книги / Эволюция звёзд и галактик

Рассеянные скопления

121

над главной последовательностью, был отмечен Хекма­ ном и Хафнером как предположительно двойные; позд­ нее было обнаружено, что они являются спектральнодвойными. Очень возможно, что и другие звезды, лежа­ щие над главной последовательностью, подобны им; отклонение составляет как раз нужную величину. Звез­ ды 14-й величины, лежащие под главной последователь­ ностью, еще не проверены, но это можно бы уже сделать

«	•	•
		•

*

•
Ч -
	г ч		#
			• s и	•• • *
			•		*	•• t ----------
				. •
							••
0.2	Ofi	OJS	Ofi	1,0	1,2	1,4	1,6
							в-v
Р и с . 8.	Диаграмма		цвет — величина для			Яслей.

теперь: скорее всего они не субкарлики, а просто звез­ ды поля, случайно имеющие то же собственное движе­ ние, что и Ясли.

Скопление Волос Вероники является очень разре­ женным (рис. 9). Оно имеет в общем те же особенности: хорошо выраженную главную последовательность и один или два гиганта; наблюдаемый интервал величин 6™. Собственные движения хорошо изучены. Это скоп­ ление иллюстрирует трудности, представляемые рас­ сеянными скоплениями сравнительно с шаровыми: общее число звезд так мало, что очень немногие звезды на­ блюдаются на той стадии, когда они эволюционируют от главной последовательности — их всего четыре в Гиадах, пять в Яслях, а здесь, возможно, одна или две.

122 Глава 9

Сравните это с громадным числом таких звезд, обна­ руживаемых в шаровых скоплениях просто потому, что они очень богаты звездами.

В Плеядах (рис. 10) мы наблюдаем точку, в кото­ рой звезды начинают отходить от начальной главной последовательности, однако гигантов еше нет. Нижняя часть главной последовательности имеет очень интерес­ ную особенность: звезды, нанесенные на диаграмму чер­ ными кружками (наиболее вероятные члены скопления),

••

•

•

Р и с. 9. Диаграмма цвет — величина для зпездного скопления в

•Волосах Вероники.

-0,2	О	0,2	0,4	0,6	0,8	1,0
						5-V

начинают отклоняться от нее вправо. Это отклонение можно объяснить тем, что некоторые из этих звезд на­ ходятся еще в стадии гравитационного сжатия и при­ ближаются к главной последовательности. Таким обра­ зом, здесь мы имеем тот интересный случай, когда скоп­ ление с наблюдаемым интервалом величин свыше 11™ имеет такой возраст, что ярчайшие, наиболее массив­ ные звезды его уже эволюционируют от начальной глав­ ной последовательности, тогда как наименее массивные звезды еще сжимаются, двигаясь к главной последова­ тельности. Отклонение нижней части главной последо­ вательности наблюдалось Бинендайком (Лейден), кото­ рый считал, что оно могло бы быть вызвано уменьше­ нием точности либо звездных величии, либо собствен­ ных движений (для слабых звезд. — Перев.) Однако Джонсон показал реальность этого отклонения.

Данные об этих четырех скоплениях приведены в табл. 5. Расстояния были определены заново окоича-

Рассеянные скопления

123

Таблица 5

Д А Н Н Ы Е О Ч Е Т Ы Р Е Х Б Л И Ж А Й Ш И Х Р А С С Е Я Н Н Ы Х С К О П Л Е Н И Я Х

	т0 — М	Р а с с т о я ­	AV, Т
С к о п л е н и е		н и е ,
		пс

Г н а д ы * .................	3,0	40	+0,8
Волосы Вероники	4,5	80	+0,5
П л ея ды .................	5,5	126	—2,5
Я с л и ......................	6 , 0	158	+0,8

м / 3

•

л••••

•

••

•< .

-

	К о л и ч е с т в о	В о з р а с т ,
	б е л ы х
		г о д ы
	к а р л и к о в

6	4.10»
0	3-108
	2- 107
Несколько	4 • 108

61------------	0	0,2------------	0,4	0,6-----	и________
- 0,2					0,6	1,0	1,2
							В-V

Р и с . 10. Диаграмма цвет — абсолютная величина для Плеяд.

тельным образом Г. Джонсоном, о чем я еще скажу. Истинный модуль расстояния, исправленный за по­ глощение, обозначен через т 0 — М \ M V , T является абсолютной величиной ярчайшей звезды — предельной

124 Глава 9

точки главной последовательности. О белых карликах в скоплении Волос Вероники ничего неизвестно, однако в Плеядах их искали и ни одного не обнаружили. Гиады отмечены звездочкой, потому что они дают нуль-пункт для всей группы: для них известно расстояние, основан­ ное на собственных движениях и лучевых скоростях, которое было определено Хекманом по новым собствен­ ным движениям.

