книги / Эволюция звёзд и галактик

162 Глава 12

средние периоды составляют 0‘37 и О1, 625, и обе группы звезд примерно равночисленны.

Оказывается, что М3 и М5 принадлежат к первой группе, а М 15, М2 и М92 — ко второй; М 13 и М 10 со­ держат слишком мало переменных, и о них ничего ска­ зать нельзя. Вспомним, что М3 и М5 на диаграмме цвет — величина можно совместить, тогда как следую­ щие три скопления целиком сдвинуты и наибольший сдвиг у М92. Так как положение звезды на диаграмме цвет — величина определяется массой и химическим со­ ставом, можно полностью понять этот сдвиг всей диа­ граммы, если допустить, что модели звезд, как и их массы, одинаковы, но химический состав различный (в разных скоплениях. — Перев.). Действительно, Шварц-

шильд и Сендидж показали, что сдвиг по цвету на 0™17 можно объяснить, приняв содержание металлов в М3 и в М5 в 1,3 раза большим, чем в М92. Этим, однако, нельзя объяснить разницу в наклоне ветви субгпгантов. Причиной этой разницы можно было бы считать изме­ нение модели звезды по каким-либо не ясным еще при­ чинам или же изменение факторов, определяющих про­ зрачность. Решить все эти вопросы мы сможем лишь тогда, когда будет рассчитан ряд моделей. Вполне воз­ можно, что замечательное разделение по периодам мо­ жет быть первым указанием на влияние химического состава на свойства переменных звезд.

Из диаграмм ясно, что численность переменных типа RR Лиры тесно связана с количеством звезд на гори­ зонтальной ветви, особенно с «красной» стороны от про­ бела. Картина такова: звезды движутся влево через про­ бел, после чего их блеск падает1). Важные указания на это были получены Сендиджем в М3. Если взять сред­ ний за цикл показатель цвета переменной типа RR Лиры и сопоставить его с периодом, то вы и в самом деле получите очень тесную корреляцию (рис. 20). Можно видеть, как звезда вступает в пробел с его «красной» стороны, подчиняясь корреляции между периодом и по­

164 Глава 12

представлениям о переходе переменных через пробел. Существует также корреляция между периодом и ампли­ тудой изменения блеска (рис. 21).

Можно ли получить из наших данных правдоподоб­ ные значения изменений радиуса, поверхностной ярко­ сти, плотности и т. д.? Я пытаюсь не затрагивать ника­ ких данных, содержащих болометрические величины. Чтобы определить уменьшение радиуса звезды, пересе­ кающей пробел,, я подсчитал его для короткопериоди­

1 и 2 отнести соответственно к началу и концу пробела,

использовать закон Стефана — Больцмана; хотя звезда, возможно, не излучает как черное тело, но если это до­ пустить, то из соотношения {T2fTi) ~ (PI/P2)4/3 мы най­ дем, что поверхностная температура возрастает на 20%. Я думаю, что априори не должно быть возражений против таких значений изменений названных парамет­ ров; они не так уж велики.

Как широк пробел и имет ли он одинаковую ширину во всех скоплениях? В настоящее время наши сведения об этом также очень скудны. Хорошие измерения про­ бела сделаны только в М3 и в NGC4147; в этих двух

ляет О* 24 в системе В, V и 0"' 22 — в NGC 4147. О раз­ мерах пробела в вертикальном направлении в настоя­ щее время ничего неизвестно.

Я думаю, что это почти все, что можно сейчас ска­ зать о диаграммах цвет — величина шаровых скопле­ ний. Как мы видели, топологически все они очень по­ хожи. Опубликование данных о М3, М 13, М5 и М92 должно дать нам новые сведения о том, в какой сте­ пени совпадают друг с другом точки поворота главной последовательности (см. стр. 157. — Перев.).

сколько звезды шаровых скоплений удовлетворяют нор­ мальной зависимости. Данные об этом опять-таки весь­ ма скудны; хороший материал имеется в настоящее вре­ мя только для трех скоплений: М3, М 13 и NGC4147,

Р и с . 2 2 . Д в у х ц в е т н а я д и агр ам м а для М 3 и бли зк и х н еп ок р асн ен - н ы х з в е з д (с п л ош н ая кри вая).

которые очень удобно расположены в высоких галакти­ ческих широтах. Больше всего наблюдалось М3, и здесь оказывается, что все звезды горизонтальной ветви очень хорошо ложатся на нормальную кривую (рис. 22). Звез­ ды же ветви гигантов, начиная с нижней части диа­ граммы, лежат над кривой примерно параллельно ей. Затем начинается главная последовательность, которая испытывает излом и отходит дальше. Шаровые скопле­ ния систематически отклоняются от двухцветных диа­ грамм нормальных звезд в окрестностях Солнца. Эти

ми величинами, ибо, как я полагаю, они должны убе­ дить каждого, что совершенно бессмысленно опериро­ вать с нормальными зависимостями между цветом и

166 Глава 12

спектральным классом пли между цветом и темпера­ турой, имея дело с шаровыми скоплениями. Эти соотно­ шения должны быть выведены полностью заново из данных о шаровых скоплениях.

