Звездные скопления
<< 6.7 Корреляции между физическими характеристиками шаровых скоплений Галактики | Оглавление | 6.9 Использование соотношения между переходным периодом и светимостью переменных типа RR Лиры для определения расстояний до шаровых скоплений >>
6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звезд типа RR Лиры
Расчеты эволюции звезд разных масс и химического состава позволили объяснить (см., например, Ибен, Руд, 1970а) типичные диаграммы V, В - V звезд шаровых скоплений, подобные изображенной на рис. 80. Так, звезды с массами от 0,75 до 0,6 массы Солнца, миновав на диаграмме V, В - V точку поворота вправо от главной последовательности, перемещаются по эволюционным трекам, близким к последовательности субгигантов и ветви гигантов, увеличивая свою светимость до тех пор, пока не достигнут вершины ветви гигантов. В этот момент в окруженном водородным слоевым источником энергии сжимающемся гелиевом ядре звезды температура повышается настолько, что происходит так называемая гелиевая вспышка - начинается горение гелия, т. е. дополнительное выделение энергии в процессе превращения гелия в углерод, сравнимое по величине с энергией, выделяющейся в водородном слоевом источнике.
В результате резкого повышения температуры звезда оказывается на горизонтальной ветви диаграммы величина - показатель цвета звезд скопления. Светимость ее при этом существенно зависит от массы гелиевого ядра к моменту вспышки. Как показал впервые Фолкнер (1966), при отсутствии перемешивания вещества ядра и оболочки начальное положение звезды на горизонтальной ветви определяется массой звезды. Для заполнения ветви на всем ее протяжении достаточно ничтожного различия масс - всего на 0,15 массы Солнца, причем наименее массивные звезды (с массой 0,6 солнечной) располагаются па левом (голубом) конце ветви, а наиболее массивные (с массой 0,75 массы Солнца) - на правом, красном ее конце. Это различие масс обеспечивается, с одной стороны, небольшой разницей масс звезд того участка главной последовательности, с которого начинается их быстрая эволюция, а с другой, - возможной случайной потерей массы звездами, достигшими вершины ветви гигантов, в процессе истечения вещества (звездный ветер). Особенно большая потеря массы звездами, испытавшими гелиевую вспышку, приводит к тому, что они оказываются на так называемом высокотемпературном продолжении горизонтальной ветви (Фолкнер, 1972), наблюдающемся, например, у скопления М 13 (см. рис. 86 и 96).
Положение красной границы горизонтальной ветви зависит от содержания металлов Z в звездах скоплений. У скоплений с Z = 0,01 красный конец горизонтальной ветви почти соприкасается с ветвью гигантов; по мере уменьшения Z пробел между правым концом горизонтальной ветви и ветвью гигантов увеличивается. У скоплений с минимальным Z наблюдается только голубой конец горизонтальной ветви. Все эти результаты расчетов прекрасно согласуются с наблюдениями (см., например, табл. 6.7).
Функцией Z является также разность абсолютных величин MV звезд горизонтальной ветви и звезд скопления, находящихся в "точке поворота" главной последовательности (ван Альбада, Бейкер, 1971). Так, например, у скоплений М 3, М 5 с [m/Н], близким к -1,4, эта разность равна Зm,5, тогда как у старого рассеянного скопления М 67 с нормальным содержанием металлов звезды горизонтальной ветви (Эгген, Сэндидж, 1964; Холопов, 1965а) всего па 1,5 - 2m ярче звезд точки поворота (см. рис. 147).
Сравнение результатов теоретических расчетов с наблюдаемыми диаграммами величина - показатель цвета звезд шаровых скоплений при заданном химическом составе и массе рассматриваемых моделей звезд позволило прийти к совершенно определенному выводу о том, что содержание гелия у звезд шаровых скоплений должно быть близким к Y = 0,30, т. е. таким же, как у звезд плоской составляющей Галактики.
Эту величину можно, в частности, определить двумя независимыми методами. Один из них предложил Ибен (1972), показавший, что в скоплениях М 3 и М 15 отношение числа звезд, находящихся на горизонтальной ветви, к числу звезд ветви гигантов, превышающих по светимости среднюю светимость переменных типа RR Лиры в данном скоплении, равно 0,9. Это отношение, очевидно, равно отношению (Т) продолжительностей пребывания звезды в соответствующих эволюционных стадиях. Расчеты показывают, что Т - функция начального содержания гелия; при 0,0001 < Z < 0,001 и Y = 0,29 Т = 0,9.