Возрасты определены по величине самых ярких звезд главной последовательности. Интересно то, что два хорошо изученных скопления (Гиады и Ясли), со­ держащие гиганты, достаточно близки, так что в них можно обнаружить белые карлики, которые начинают­ ся у М= 12т и идут вниз, вероятно, до 15т , увеличивая показатель цвета. Шесть белых карликов было обнару­ жено в Гиадах и, как мне кажется, четыре в Яслях. Напротив, в Плеядах, в которых до сих пор нет гиган­ тов, не было найдено ни одного белого карлика, не­ смотря на все поиски. Это очень интересно, поскольку мы не имеем представления об эволюционном пути, по которому наблюдаемые в Гиадах и Яслях гиганты дол­ жны перейти в белые карлики; теоретических расчетов не существует. Мы знаем, однако, что за ~ 4 - 108 лет (примерно одно и то же врем.я для обоих скоплений) некоторые звезды должны полностью завершить свой жизненный путь, уйдя с главной последовательности, пройдя стадию гигантов и спустившись к стадии белых карликов.

Это особенно интересно в связи с Сириусом В, кото­ рый является белым карликом, тогда как Сириус А — звезда класса А с абсолютной величиной около + 1т . Совершенно очевидно, что Сириус В когда-то должен был быть намного ярче Сириуса А и что он вступил в стадию белого карлика, так как он более массивен, чем Сириус А. Абсолютная величина последнего соответ­ ствует верхней точке главной последовательности Гиад и Яслей; время, потребовавшееся Сириусу В для пере­ хода в эту стадию, можно поэтому грубо оценить в 4 -108 лет; конечно, если бы он был намного ярче и массивнее, чем звезды верхнего конца главной после­

Рассеянные скопления

125

довательности Гиад, это время могло быть намного ко­ роче *).

По пути от стадии гигантов к белым карликам боль­ шая часть звезд населения I должна потерять массу. Если бы они не теряли массу достаточно быстро, то могли бы прийти к низким абсолютным величинам с избытком массы, и это, возможно, могло бы заставить

	•	• •
	- •				А	\
	А l		e
	ч	•	•
	S * J	»•
		•
	h		•
	1	ч
			•
			Ч
8 -04	-0 2		0 02 0,4 Д6 08 1,0	1,2 /,4	1,0	/,8 2,0
						в-v
Р и с .	11. Диаграмма цвет — абсолютная			величина	для h и х
	Персея.

такие звезды пройти через стадию процессов, харак­ терных для Новых. Однако в звездах населения I мы не наблюдаем катаклизмических процессов такого рода, хотя они должны были бы встречаться достаточно часто. Можно быть уверенным в том, что, если бы звезды вступали в стадию белых карликов с избытком массы, должны были бы наблюдаться катаклизмические про­ цессы, которые попросту неизвестны у звезд населения I, за исключением Сверхновых II типа, которые чрезвы­ чайно редки.

•) Очень любопытны в этой связи указания античных авторов на красный цвет Сириуса. — Прим, перев.

126 Глава 9

Мы приходим к выводу, что звезда населения I с массой около 2 солнечных должна прийти в стадию белого карлика с массой, не превышающей 1,2 солнеч­ ной. Должна происходить не взрывная потеря массы. Первое ясно выраженное указание на потерю массы — истечение вещества из звезды на стадии гиганта — было найдено Дейчем по наблюдениям а Геркулеса. Это пер­ вое указание на то, что потеря массы существенно свя­ зана с эволюцией на стадии гиганта. Оно означает, что мы можем с достаточной уверенностью применять со­ отношение масса — светимость, пока звезда находится на главной последовательности или близ нее. Но как только звезда достигает стадии гиганта, надо быть очень осторожным, потому что здесь, по-видимому, имеет место потеря массы. Я полагаю, что отсутствие катаклизматических процессов в звездах населения I являет­ ся очень сильным аргументом в пользу постепенной по­ тери массы на некоторой стадии, и это дает уверенность в том, что звезда, достигнув стадии белого карлика, не нуждается в избавлении от излишка массы1).

Скопление h и х Персея (рис. 11) содержит звезды, немного более яркие, чем —7ТО. Большой разброс вы­ зван просто очень неравномерным поглощением света в этой области, практически каждую звезду надо обра­ батывать отдельно. В этом случае нельзя использовать диаграмму U — В, В — V, как это обычно делают при постоянном поглощении, истинные показатели цвета надо определять с помощью точной спектральной клас­ сификации. Здесь есть группа сверхгигантов спектраль­ ных классов от МО до М4 и с абсолютной величи­

ной - 5 > )•

•) Вопрос о судьбе звезд после выгорания ядерного горючего сейчас пересматривается с учетом эффектов общей теории относи­ тельности. Звезда с массой, меньшей 1,2 солнечной, превращается в белого карлика; звезда с большей массой вовсе не обязана сбро­ сить ее излишек. Если ее масса меньше 2 солнечных, она превра­ щается в нейтронную звезду; если больше, звезда сжимается за пределы своей сферы Шварцшильда, и внешний наблюдатель может обнаружить ее лишь по полю тяготения. Этим можно объяснить от­ сутствие или недостаточное число белых карликов в ряде скопле­ ний. — Прим, перев.