У М 13 заметна еще одна особенность — ультрафио­ летовый недостаток у звезд горизонтальной ветви, ле­ жащих слишком низко, даже после поправки за лю­ бое разумное значение поглощения. При возрастании показателя цвета звезды снова оказываются над нор­ мальной кривой, и когда вы идете еще дальше, разница до некоторой степени уменьшается. Следует, однако, учесть, что стандартная кривая построена для звезд главной последовательности, и с ней мы сравниваем кривую, построенную в скоплениях для гигантов. Диа­ грамма для NGC4147 имеет подобный же вид: гори­ зонтальная ветвь, по-видимому, довольно хорошо ло­ жится на нормальную кривую, но когда вы переходите к гигантам и субгигаитам, соответствующая им кривая оказывается не только намного выше кривой для нор­ мальных звезд, но выше также и кривой, наблюдаемой для звезд с большими скоростями из наших окрестно­ стей. Это означает, что такие звезды в шаровых скопле­ ниях не похожи на звезды галактического поля даже в ограниченном интервале длин волн от доступного еще ультрафиолета и примерно до 6500 А.

Разница выявилась еще резче, когда несколько лет назад на 200-дюймовом телескопе были получены спект­ ры звезд скоплений. Наблюдались в основном звезды верхнего конца ветви гигантов с показателями цвета

от + 1™3 до +1"'б. Из нормальной зависимости между цветом и спектром следовало бы ожидать, что они ока­ жутся поздними звездами класса К- Но реальные спект­ ры оказались настоящим сюрпризом, потому что их классификация зависела от используемых для этого линий. При использовании металлических линий спект­ ральный класс (особенно для М92) оказывался около F3, тогда как по цвету можно было бы ожидать КЗ. Линии водорода давали что-то вроде G3. Расхождение для М3 было несколько меньше — там ожидались спект­ ры около К7, но самое лучшее, что можно было полу­ чить по водородным линиям, это что-то около КО. Джой

и Поппер изучили эти спектры с меньшей дисперсией, так что они основывались главным образом на водо­ родных линиях, полосе G и т. д. и получили сходные результаты, и все это сразу же показало, как далеки звезды шаровых скоплений от нормальных зависимо­ стей, установленных для ближайших звезд.

Это поразительное различие должно объясняться как результат действительного различия в химическом составе, поскольку сравнительно со звездами в наших окрестностях в звездах шаровых скоплений намного меньше металлов. Несколько лет назад Хойл и Шварцшильд успешно представили общую форму ветви гиган­ тов шаровых скоплений, проведя расчеты эволюционно­ го пути звезды, покидающей главную последователь­

ность у абсолютной величины +3["5, имеющей массу около 1,5 солнечной и отношение содержания метал­ лов к содержанию водорода в 17 раз меньшее, чем у звезд в окрестностях Солнца. Здесь (у вершины ветви гигантов. — Перев.) они вынуждены были остановить­ ся, но до этой точки теоретическое представление дей­ ствительно оказалось хорошим. Они рассчитали также эволюционный путь звезды, в которой отношение ме­ таллов к водороду такое же, как для Солнца, и обна­ ружили, что в этом случае кривая идет под кривой для звезд, бедных металлами, так что ветвь гигантов дости­ гает максимальной светимости около 0т вместо —Зт для звезд, бедных металлами. Эти результаты появи­ лись как раз тогда, когда Сендидж закончил построение диаграммы цвет — величина для М67, на которой точ­ ка поворота главной последовательности находится примерно там же, где и у шаровых скоплений. Посколь­ ку М 67 хорошо удовлетворяет расчетам, выполненным для звезд с нормальным содержанием металлов, раз­ ница между М67 н шаровыми скоплениями должна определяться разным химическим составом. Стало ясно, что ветвь гигантов в М67 не может иметь столь высо­ кую абсолютную величину, как —Зш, из-за непрозрач­ ности (вещества звезд. — Переа.), вызванной в данном случае электронами, поставляемыми металлами. Рас­ хождения в спектральной классификации становятся тогда понятны: в звездах шаровых скоплений линии

168 Глава 12

металлов должны быть намного слабее, и спектральный тип, определяемый по этим линиям, должен быть зна­ чительно более ранним, чем указываемый линиями во­ дорода.

Так как водородные линии дают прежде всего темпе­ ратуру возбуждения, то можно заключить, что эта тем­ пература соответствует спектральному классу, на целый класс более раннему, чем следовало бы ожидать по по­ казателю цвета. Однако мы можем сказать, что линии металлов дают спектр, на целый класс более ранний, а показатель цвета соответствует спектру, на целый класс более позднему, чем следовало бы; в этом вся трудность, и новые вычисления должны ее разрешить. Короче го­ воря, звезды населения II в шаровых скоплениях столь отличаются от звезд в наших окрестностях, что для них соотношения между показателем цвета, температурой и спектральным классом должны быть полностью установ­ лены заново. В настоящее время ведутся расчеты эво­ люционных путей звезд для промежуточных случаев, а также для случаев с более низким и более высоким со­ держанием металлов; эти вычисления очень важны, поскольку появляющиеся теперь данные могут без них получить неверную интерпретацию.

