Звездные скопления << 3.7 Проблема выделения возможных членов скоплений | Оглавление | 3.9 R, G, U-фотометрия. Метод Беккера определения расстояний до рассеянных скоплений >>

---

3.8 Структура диаграмм величина-показатель цвета. Двойные звезды в рассеянных скоплениях

Совершенствование методики измерений величин звезд па фотопластинках к концу 30-х годов позволило получать довольно точные диаграммы величина-показатель цвета звезд рассеянных скоплений. Работы Хаффнера и Хекмана (1937), а также Бера (1940), показали незначительность собственной дисперсии главной последовательности, определяемой на этих диаграммах членами данного скопления.

На рис. 26 представлена диаграмма (m₄₂₇₀, C₄₆) для членов скопления Ясли (Хаффнер, Хекман, 1937). Здесь m₄₂₇₀ - величины, измеренные на "синих" пластинках, с λ_eff = 4270 А, а C₄₆ - показатели цвета, соответствующие разности величин m₄₂₇₀ - m₆₄₅₀. Возможные члены скопления выделены по критерию общности собственных движений. Подчеркнутые точки соответствуют известным в то время тесным двойным и спектрально-двойным системам. Именно тогда было обращено внимание на сильную концентрацию точек на подобных диаграммах к нижней границе главной последовательности, изображенной на рис. 26 сплошной линией. Выше этой линии также наблюдаются точки, соответствующие членам скопления, но концентрирующиеся к ней менее сильно. Естественным объяснением этой особенности диаграммы является предположение о двойственности звезд, соответствующих упомянутым точкам. Если компоненты тесной двойной системы равны по блеску, их суммарный блеск превышает блеск одного компонента на 0^m,75. Прерывистая линия, проведенная на рис. 26, является верхней границей полосы, в пределах которой могут располагаться тесные двойные члены скопления с компонентами, лежащими на основной линии главной последовательности.

В той же работе Хаффнер и Хекман (1937) опубликовали полезную диаграмму, показывающую смещение положения двойной звезды на диаграмме величина-показатель цвета, соответствующее различным значениям разности величин ее компонентов, находящихся на главной последовательности. Аналогичную диаграмму позже опубликовал Хольмберг (1944) в связи с исследованием Гиад.

В конце 30-х годов считалось, что протяженность таких скоплений как Плеяды и Ясли по лучу зрения вносит ничтожный вклад в дисперсию главных последовательностей этих систем на диаграммах величина-показатель цвета. В самом деле, изменение dm видимой величины звезды, находящейся на расстоянии r от Солнца, связано с изменением dr этого расстояния известным соотношением

(3.52)

которым можно воспользоваться для оценки ширины главной последовательности скопления, обусловленной его размерами. Подставим вместо отношения в правую часть (3.52) отношение φ/57°;,3, где φ - выраженный в градусах угловой радиус скопления. Хаффнер и Хекман (1937), принимавшие радиус скопления Ясли равным 0°;,5, нашли, что отклонения звезд от средней линии главной последовательности на диаграмме (m₄₂₇₀, C₄₆), обусловленные протяженностью скопления по лучу зрения, не могут превышать ± 0^m,02. Однако, если обратиться к современным данным о размерах скоплений (см. гл. 8) и принять, что угловой радиус скопления Ясли равен 3°;

Рис. 26. Диаграмма величина (m₄₂₇₀) - показатель цвета (C₄₆) звезд скопления Ясли (Хаффнер, Хекман, 1937).

(Артюхина, 1966), то окажется, что упомянутые отклонения могут достигать значений ± 0^m,12. То же самое относится к Плеядам, угловой радиус которых составляет 3°;,25 (Артюхина, 1968). Если учесть еще ошибки наблюдений при определении величин m₄₂₇₀ и C₄₆, то вполне оправданным представляется заключение Хаффнера и Хекмана о существовании однозначной зависимости между светимостью и цветом звезд главной последовательности в скоплении Ясли, и, по-видимому, в других рассеянных скоплениях. Во всяком случае, обусловленный физическими причинами разброс точек главной последовательности (так называемая космическая дисперсия) должен быть очень мал.

Это заключение было полностью подтверждено последующими фотоэлектрическими наблюдениями. Так, по оценке Джонсона (1952б), наблюдаемая дисперсия самой узкой части главной последовательности скопления Ясли равна ± 0^m,06; дисперсия, обусловленная ошибками его наблюдений и приведенными выше истинными размерами скопления, составляет ± 0^m,05. Тогда космическая дисперсия этой последовательности достигает ± 0^m,033. Это значение, как отмечает Джонсон, является верхним пределом искомой величины, ибо не исключено, что оно полностью объясняется существованием тесных двойных систем среди наблюдавшихся членов скопления. Согласно Дабровскому и Бердсли (1977), 50% членов рассеянных скоплений являются двойными.