Второй метод основан на сравнении с наблюдениями результатов расчетов пульсационной неустойчивости звездных моделей, полученных с помощью развитой Кристи (1966) нелинейной теории пульсаций переменных звезд типа RR Лиры, поскольку свойства пульсаций, определяемых в первую очередь наличием во внешних слоях звезды зоны двукратной ионизации гелия, в сильнейшей степени зависят от Y. Наилучшее согласие основных параметров пульсации моделей с наблюдениями получается при Y = 0,30. В частности, Кристи установил, что границы полосы нестабильности на диаграмме Mbol, lgTe с увеличением Y смещаются в сторону более высоких температур. Таким образом, положение левой границы (В - V)b, области, занимаемой переменными типа RR Лиры в данном скоплении на диаграмме V, В - V, в первую очередь зависит от Y; в значительно меньшей степени оно определяется также массой и светимостью этих переменных. Согласно Миронову (1973) значения Y связаны со значениями (В - V)b соотношением
|
(6.7) |
Сэндидж (1969а), показавший, что в скоплениях М 3, М 15 и М 92 после учета избытков цвета и различий покровного эффекта значения В - V звезд, находящихся на высокотемпературной границе полосы нестабильности, практически совпадают, определил по ним значение Y = 0,32 ± 0,06, одинаковое для всех трех скоплений, несмотря на то, что содержание металлов Z в М 3 почти на порядок больше, чем в других скоплениях.
Довольно давно различные исследователи обращали внимание на встречающиеся в некоторых шаровых скоплениях немногочисленные голубые звезды, более яркие, чем звезды горизонтальной ветви. Нередко их считали звездами поля. Систематическое изучение этих объектов начали Зинн и др. (1972), составившие первый список звезд в шаровых скоплениях, лежащих на диаграмме V, В - V над горизонтальной ветвью левее ветви красных гигантов. На диаграммах U, U - V или U, В - V ветвь гигантов образует горизонтальное продолжение горизонтальной ветви, а эти звезды в системе U оказываются ярче всех других звезд скопления. Поэтому они были названы звездами "яркими в ультрафиолете". Вскоре Зинн (1974) показал, что многие из них (судя по лучевым скоростям) - несомненные члены скоплений. Присутствие их в скоплениях обусловлено дальнейшей эволюцией звезд горизонтальной ветви.
Рис. 93. Эволюционные треки звезд начальной горизонтальной ветви с Z = 0,001 (Ибен, Руд, 1970б).
Первые расчеты эволюции звезд с горящим гелиевым ядром, оказавшихся па так называемой начальной горизонтальной ветви, были выполнены Фолкнером и Ибеном (1966). На рис. 93 (Ибен, Руд, 1970б) прерывистой линией показана начальная горизонтальная ветвь (при массе гелиевого ядра, равной 0,475 массы Солнца), а сплошными кривыми - эволюционные треки оказавшихся на ней звезд разных масс для скоплений с низким содержанием металлов (Y = 0,30, Z = 0,001), подобных М 3. Значения масс (в единицах солнечной) приведены в начале каждого трека. Две параллельные наклонные линии - границы полосы нестабильности. Точка В соответствует моменту выгорания гелия в центре ядра и образованию вокруг углеродного ядра двойного слоевого источника энергии (внешнего - водородного, внутреннего - гелиевого).
На аналогичном рис. 94 (Ибен, Руд, 19706) показаны эволюционные треки для звезд горизонтальной ветви скоплений с очень низким содержанием металлов (Y= 0,30, Z = 0,0001), подобных М 92. В этом случае, если наибольшая масса звезд горизонтальной ветви составляет 0,75 массы Солнца, полоса нестабильности пересекается большинством переменных только один раз -слева направо. Эволюционный трек от точки А до точки В звезда проходит примерно за 4 · 107 лет, затем скорость эволюции резко возрастает.
Рис. 94. Эволюционные треки звезд начальной горизонтальной ветви с Z = 0,0001 (Ибен, Руд, 1970б).
Расчеты пульсационных свойств моделей переменных типа RR Лиры, проведенные Кристи (1966), показали, что каждая такая звезда может иметь два периода пульсации, зависящие от эффективной температуры ее внешних слоев (Тe): основной, или фундаментальный (с этим периодом пульсируют переменные типа RRab), и период первого обертона, равный примерно 3/4 основного периода (в первом обертоне пульсируют переменные типа RRc). При прохождении звезды через полосу нестабильности слева направо она начинает пульсировать в первом обертоне, период которого с уменьшением температуры постепенно возрастает до тех пор, пока не происходит почти скачкообразный переход к пульсациям с основным периодом, длина которого также постепенно увеличивается до достижения звездой низкотемпературной границы полосы нестабильности. Если эволюция происходит в обратном направлении, пульсации в основном тоне сменяются пульсациями в первом обертоне.
Кратчайший из фундаментальных периодов или соответственно длиннейший из периодов первого обертона Кристи назвал переходным периодом (Ptr). Этот период не зависит от содержания гелия Y и массы звезды, но является функцией ее светимости L, зависящей от Z. Согласно Кристи (1970б)
|
(6.8) |
В некоторой степени значение Ptr связано также с направлением эволюции поскольку при температуре Ttr, соответствующей смене периодов, звезда может пульсировать как в основном, так и в первом обертоне; если ее температура при приближении к Ttr уменьшается, то включение основной частоты колебаний происходит при более низкой температуре, чем Ttr; наоборот, при возрастании температуры звезда, пульсирующая с основной частотой, сохраняет эту частоту в течение некоторого времени и после того, как ее температура Te превзойдет Ttr.
