Звездные скопления
<< 3.5 Метод диаметров. Открытие необходимости и возможности учета межзвездного поглощения света | Оглавление | 3.7 Проблема выделения возможных членов скоплений >>
3.6 Диаграммы величина-показатель цвета звезд скоплений. Возникновение фотометрических методов определения расстояний до рассеянных скоплений
Сразу же после выявления зависимости между спектральным классом и цветом звезды, обусловленной связью этих характеристик с эффективной температурой ее поверхностных слоев, начались поиски удобных цветовых эквивалентов, могущих служить индикаторами спектральных классов. В начале нашего века почти одинаковым успехом пользовались два метода описания цвета звезд: определение показателей цвета, о которых уже говорилось выше, и определение эффективных длин волн излучения звезд. Эффективные длины волн λeff определялись путем измерения на снимках расстояний D между максимумами интенсивности двух коротких дифракционных спектров первого порядка, получаемых по обе стороны от центрального изображения звезды в результате фотографирования ее с объективной решеткой. Величины D и λeff связаны соотношением
|
(3.40) |
где f - фокусное расстояние телескопа, a - толщина стержней или ширина полос объективной решетки, b - промежуток между ними.
Показатели цвета CI и эффективные длины волн λeff связаны линейным соотношением. Так, например, Херцшпрунг (1915) приводит зависимость
|
(3.41) |
Для звезд спектральных классов А0 и К0 λeff различаются на 200 А, соответствующая разность CI в интернациональной системе составляет 1m,0.
На рис. 15 (Херцшпрунг, 1911) приведена диаграмма "величина-показатель цвета" для звезд скопления Гиады. Шкала абсолютных величин звезд Гиад на рис. 15 соответствует удалению скопления от Солнца на один парсек. Это - первая диаграмма показатель цвета-светимость. Чтобы получить привычный для нас вид диаграммы, достаточно повернуть этот рисунок на 90°; по часовой стрелке.
Рис. 15. Первая диаграмма величина (mpg) - показатель цвета (CI) звезд скопления Гиады (Херцшпрунг, 1911).
Несмотря на то, что Херцшпрунг (1911; 1915) неоднократно подчеркивал конкурентоспособность метода определения эффективных длин волн как цветовых эквивалентов, этот метод, естественно, со временем уступил место непосредственным определениям показателей цвета, хотя еще в 1933 г. Вандерлинден (1933) использовал диаграмму mpg, λeff для определения расстояния до скопления Ясли, совмещая ее с соответствующими диаграммами, построенными для скоплений Гиады и Плеяды. Не говоря уже о сравнительной громоздкости методики учета различных систематических ошибок, появление дополнительных звездных изображений в богатых звездами центральных областях скоплений должно затруднять точное определение нужных величин. Однако еще долго определения λeff производились для нахождения показателей цвета.
После того как в начале десятых годов нашего века была надежно установлена зависимость между спектральными классами и (названными впоследствии интернациональными) показателями цвета звезд, Шепли (1915а) начал широкий цикл работ по определению величин и показателей цвета звезд в шаровых и рассеянных скоплениях. Следуя Сирсу (1915), он ввел в употребление цветовые классы, или гипотетические спектры. Уже тогда было ясно, что в межзвездном пространстве может существовать избирательное поглощение света, подобное поглощению его в земной атмосфере, и по цвету звезды можно судить о ее спектральном классе лишь при условии исправления наблюдаемого показателя цвета за избыток цвета. В свою очередь для точного определения избытка цвета нужно было знать, является ли звезда гигантом или карликом. Звезды с показателями цвета, заключенными в пределах от - 0m,40 до - 0m,01, относились к цветовым классам b0 - b9, от 0m, 00 до +0m,39 к a0 - a9, . . ., от +1m,60 до + 1m,99 к m0 - m9.
