Звездные скопления
<< 8.6 Единство строения звездных скоплений. Логарифмический диапазон плотностей | Оглавление | 8.8 Анализ распределения поверхностной яркости в шаровых скоплениях. Кривые концентрации излучения >>
8.7 Процентное содержание звезд разных типов в ядрах и коронах скоплений
На рис. 131 схематически показаны диаграммы MV, В - V звезд скоплений, изученных по единой методике (см. табл. 8.1 и 8.2) Участки последовательностей соответствуют различным выделявшимся при этом подсистемам. Числа, стоящие рядом с каждым из участков, показывают процентное содержание звезд данной подсистемы в ядре скопления. Числа, заключенные в скобки, означают, что звезды соответствующих им участков диаграммы рассматривались совместно. Почти во всех случаях большей светимости звезд соответствует и большее процентное содержание их в ядре.
Сравним между собой диаграммы Плеяд, Гиад и скопления Ясли. Все 100% звезд верхнего участка главной последовательности Плеяд содержатся в ядре скопления. По-видимому, это самые массивные звезды. Их немного, поэтому в соответствии с присущим им логарифмическим диапазоном плотностей Df в короне скопления нет ни одной такой звезды. В самом деле, можно принять, что в среднем масса каждой из этих звезд равна шести солнечным массам. Этому значению по соотношению (8.32) соответствует Df = 4, т. е. плотность рассматриваемых звезд в короне Плеяд должна быть на четыре порядка меньше их плотности в центральной зоне ядра, которая составляет 0,6 зв./пс3. Это значит, что в короне Плеяд не может находиться больше 0,1 звезд этого типа. Кстати, именно этим обстоятельством объясняется часто встречающееся утверждение о том, что размеры скоплений зависят от светимости их членов.
В Гиадах и Яслях таких звезд нет, но зато в их ядрах содержатся все красные гиганты, наблюдаемые в этих скоплениях. Согласно теории звездной эволюции яркие члены Плеяд должны за короткий срок перейти в область красных гигантов. Наблюдаемое соответствие процентного содержания упомянутых типов звезд в ядрах рассмотренных скоплений согласуется, таким образом, с ожидаемой картиной их распределения, если скопления типа Плеяд превращаются в скопления типа Гиад.
Рис. 131. Схематическое изображение диаграмм MV, В - V звезд различных скоплений (Холопов, 19686) с указанием процентного содержания звезд разных типов в ядре каждого из них.
Сопоставим между собой общее число звезд некоторого скопления ярче MV = +5(N5) и процентное содержание в его ядре звезд главной последовательности, расположенных заведомо ниже точки отклонения ее вправо (рис. 132). Между этими величинами существует явная зависимость: чем богаче скопление, тем меньший процент его слабых членов приходится на долю ядра системы. Короны богатых скоплений содержат до 90% их слабых членов. Поэтому массы корон составляют значительную долю полной массы скоплений и у богатых скоплений заведомо превосходят массы ядер этих систем. В короне Плеяд содержится не менее 50% общего числа всех членов скопления и не менее 40% всей массы последнего.
Процентное содержание слабых звезд главной последовательности в ядрах шаровых скоплений пока неизвестно. Если они подчиняются той же зависимости, то оно не должно превышать 10-20% .
Рис. 132. Зависимость между числом звезд ярче MV = +5m в скоплении (N5) и процентным содержанием звезд главной последовательности в ядре системы.
Если верна современная теория физической эволюции звезд шаровых скоплений (а у нас сейчас нет никаких оснований сомневаться в правильности ее основных выводов, подкрепляемых всей совокупностью наших знаний о свойствах звездных скоплений), то процентное содержание красных гигантов в ядрах шаровых скоплений не должно отличаться от содержания тех звезд ныне наблюдаемого у этих скоплений верхнего участка главной последовательности, из ближайших соседей которых на диаграмме MV, В - V они произошли, т. е. 10-20% . Между тем в ядре шарового скопления М 3 находится не 20, а 70% звезд, относящихся к ветви красных гигантов и голубому концу горизонтальной ветви.
По-видимому, у очень массивных скоплений рассмотренные выше процентные соотношения несколько иные, чем у мало массивных. Во всяком случае, у сравнительно бедного звездами шарового скопления М 56 (Холопов, 1971а), относящегося к X классу концентрации, в области ядра содержится уже не 70, а 35% всех красных гигантов и звезд горизонтальной ветви, что гораздо ближе к приведенным выше оценкам.
Проблема выяснения закономерностей распределения звезд разной светимости в очень массивных шаровых скоплениях еще ждет своего решения. У очень старых рассеянных скоплений М 67, NGC 188 и у шарового скопления NGC 5466, кaк показывают кривые на рис. 128 и 129, изменение плотности разных подсистем происходит весьма своеобразно. В NGC 188, например, наименьшую концентрацию показывают самые яркие звезды. Возможно, эволюционируя вдоль ветви гигантов, они потеряли значительную долю своей массы и успели перераспределиться и скоплении в соответствии с их новой меньшей массой (Мак Клюр, Тварог, 1977; Тварог, 1978).
<< 8.6 Единство строения звездных скоплений. Логарифмический диапазон плотностей | Оглавление | 8.8 Анализ распределения поверхностной яркости в шаровых скоплениях. Кривые концентрации излучения >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