Весьма наглядно возможное перекрытие областей с разными модами колебаний иллюстрируется рисунком 95 (ван Альбада, Бейкер, 1972), на котором показаны зависимости между периодом и показателем цвета <B> - <V> переменных типа RRc и RRab в скоплениях М 3 и ω Сеn, относящихся соответственно к I и II группам Оостерхофа. Для скопления ω Сеn учтено избирательное поглощение света. Обращая внимание на то, что в этом скоплении переменные, в среднем, заметно краснее, чем в М 3, ван Альбада и Бейкер (1972; 1973) попытались объяснить деление скоплений на группы Оостерхофа различием в распределении средних показателей цвета переменных вдоль горизонтальной ветви, обусловленным, в частности, различием в направлении движения звезды в процессе ее эволюции в пределах полосы нестабильности и соответствующим расхождением значений Ptr. В какой степени различие эволюционных треков звезд с разным содержанием тяжелых элементов Z (рис. 93, 94) согласуется с этой гипотезой, судить трудно.
Ван Альбада и Бейкер (1973) высказали также серьезные сомнения в применимости соотношения (6.8) к скоплениям, относящимся к разным группам Оостерхофа (имеющим разные Z). Отметим, что Кристи вывел это соотношение, считая Z постоянным (равным 0,002). Мы не будем останавливаться на других попытках решения проблемы групп Оостерхофа. По-видимому, это еще преждевременно. Нужны более точные и строгие расчеты эволюции звезд горизонтальной ветви с разным химическим составом. Расчеты, проведенные Ибеном и Хухрой (1971), не изменили существенно описанные выше результаты.
Рис. 95. Зависимость между периодом (Р') и значениями <B> - <V> переменных типа RRc (треугольники) и RRab (кружки)
в скоплениях М 3 и ω Сеn (ван Альбада, Бейкер, 1972).
Дальнейшая эволюция звезд, треки которых изображены на рис. 93 и 94, приводит их в точке С на так называемую асимптотическую ветвь, название которой объясняется тем, что звезды, увеличивающие свою светимость по мере роста углеродного ядра в их центре, асимптотически приближаются на диаграммах Mbol, lgTe и V, В - V к ветви красных гигантов. На существование асимптотических ветвей у некоторых скоплений (см. рис. 80) впервые обратили внимание еще Сэндидж (1953) и Арп (1955б). Детальные расчеты эволюции моделей звезд вдоль асимптотической ветви выполнили Шварцшильд и Херм (1970). Продолжительность пребывания звезд на асимптотической ветви сравнима с пребыванием их на горизонтальной ветви, поэтому нижние участки асимптотических ветвей почти столь же населены звездами, как и горизонтальные ветви.
Рис. 96. Диаграмма lg(L/L☉), lg Te ярких звезд скопления М 13 с эволюционными треками звезд разных масс, указанных в начале каждого трека или рядом с ним (Зинн, 1974).
На рис. 96 (Зинн, 1974) показана диаграмма lg(L/L☉), lg Te ярких звезд скопления М 13. Прерывистыми кривыми ограничена область нестабильности, сплошные кривые - возможные эволюционные треки звезд разных масс, указанных рядом с треками. Звезды в районе lg(L/L☉) = 2,1 образуют так называемую надгоризонтальную ветвь. Они попадают на нее, эволюционируя с участка горизонтальной ветви с 4,1 ≤ lg Te ≤ 4,2. Пересекая область нестабильности, они становятся переменными типа BL Her (см. § 5.2), затем вступают на асимптотическую ветвь. Звезды асимптотической ветви, как уже отмечалось, характеризуются наличием гелиевого слоевого источника энергии, в котором при массах звезд, близких к 0,60 массы Солнца, может наступать тепловая неустойчивость, порождающая вспышки. При этом такие звезды описывают на диаграмме lg(L/L☉), lg Te неустойчивые треки, вступая в область нестабильности и превращаясь в переменные типа W Девы (см. трек для звезд с массой 0,60). По расчетам Шварцшильда и Херма (1970) предшественницами переменных типа W Девы должны быть горячие голубые звезды горизонтальной ветви. И действительно, как показал Уоллерстен (1970), переменные типа W Девы наблюдаются только в скоплениях с развитыми голубыми участками горизонтальных ветвей. В дальнейшем они, возможно, сбрасывают оболочку (в точке с координатами lg Te = 4,475, lg(L/L☉) = 3,356 на аналогичной диаграмме для скопления М 15 находится ядро планетарной туманности, наблюдаемой в этом скоплении) и, постепенно ослабевая, превращаются в белые карлики. Самые горячие звезды горизонтальной ветви (с массами меньше 0,52 массы Солнца) превращаются в белые карлики, не вступая на асимптотическую ветвь, но слегка увеличивая сначала свою светимость и температуру, как показано на рис. 96.
<< 6.7 Корреляции между физическими характеристиками шаровых скоплений Галактики | Оглавление | 6.9 Использование соотношения между переходным периодом и светимостью переменных типа RR Лиры для определения расстояний до шаровых скоплений >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