Основываясь на спектрах звезд в ряде шаровых скоплений и на их диаграммах цвет — величина, мы выяс­ нили, что существует заметная разница между шаро­ выми скоплениями гало. Одной из задач на будущее является проведение надежного количественного анали­ за нескольких звезд в некоторых из этих скоплений, но я боюсь, что это будет ужасно сложно. Необходимо, на­ пример, знать соотношение между температурой и рас­ пределением энергии в непрерывном спектре, так как, очевидно, что работать со стандартными зависимостями очень опасно — это может привести к совершенно оши­ бочным результатам.

Глава 13 *

СПЕКТРЫ

*ЗВЕЗД

*НАСЕЛЕНИЯ II

*

*

В предыдущей главе я говорил о спектральных осо­ бенностях звезд шаровых скоплений — о несоответствии между показателем цвета и спектральным классом и о различии между диаграммами U — В, В — V для этих скоплений и для нормальных звезд. Я отметил, что все это становится понятным в свете расчетов Хойла и Шварцшильда: звезды шаровых скоплений действитель­ но имеют более низкое содержание металлов.

Шаровые скопления гало имеют разную степень сла­ бости металлических линий, и отсюда следует, что они отличаются друг от друга по своему химическому со­ ставу. Наиболее нормальные ветви гигантов и субги­ гантов наблюдаются у М3, которые ближе всего к стан­ дартным звездам; наибольшие отклонения — у М92.

Другой легко наблюдаемой особенностью спектров звезд шаровых скоплений является слабость полос циа­ на у ЛЛ, 4215, 3800 и 3550 А. Впервые этот эффект был отмечен Линдбладом еще в 1922 г. Он определил спект­ ральные классы трех звезд в М3 по бесщелевой спект­ рограмме, полученной на Маунт Вилсон, и заметил, что эти три гиганта имеют ненормально слабые полосы CN. Он назвал эти звезды «псевдоцефеидами», так как счи­ тал, что полосы CN ослабевают от гигантов к сверх­ гигантам; однако позднее Кинен показал, что в этом спектральном интервале (от G0 примерно до КЗ) интен­ сивность полос CN возрастает от субгигантов к гиган­ там и далее к сверхгигантам.

То, что слабость полос CN является характерной осо­ бенностью спектров звезд шаровых скоплений, было показано в более обширном исследовании Поппера в 1946 г., когда он изучил по десятку звезд в М3 и М 13. В принципе этот результат объясняется низким содер­ жанием С и N. Спектральные типы, полученные

Поппером для пяти ярчайших звезд, находились в интер­ вале от G5I6 до КО 16, а средний спектр был G8 16. Эта классификация основывалась прежде всего иа линиях во­ дорода. Средний показатель цвета для этих звезд состав­

лял + 1'"65 в системе B — V, а средняя абсолютная ве­ личина была —Зш,1. Какой спектральный класс следо­ вало бы ожидать для этих звезд? В настоящее время в этом спектральном интервале зависимость между спектром и показателем цвета известна лишь для звезд главной последовательности и гигантов, а для сверх­ гигантов необходима экстраполяция. Однако сверхги­ ганты в h и % Персея, очень тщательно исследованные Шарплессом, дают очень надежно фиксированную точ­ ку. Эти звезды имеют среднюю абсолютную визуаль­

ную величину —5"*5, истинный (т. е. освобожденный от

поглощения) показатель цвета +1'"68 и средний спект­ ральный класс М2 16. Показатели цвета очень близки, и если использовать соотношение между звездами глав­ ной последовательности и гигантами и учесть разницу

в светимости между —3'"1 и —5'"5, то для звезд шаро­ вых скоплений можно предсказать спектральный класс Ml,5 16. Таким образом, получается количественное не­ соответствие между ожидаемым спектральным классом 611,5 и наблюдаемым G8.

Сходное положение наблюдается и в М 13, а в М 92 дело обстоит еще хуже. В М 13 следовало бы ожидать спектральный класс КЗ, но по интенсивности линии Ну мы получаем класс G2 16.

Что же касается звезд горизонтальной ветви, то их кривая U — В, В — V не отклоняется от нормальной. Обычно их спектры классифицируют как нормальные спектры В8 и АО, но при исследовании этих звезд с большой дисперсией положение изменяется. Согласно Мюнчу, который в основном и выполнил эту работу, по линиям водорода обычно получаются намного более поздние классы, чем следовало бы ожидать по показа­ телям цвета. Звезда, которая по показателю цвета дол­ жна была бы быть класса О, имеет в действительности спектр, близкий к В2. Например, самые слабые звезды,

изученные Мюнчем в М 13, имеют М у = + З"10 и пока­