Может показаться удивительным, что сам Шепли долго не строил диаграмм величина-показатель цвета, ограничиваясь публикацией величин и показателей цвета звезд скоплений и таблиц, в которых давались числа звезд, попадающих в узкие пределы величин и цветовых классов. Эти таблицы, позволявшие судить о распределении величин и показателей цвета звезд в том или ином скоплении, и назывались Шепли последовательностями цвет-величина звезд в данном скоплении.
Для нахождения расстояний скоплений диаграммы величина-показатель цвета звезд скоплений довольно долго использовались весьма своеобразно. За видимый модуль расстояния скопления m - М принималась разность между средней видимой величиной звезд скопления, относящихся к некоторому цветовому классу, средней абсолютной величиной звезд соответствующего спектрального класса. Именно так Графф и Крузе (1921) определили расстояние до скопления NGC 6633, а Цейпель и Линдгрен (1921) - до скопления М 37.
Впервые диаграммы величина-показатель цвета звезд четырех изученных Шепли скоплений (по данным Шепли) и скопления М 37 (по данным Цейпеля и Линдгрена, 1921) опубликовал Бруггенкате (1924). Он называл их Ресселовскими диаграммами. На рис. 16 и 17 мы воспроизводим две из них - для шарового скопления М 1; и рассеянного скопления М 37. Обратив внимание на сходство последней диаграммы с частью диаграммы Херцшпрунга-Рессела (Хэйл, 1921), построенной Хабблом по данным Адамса и др. (1921), Бруггенкате попытался определить параллакс этих скоплений по расположенной в районе звезд с абсолютной величиной MV = +2m,0 точке отклонения последовательности гигантов от последовательности карликов. Считая, что светимость звезд, находящихся в этой области диаграммы, одинакова для всех скоплений, Бруггенкате нашел модули расстояния скоплений М 3, М 13, М 11, М 37 и М 67. Для шаровых скоплений М 3 и М 13 он мог определить таким путем лишь верхние границы параллаксов, так как последовательность карликов не была еще видна на их диаграммах, но Бруггенкате был убежден, что она должна появиться с переходом к более слабым звездам, так как в шаровых скоплениях содержится огромное количество слабых звезд.
Рис. 16. Первая диаграмма величина-показатель цвета звезд шарового скопления М 13,
построенная по данным Шепли (Бруггенкате, 1924).
Рис. 17. Первая диаграмма величина-показатель цвета звезд рассеянного скопления М 37,
построенная по данным Цейпеля и Линдгрена (Бруггенкате, 1924).
Возражая против того, что Бруггенкате придавал слишком большое значение деталям диаграмм на рис. 16 и 17, Шепли (1930, с. 26) отмечал, что его определения величин и показателей цвета звезд не настолько точны, чтобы построение таких диаграмм было оправданным.
Тем не менее, диаграммы величина - показатель цвета быстро вошли во всеобщее употребление, ибо они позволяли судить о физическом составе скоплений с помощью лишь фотометрических измерений. Непрерывность шкалы показателей цвета выгодно отличалась от дискретности шкалы спектральных классов. Показатели цвета слабых членов далеких и концентрированных скоплений, о спектральной классификации которых можно было только мечтать, поддавались определению. Использование полученных фотометрическим путем диаграмм величина-показатель цвета звезд скоплений для распознавания гипотетических спектральных классов, а следовательно, и возможной абсолютной величины этих звезд, создавало уже предпосылки для развития чисто фотометрических методов определения расстояний до скоплений-определения так называемых фотометрических параллаксов.
В 1926 г. Мальмквист (1926) сравнил видимые величины m, соответствующие двум максимумам на кривой распределения видимых величин ярких звезд скопления NGG 752, показатели цвета которых были заключены в пределах от 0m,0 до +0m,24, с абсолютными величинами М двух аналогичных максимумов, наблюдаемых на кривой распределения абсолютных величин звезд поля тех же показателей цвета (Мальмквист, 1927). Образовав разности т - М., он нашел таким образом расстояние до скопления. Методом Мальмквиста пользовался также Валлен-квист (1927; 1929б; 1931) для определения расстояний до скоплений М 36, М 35 и М 7.
