Звездные скопления
<< 12.4 Эволюция звездных скоплений | Оглавление | Литература >>
Заключение
"О надежда, ты крылатое такое существо!
Как прекрасно твое древнее святое волшебство..,
Похороненная заживо, являешься опять..."
Б. Окуджава, Цирк.
Быстрое развитие новых методов исследования, непрерывное появление новых идей и концепций, относящихся к вопросам, затронутым в настоящей монографии, не позволяют считать, что сделанные в ней выводы и обобщения являются окончательными. На протяжении всего изложения мы стремились показать, насколько несовершенны наши представления о свойствах звездных скоплений и с какими неожиданными трудностями сталкиваются исследователи в процессе изучения этих образований. Приведем еще несколько примеров.
До недавнего времени единство химического состава всех звезд в данном скоплении принималось за аксиому. Это убеждение поколебалось, когда Фримэн и Роджерс (1975) показали, что у 25 переменных типа RR Лиры в шаровом скоплении ω Cen содержание кальция по отношению к содержанию водорода [Са/Н] меняется в пределах от -0,4 ± 0,2 до -1,6 ± 0,2. Кроме того, ветвь красных гигантов этого скопления имеет аномально большую ширину: Δ(B - V) ≈ 0m,4, вместо обычно наблюдаемой 0m,1 (см., например, Норрис, Бессель, 1977). Последний факт можно объяснить различиями в содержании металлов у этих звезд, обусловливающими соответствующие различия покровного эффекта.
В связи с этими обстоятельствами Фримэн и Роджерс обратили внимание на возможность частичного обогащения скопления ω Cen тяжелыми элементами в процессе его образования. Если в течение первичного гравитационного коллапса системы, длящегося 106 лет, в центре ее возникают очень массивные звезды, успевающие за это время проэволюционироватъ и обогатить хотя бы часть сжимающейся среды тяжелыми элементами, как это происходит в галактиках, то возникшее скопление будет химически неоднородным. Не случайно это явление обнаружено у очень массивного и большого шарового скопления, каким является ω Cen.
Если ω Cen химически неоднородно, то его звезды, расположенные вдоль красной границы ветви гигантов, должны обладать большим содержанием металлов. Первые доказательства этого получили Норрис и Бессель (1975), считающие, правда, что различия в содержании металлов у звезд ω Cen объясняются различиями в условиях выноса тяжелых элементов, произведенных в недрах звезды, на ее поверхность.
Батлер и др. (1978) увеличили число переменных с известным значением [Fe/H] в ω Cen до 58, найдя, что эти значения для них меняются от -0,51 до -2,18. Разбив 56 переменных типа RR Лиры в ω Cen на две группы (с [Fe/H] > -1 и с [Fe/H] < -1), они нашли, что эти группы являются в то же время (в одном скоплении!) I и II группами Оостерхофа (см. § 5.2). Этот удивительный вывод, к сожалению, базируется лишь на одной переменной типа RRc, относящейся к группе переменных, богатой металлами. Если за границу между группами принять, в соответствии с данными Миронова и Самуся (1974), значение [Fe/H] = -1,53 (см. рис. 91), то различие средних периодов переменных, входящих в их состав, становится незаметным.
В настоящее время нельзя пренебрегать теорией, считая, что все можно вывести из наблюдений. Только органическое сочетание теории и наблюдений может привести к успеху.
Одной из наиболее актуальных остается проблема содержания гелия (Y) в звездных скоплениях. Последние работы (Тварог, 1978) свидетельствуют о ее важности для изучения не только шаровых (см. § 6.4, 6.8, 6.10), но и рассеянных скоплений, ибо от знания содержания гелия зависит знание светимости звезд главной последовательности в этих системах, а значит, и возможность точного определения расстояний до них.
До сих пор считалось, что для всех скоплений плоской составляющей Галактики Y = 0,30. Непосредственные определения величины Y в старых скоплениях по спектрам их голубых звезд пока ненадежны (см., например, Крафт, 1979); Y приходится находить, сравнивая наблюдаемые на диаграммах Мbol, lgTe последовательности звезд скоплений с изохронами, основанными на результатах расчетов эволюции моделей звезд разных масс с различным химическим составом. В последнее время все больше исследователей приходят к выводу о том, что наилучшее согласие с наблюдениями старых бедных металлами шаровых скоплений достигается при Y = 0,20 (Демарк, Мак Клюр, 1977). Такой же вывод сделал Тварог (1978) в отношении старого рассеянного скопления NGC 188. Для старого рассеянного скопления М 67 он получил значение Y = 0,25. Соответствующее увеличение светимости звезд этих скоплений таково, что модуль расстояния NGC 188 должен быть увеличен на 0m,35, а М 67 - на 0m,17.
Если, как допускает Тварог, обогащение гелием межзвездной среды, из которой на протяжении последних 5 · 109 лет в Галактике возникали звездные скопления, происходило пропорционально времени, то проблема точного определения расстояний даже до рассеянных скоплений с нормальным содержанием тяжелых элементов вновь встает перед исследователями как нерешенная задача. По-видимому, выбор начальной главной последовательности должен определяться также и возрастом скопления. Начальные главные последовательности образуют двухпараметрическое семейство линий на соответствующих диаграммах, определяемое значениями параметров Y и Z. Лишь для очень узкого интервала значений этих параметров (Y ≈ 0,30, Z ≈ 0,01) мы можем говорить о знании формы и нуль-пункта интересующей нас начальной главной последовательности.
Перечень подобного рода проблем можно было бы продолжить. Многие из них рассмотрены в основных главах монографии. Остается лишь надеяться на то, что рано или поздно эти проблемы будут решены, уступив место новым загадкам.
<< 12.4 Эволюция звездных скоплений | Оглавление | Литература >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