Рассеянные скопления

127

Центральная звезда NGC2362 (рис. 12)—это т Большого Пса спектрального класса 0 9. Главная по­ следовательность хорошо выражена вплоть до той точ­ ки, где она начинает отклоняться. Здесь мы снова встре­ чаемся со скоплением, в котором некоторые из звезд находятся на главной последовательности, тогда как

-8

М„

		-6
		-4
		-2
		О
Р и с . 12.	Диаграмма	9
цвет — абсолютная вели-
чина для	NGC 2362.
		4
		-О,А -0,2	0	0,2	0,4	0,6
						B-V

другие еще только движутся к ней, находясь в стадии гравитационного сжатия. Скопление очень молодо, по

диаграмме	можно	определить	его возраст — менее
1• 106 лет;	из того	факта, что	некоторые звезды уже

пришли на главную последовательность, следует воз­ раст 2 - 10е лет. Разницу легко объяснить, если принять, что образование скопления заняло около 2*10° лет.

В МП (рис. 13) мы снова находим значительное число гигантов. В нижней части диаграмма «засорена» звездами поля, поскольку члены скопления невозмож­ но отделить по собственным движениям.

В NGC752 (рис. 14) более яркие звезды уже дви­ жутся от главной последовательности к ветви гигантов.

8

I/

9					•
10
		•
11
12			5 р	8-		-				.
13	■ Щ		ь
	•	$				•				• ‘	:
14	•	1	*1:	ч	,		*		.
			Л			>•			"	, .	'
15						ЯV		<	V		:
						i					;
16
П	0,2	О,U			0,6				0,8		1,0

‘
•			•	/
			•		•
•	e \		•		•
•		.	*	•
				М	1 1
1,2	1,4		1.6	1,8	2,0
					B-V

Р и с . 13. Диаграмма цвет— величина для М П .

Р и с . 14. Диаграмма цвет — величина для NGC 752.

Рассеянные скопления

129

Очень трудно совместить верхнюю часть главной после­

довательности со		стандартной последовательностью.
ка	Скопление М 67 (рис. 15) — совершенно другое; точ­
	поворота главной последовательности находится		у
М	=+3,5, как у	шаровых скоплений, хотя она и	не

так хорошо определяется из-за меньшего числа звезд. Рассмотрим теперь все эти скопления в однородной шкале расстояний (рис. 16). Для Гиад известно рас­ стояние, определенное по методу движущегося скопле­ ния, так что главную последовательность Гиад можно прокалибровать в абсолютных величинах. Следующий шаг состоит в наложении на главную последователь­ ность Гиад последовательности Плеяд, что продолжает диаграмму вверх за нулевую абсолютную величину. Затем мы накладываем диаграмму h и х Персея и, на­

конец, в самой верхней части диаграмму NGC2362. Диаграмма U — В, B — V для всех этих скоплений

идентична. Джонсон намеревался использовать также скопление Волос Вероники, но сравнительно с Гиадами, Плеядами и Яслями это скопление показывает не­ большой ультрафиолетовый избыток, что наводит на мысль о влиянии химического состава, вроде эффекта, обнаруженного мисс Роман при изучении звезд со сла­ быми линиями. Но остальные три скопления, судя по двухцветной диаграмме, очень похожи друг на друга. Таким путем Джонсон смог установить положение на­ чальной главной последовательности по крайней мере до М = —2т [не до верхней части NGC 2362, потому что ярчайшие звезды этого скопления уже сворачивают

с	(начальной. — Перев.) главной последовательности],
и	эту линию можно использовать как стандартную

начальную главную последовательность. Для самой сла­ бой части он взял не Плеяды, а одни лишь Гиады.

Если нанести на один график звезды из окрестностей Солнца и эту стандартную начальную главную последо­ вательность, окажется, что звезды слабее М=+3'"5 ложатся симметрично вокруг нее, тогда как более яркие звезды, за редкими исключениями, лежат немного выше: они проэволюционировали уже достаточно далеко, что­ бы отойти (от начальной главной последовательности.— Перев.). Это именно то, что и следовало ожидать.9

9 В. Бааде

Р и с . 15. Диаграмма цвет — величина для М 67.

			1,0- 10€
			2,0- W6
			6.5-	10®
			2,8 - 107
			1.6 -	годы
				10®!
			1.9 -	103Возраст,
			У ’ 10я
			2.9 - 1010
О,В	1,2	1,6	2,0
			B-V
Р и с . 16. Сводная диаграмма		цвет — абсолютная

величина для десяти рассеянных скоплений.