В методе Мальмквиста используются структурные особенности диаграмм величина-показатель цвета, явления окучивания звезд определенной светимости на этих диаграммах, отражающие особенности образования звезд разных масс в звездных скоплениях, которые лишь теперь начинают привлекать к себе внимание лиц, занимающихся звездной космогонией. В 1929 г. Херцшпрунг (1929) попытался использовать полученную им диаграмму величина-показатель цвета звезд Плеяд для определения расстояния до Плеяд, сравнив среднюю видимую величину членов Плеяд, имеющих средний показатель цвета звезд, похожих на Солнце, со средней абсолютной величиной восьми таких звезд в окрестностях Солнца и средней абсолютной величиной подобных звезд в скоплении Гиады. Соответствующие значения параллакса скопления Плеяд оказались равными 0",005 и 0",007, т. е. различающимися почти в полтора раза.
По мере накопления наблюдений выявлялись заметные различия между видом диаграмм величина-показатель цвета различных скоплений и возникали вопросы, какие места диаграмм следует использовать для наилучшего определения истинного значения m - М. При этом часто выяснялось, что формы диаграмм заметно искажаются ошибками определения шкал и нуль-пунктов фотографических и фотовизуальных звездных величин и зависят от различия систем этих величин.
Для иллюстрации точности классических методов определения расстояний до рассеянных скоплений, достигнутой к началу сороковых годов нашего века, можно обратиться к составленной Биннендейком (1946) таблице, в которой содержатся 19 значений параллакса (я) Плеяд, полученных разными авторами с 1907 по 1942 гг. Воспроизводить здесь эту таблицу нет необходимости. Достаточно сказать, что параллаксы Плеяд, полученные с помощью наименее гипотетических методов (тригонометрические, динамические), а также вытекающие из предположения, что среднее движение скопления является отраженным движением Солнца, оказываются систематически большими (в среднем 0",013 ± 0",006), чем параллаксы, основанные на применении фотометрического метода, и спектральные параллаксы (в среднем 0",008 ± 0",002). Таким образом, уже на расстоянии порядка 100 пс от Солнца разные определения параллакса скопления различаются в полтора раза. Правда, точность геометрических методов в данном случае меньше, чем фотометрических, и в пределах случайных ошибок можно согласовать между собой различные определения, но систематические различия трудно оставить без внимания.
Грэттон (1938) попытался объяснить их, предположив, что члены Плеяд действительно имеют пониженную светимость по сравнению со звездами поля в окрестностях Солнца и членами Гиад, в связи с чем их фотометрический модуль расстояния преувеличивается, а параллакс, определяемый фотометрическим методом, оказывается преуменьшенным. Объяснение Грэттона, подрывавшее основы фотометрического метода определения расстояний, опиралось на интерпретацию диаграммы Херцшпрунга - Рессела, предложенную незадолго до этого Б. Стремгреном (1932; 1933) и подкрепленную, как тогда считалось, работами Койпера (1936; 1937).
В начале тридцатых годов считали, что звезды в основном состоят из смеси тяжелых элементов и водорода. Наличием гелия пренебрегали. Опираясь на вычисления коэффициента непрозрачности звездной материи для звезд с хорошо известными значениями массы, светимости и радиуса, Б. Стремгрен (1932) пришел к выводу, что содержание водорода в звездах должно коррелировать с их положением на диаграмме Херцшпрунга - Рессела. Соответствующие кривые постоянного содержания водорода (X = const) показаны на рис. 18 (Б. Стремгрен, 1933). Содержание водорода указано у правого нижнего конца каждой кривой. Прерывистые линии - это линии равных масс (выраженных в единицах массы Солнца), значения логарифмов которых помещены у левых концов этих линий.
На рис. 19 (Койпер, 1936) приведена первая комбинированная, или сводная, диаграмма Херцшпрунга - Рессела, построенная для звездных скоплений (включая два шаровых). Сплошными линиями схематически представлены основные последовательности звезд, наблюдаемых в разных скоплениях. Отрезки их фиксированы числами и буквами (см. подпись). Буквами с отмечено положение последовательности долгопериодических цефеид. Крестик соответствует положению восьми красных гигантов в скоплениях Гиады и Ясли.