Уивер (1952), также детально рассмотревший проблему космической дисперсии при изучении скопления Волосы Вероники, пришел к выводу, что главная последовательность скопления все же обладает небольшой собственной дисперсией. В этом случае наблюдаемая дисперсия σ₀ = ± 0^m,137, тогда как дисперсия σ_H, обусловленная размерами скопления и ошибками наблюдений, составляет ± 0^m,088. Уивер считал, что радиус скопления равен 4°; . Если принять, что в действительности он достигает 5°; (Артюхина, Холопов, 1966), то σ_H возрастает до ± 0^m,102. Космическая дисперсия в таком случае должна достигать ± 0^m,091. Однако, по-прежнему, остается открытым вопрос о влиянии на величину σ₀ неразрешимых двойных звезд, компоненты которых являются членами главной последовательности.

Широкое внедрение электрофотометрии в практику астрономических наблюдений началось в конце 40-х годов. Первые же фотоэлектрические определения величин и показателей цвета звезд рассеянных скоплений чрезвычайно уменьшили дисперсию точек, соответствующих звездам главной последовательности скоплений, на диаграммах величина-показатель цвета. Эгген, выполнивший цикл работ по построению диаграмм (M_Pgp,C_p) ближайших рассеянных скоплений (где Pg_p и C_p фотографические величины и показатели цвета в интернациональной системе, полученные из фотоэлектрических измерений), был, по-видимому, настолько поражен этим обстоятельством, что начал выделять на этих диаграммах другие последовательности, характеризующиеся ничтожной дисперсией точек.

В первом же изученном им скоплении, - Гиадах, - Эгген (1950а), помимо главной последовательности и ветви гигантов, ввел новую последовательность (см. прерывистые линии на рис. 27). Переход к следующему скоплению, - Плеядам, - привел к выделению еще двух последовательностей ярких звезд, показанных на рисунке сплошными линиями (Эгген, 1950б). Тогда же Эгген предложил названия для этих последовательностей: карлики, яркие карлики, голубые карлики, яркие голубые карлики (рис. 27). Тот факт, что немногочисленные яркие члены скоплений Волосы Вероники и Большой Медведицы также могли быть уложены в "прокрустово ложе" этнх последовательностей (Эгген, 1950в), позволил говорить о существовании тонкой структуры диаграммы величина-показатель цвета звезд рассеянных скоплений.

Нa те же тонкие последовательности Эгген (1950г) поместил и звезды поля, находящиеся в пределах 14 пс от Солнца; при этом ему пришлось продолжить в область субгигантов нижний конец последовательности ярких карликов и допустить существование тонкой последовательности субкарликов, пересекающей главную последовательность в точках с C_p = +0^m,55 и +1^m,35. Создалось впечатление, что звезды на диаграмме величина-показатель цвета вообще располагаются вдоль тонких последовательностей, число которых продолжало возрастать.

Усложнение тонкой структуры диаграммы величина-показатель цвета звезд скоплений длилось, однако, недолго. Чем ограниченнее материал, которым мы располагаем, тем проще делать на его основе разные обобщения. Но стоит ли ограничивать фантазию исследователя, бредущего по снежной целине?

Рис. 27. Диаграмма (M_Pgp,C_p) для звезд скопления Плеяды (Эгген, 1950б).
Прерывистыми линиями намечены последовательности, выделенные Эггеном ранее при изучении скопления Гиады (Эгген, 1950а). А - голубые карлики, В - яркие голубые карлики, С - карлики, D - яркие карлики.

Работы Эггена стимулировали начало работ Джонсона и Моргана, посвященных фотоэлектрическим наблюдениям звезд в рассеянных скоплениях. Первые же результаты, полученные ими для скопления Плеяды в системе Р, V (Джонсон, Морган, 1951), опровергли выводы Эггена, показав существование довольно широкой непрерывной зависимости между Р и Р-V ярких членов Плеяд (рис. 28) и отсутствие тонкой структуры диаграммы Р, Р - V, несмотря на более высокую точность наблюдений.

Вскоре появилась важная работа Джонсона (1952а), доказавшая необходимость отсечения ультрафиолетового излучения с длинами волн короче λ 3800 А в фотографической области спектра для устранения многозначности при переходе от одной цветовой системы к другой. После нее астрономы отказались от практического использования фотометрических систем, которые подобно системе (Pg_p, C_p) не были свободны от влияния этого излучения.

Рис. 28. Диаграмма Р, Р-V звезд скопления Плеяды (Джонсон, Морган, 1951).

Ненадежность выводов Эггена продемонстрировал также Уивер (1952). Последовательности Эггена окончательно утратили смысл после развития представлений о непрерывном изменении положений ярких звезд на диаграмме величина-показатель цвета в процессе их физической эволюции (см. § 3.11).

---

<< 3.7 Проблема выделения возможных членов скоплений | Оглавление | 3.9 R, G, U-фотометрия. Метод Беккера определения расстояний до рассеянных скоплений >>

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 >>