Звездные скопления
<< 6.9 Использование соотношения между переходным периодом и светимостью переменных типа RR Лиры для определения расстояний до шаровых скоплений | Оглавление | 6.11 Морфологические параметры горизонтальных ветвей. Группы Миронова - Самуся >>
6.10 Двумерная и многомерная классификация шаровых скоплений Галактики
Расчеты Демарка и Гайслера (1963) показали, что с ростом Z при постоянном Y происходит уменьшение наклона ветви гигантов и увеличение показателя цвета последовательности субгигантов шаровых скоплений. В то же время возрастание Y при постоянстве Z сопровождается уменьшением как наклона ветви гигантов, так и показателя цвета субгигантов. Опираясь на эти результаты, Хартвик (1968) разделил влияние параметров Y и Z на рид диаграмм V, В - V звезд шаровых скоплении. На рис. 98, взятом из его работы, показано расположение скоплений в плоскости S, (В - V)0,g. Стрелки показывают направления возрастания Y и Z. Прямые линии, соответствующие постоянным Z (одинаковым классам Моргана) и постоянным Y, делят плоскость на 12 областей.
Косые крестики соответствуют средним значениям <S> и <(В - V)0,g> объектов в каждой области, в скобках указаны относительные содержания Y и Z в объектах каждой группы: Y возрастает от 1 до 4, Z - от 1 до 3.
Рис. 98. Зависимость между значениями S и (В - V)0,g шаровых скоплений Галактики (Хартвик, 1968). Большой крест в левом верхнем углу позволяет судить о величине ошибок, принимаемых для этих значений.
В табл. 6.8 приведены эти данные для 12 классов скоплений, предложенных Хартвиком. В первом столбце указано название скопления, являющегося прототипом соответствующего класса. Значения, приведенные в столбце Y, мы поясним позже. На рис. 99 приведены схематические диаграммы V, В - V звезд этих скоплений, показывающие зависимость вида их основных последовательностей от Y и Z.
Наблюдаемые в пределах каждой из трех групп с одинаковым Z различия <(В - V)0,g>, достигающие 0m,1 - 0m,2, соответствуют, насколько можно судить по расчетам Ибена, Демарка и Гайслера, различиям в Y, доходящим до 0,2 - 0,3.
| Прототип | (Y,Z) | <S> | <(В - V)0,g> | Y |
| M 2 | (1,1) | 6,7 | 0,72 | 0,24 |
| M 92 | (2,1) | 6,2 | 0,67 | 0,26 |
| M 53 | (3,1) | 5,0 | 0,68 | 0,50 |
| M 22 | (4,1) | 4,2 | 0,61 | 0,26 |
| NGC 4147 | (1,2) | 5,6 | 0,81 | 0,33 |
| M 13 | (2,2) | 5,0 | 0,78 | 0,24 |
| M 5 | (3,2) | 4,6 | 0,73 | 0,28 |
| NGC 362 | (4,2) | 4,1 | 0,70 | - |
| NGC 6712 | (1,3) | 4,1 | 1,00 | 0,36 |
| M 107 | (2,3) | 3,4 | 0,93 | - |
| 47 Tuc | (3,3) | 3,4 | 0,81 | 0,42 |
| NGC 6356 | (4,3) | 2,6 | 0,80 | - |
Рис. 99. Схема классификации шаровых скоплений по виду их диаграмм V, В - V в зависимости от значений Y и Z (Хартвик,
1968).
Таким образом, вряд ли можно считать, что содержание гелия во всех шаровых скоплениях с малым Z одинаково и равно 0,3. По-видимому, оно также обладает заметной дисперсией, что в свою очередь должно приниматься во внимание при решении проблемы определения расстояний до шаровых скоплений. В последнем столбце (Y) табл. 6.8 приведены найденные Мироновым и Самусем (1974) значения Y. Для разных скоплений они меняются в пределах от 0,24 до 0,50, практически не коррелируя с теми относительными значениями Y, которые дает Хартвик. "Кто виноват из них, кто прав, - судить не нам...".
Интересно установить, как связаны между собой двумерная Классификация Хартвика и деление скоплений на группы Оостерхофа. Выяснение этого вопроса привело к появлению многомерной классификации шаровых скоплений, предложенной Кастеллани и др. (1970).
Соотношения между числами переменных RRc и RRab, приведенные в табл. 5.1, справедливы для большинства шаровых скоплений, содержащих переменные типа RR Лиры. Встречаются, однако, скопления, для которых эти соотношения нарушаются (см. рис. 73) . В связи с этим Кастеллани, Джанноне и Ренцини ввели дополнительную характеристику для групп Оостерхофа: подтип А - скоплении, богатые переменными типа RRab, для которых n(c)/n(ab) < 0,5, и подтип С - скопления, богатые переменными типа RRc, для которых n(c)/n(ab) > 0,5. Так появились четыре типа скоплений: AI, AII, CI, СII (рис. 100). Оказалось, что и карликовые галактики в созвездиях Dra, Scl и UMi, содержащие переменные типа RR Лиры, и даже ядро нашей Галактики (G, N. на рис. 100) укладываются в эту схему классификации Изучение связи между этими типами и содержанием металлов, для описания которого упомянутые авторы использовали параметр. Q (см. § 6.6), привело к необходимости выделения еще одного типа скоплений - AIQ (скопления AI с низким содержанием металлов: Q ≤ -0,39). Кроме того, скопления, не поддающиеся классификации на группы Оостерхофа из-за практического отсутствия в них переменных типа RR Лиры, были разделены еще на два типа: с малым содержанием металлов (прототип - М 13) и с большим содержанием металлов (прототип - 47 Тuс).
Рис. 100. Схема, поясняющая принцип уточнения классификации Оостерхофа (Кастеллани и др., 1970). Кружки с точками - скопления типа AIQ.
Рис. 101. Расположение скоплений различных типов по классификации Кастеллани и др. (1970) на диаграмме S, (В - V)0,g.
На рис. 101 (Кастеллани и др., 1970), подобном рисунку 98, показано расположение скоплений всех этих типов (нанесенных для удобства различными символами, частично введенными уже на рис. 100) на диаграмме S, (В - V)0,g. Мы видим, что скопления, принадлежащие к одному и тому же типу, концентрируются в совершенно определенных областях диаграммы, разграниченных прерывистыми линиями. Рядом с каждым символом стоят (умноженные на 100) значения параметра металличности R* (Расин, 1973), введенные нами на этом рисунке вместо значений параметра Q, оказавшегося плохим индикатором металличности (см. § 6.6). Рис. 101, в сочетании с рис. 99, дает наглядное представление о корреляции между формой диаграмм V, В - V ярких звезд скоплений, свойствами переменных типа RR Лиры и содержанием тяжелых моментов в этих системах, в общих чертах проявлявшейся уже па рис. 92.
<< Использование соотношения между переходным периодом и светимостью переменных типа RR Лиры для определения расстояний до шаровых скоплений | Оглавление | 6.11 Морфологические параметры горизонтальных ветвей. Группы Миронова - Самуся >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
