладывании линий, наоборот, звезды слабеют в системах U и В и делаются ярче в системе V:
|
(3.64) |
Практически учет покровного эффекта осуществляется следующим образом. Зная величины U - В и В - V данной звезды и подставляя значение В - V в формулу (3.63), находим в первом приближении наклон линии вуалирования. Проведя с этим наклоном линию вуалирования через точку, соответствующую положению звезды на двухцветной диаграмме, находим точку пересечения линии вуалирования с линией главной последовательности Гиад. Получаем (В - V)Гиад. С этим значением снова входим в уравнение (3.63) и находим наклон линии вуалирования во втором приближении. Найденные в результате этого процесса значения Δ(U - В), Δ(В - V) приводят показатели цвета звезды к показателям цвета звезд Гиад. Затем по соотношению (3.64) находится соответствующая поправка ΔV видимой величины V звезды. Значения поправок можно затабулировать в зависимости от наблюдаемых значений δ(U - В) и В - V. Такая таблица приведена Уилди и др. (1962). Предварительно, конечно, наблюдаемые значения U - В, В - V должны быть исправлены за межзвездное поглощение света.
Тогда же Эгген и Сэндидж (1962) установили наличие корреляции между значениями ΔMV и δ(U - В), где ΔMV - разность абсолютных величин карлика или субкарлика с показателем цвета (В - V)0, имеющего ультрафиолетовый избыток δ(U - В), и члена главной последовательности Гиад с тем же значением (В - V)0. Эту корреляцию, в частности, использовали для учета покровного эффекта Ефремов и Копылов (1971) в работе, посвященной определению поправок модулей расстояния девяти рассеянных скоплений с учетом различий их химического состава и влияния последнего на положение исходной главной последовательности.
Следует иметь в виду, что на показатели цвета звезд влияют и микротурбулентные движения в их атмосферах. Для звезд диска это влияние сравнимо с влиянием различий в их химическом составе (см., например, Конти, Дейч, 1966; 1967). Ослабление турбулентности уменьшает интенсивность линий в спектре звезды, приводя к появлению ультрафиолетового избытка и создавая ложное впечатление о недостатке металлов в ее атмосфере по сравнению со звездами с тем же Z, но более сильной турбулентностью.
Если бы средняя турбулентная скорость в нижних слоях солнечной атмосферы (1,3 км/с) была увеличена вдвое, то ультрафиолетовый избыток δ(U - В) в излучении Солнца по отношению к Гиадам (+0m,04) стал бы равен нулю. Солнце на порядок старше Гиад, и если с течением времени турбулентные движения в атмосферах обычных звезд главной последовательности ослабевают (о чем свидетельствует уменьшение верхней границы светимости вспыхивающих переменных в скоплениях по мере увеличения возраста последних, - см. §§ 5.1 и 12.5), то и у звезд Гиад впоследствии может появиться аналогичный ультрафиолетовый избыток. Это значит, что мы должны быть очень осторожны при интерпретации ультрафиолетовых избытков, получаемых с помощью UBV-фотометрии.
Попытки одновременного учета избирательного поглощения, различий химического состава и эволюционных эффектов на диаграммах МV, В - V и U - В, В - V, несомненно, предпринимавшиеся разными исследователями для создания начальной главной последовательности, удовлетворяющей возросшим требованиям к точности определения расстояний до звездных скоплений, показали, что широкополосная UBV-фотометрия сама по себе не может справиться с возникающими при этом трудностями. Именно это явилось одной из причин развития среднеполосной uvby- и Нβ-фотометрии, к описанию которой мы переходим.
<< 3.11 Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности | Оглавление | 3.13 Среднеполосная uvby- и Hβ-фотометрия рассеянных скоплений >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