Обращая внимание на сходство многих из этих кривых с кривыми, изображенными на рис. 18, Койпер (1936; 1937) заключил, что спектральные последовательности звезд в скоплениях суть последовательности звезд с одинаковым содержанием водорода, причем главные последовательности разных скоплений на диаграмме Херцшпрунга - Рессела могут быть смещены одна относительно другой, в зависимости от этого содержания. Чем больше содержание водорода, тем левее на диаграмме расположена главная последовательность скопления, тем меньше светимость звезд этой последовательности данного спектрального класса.
Грэттон (1938), отдав предпочтение параллаксам скоплений, определяемым с помощью геометрических методов, принял, что для Плеяд π = 0",010 ± 0",001 (р. е.) и главная их последовательность должна лежать ниже последовательности звезд-карликов в окрестностях Солнца и звезд главной последовательности скоплений Гиады и Большой Медведицы, свидетельствуя, в соответствии с выводами Б. Стремгрена и Койпера, об аномально высоком содержании водорода у членов Плеяд.
Рис. 18. Кривые постоянного содержания водорода (X = const) на диаграмме Херцшпрунга - Рессела
по представлениям астрономов 30-х годов (Б. Стремгрен, 1933).
Значения X указаны у правого нижнего конца каждой кривой. Прерывистые кривые - линии равных масс.
Сам Койпер (1937), правда, отметил, что для звезд средней части главной последовательности (абсолютные болометрические величины которых заключены в пределах от +2 до +6) это смещение невелико и не позволяет судить об их химическом составе, ибо звезды Гиад, содержание водорода в которых получалось очень низким (X = 0,13), располагались на диаграмме несколько левее и ниже звезд окрестностей Солнца с X = 0,34.
Рис. 19. Первая сводная диаграмма Херцшпрунга - Рессела для звездных скоплений (Койпер, 1936).
1 - NGC 2244, 2 - NGC 2264, 3 - NGC 663, 4 - NGC 2362, 5 - NGC 1502, 6 - NGC 1647, 7 - NGC 1960, 8 - NGC 2422, 9 - NGC 869, 10 - Плеяды, 11 - NGC 2168, 12 - NGC 1039, 13 - Волосы Вероники, 14 -NGG 752; а - шаровое скопление М 22, b - М 68.
Через несколько лет началось изменение представлений о химическом составе звезд, водород и гелий заняли отведенные им в настоящее время места, и первое теоретическое обоснование возможности существенного различия положений звезд главной последовательности на диаграмме Херцшпрунга - Рессела утратило смысл. "Хотя законы, которые мы стремимся открыть, быть может, и совершенны, но человеческий разум далек от совершенства: предоставленный самому себе, он склонен заблуждаться, чему мы видим печальное подтверждение среди бесчисленных примеров прошлого", - писал М. Шварцшильд (1961, с. 17).
Еще в 1946 г. Биннендейк (1946) принимал в качестве параллакса Плеяд значение, предложенное Грэттоном (1938). Пока не ясно, реально ли различие значений фотометрического и тригонометрического параллаксов Плеяд. Не исключено, что некоторую роль в этом различии может играть нейтральное поглощение света звезд пылевой туманностью, ассоциированной с этим скоплением.
Лишь развитие фотоэлектрических методов наблюдений, появление возможности установления фотоэлектрических стандартов звездных величин в районе исследуемой области неба и внедрение новых систем звездных величин позволили получать действительно надежные диаграммы величина-показатель цвета звезд скоплений и изучать тонкие эффекты, связанные с реальными различиями этих диаграмм.
<< 3.5 Метод диаметров. Открытие необходимости и возможности учета межзвездного поглощения света | Оглавление | 3.7 Проблема выделения возможных членов скоплений >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
