Звездные скопления
<< 3.14 Проблема определения расстояния до Гиад | Оглавление | 3.16 Заключение >>
3.15 Начальная главная последовательность для звезд с высоким содержанием тяжелых элементов
Теперь мы можем перейти к описанию методики построения начальной главной последовательности для звезд с высоким содержанием тяжелых элементов (Холопов, 1980). Под такими объектами мы будем подразумевать звезды, химический состав которых сходен с химическим составом членов скоплений Гиады и Ясли.
Настоятельная необходимость построения новой начальной главной последовательности, опирающейся, с одной стороны, на новое значение модуля расстояния до Гиад, а с другой, - на учет различий содержания металлов у разных скоплений, стала особенно ясной после появления работы Бархатовой и Пыльской (1978), продемонстрировавших систематический рост линейных диаметров молодых рассеянных скоплений с увеличением расстояний до последних, определенных с помощью начальных главных последовательностей Джонсона - Ириарте (1958), Блаау (1963) и Беккера - Фенкарта (1971). Этот рост свидетельствовал о явной неправильности шкалы расстояний до рассмотренных скоплений и, следовательно, об ошибочности начальных главных последовательностей, использованных для установления этой шкалы.
Новая начальная главная последовательность построена нами по данным UBV-фотометрии следующих восьми скоплений, перечисленных в порядке уменьшения их возраста: Гиады, Ясли, Плеяды, α Персея, IC 2581, χ и h Персея, NGC 2264 и скопление с двумя ядрами Trumpler 14 и Trumpler 16, которое можно назвать скоплением η Киля. Межзвездное поглощение для звезд классов А - F было учтено по данным uvby-фотометрии, а для звезд О-В - с помощью номограммы Джонсона (1958) с использованием соотношений (3.59) и (3.71). К данным UBV-фотометрии скоплений Плеяды и α Персея (имеющих пониженное по отношению к Гиадам содержание металлов) с помощью процедуры, описанной в § 3.12, были приданы поправки, устраняющие влияние различий в содержании металлов на значения V, В - V и U - В звезд классов А - F c В - V > +0m,3. Влияние вращения звезд на их показатели цвета и светимость (см. § 3.13) при этом не учитывалось, так как мы считали, что в среднем оно одинаково для ярких звезд ранних спектральных классов во всех скоплениях.
На рис. 55 и 56 представлены диаграммы MV, В - V и MV, U - В, полученные путем последовательного совмещения непроэволюционировавших участков главных последовательностей звезд перечисленных выше скоплений. Черные кружки соответствуют наиболее достоверным членам Гиад, величины которых вычислены по формуле
|
(3.77) |
вытекающей из соотношений (1.1) и (3.2), белые кружки - звездам скопления NGG 2264, крестики - звездам скопления η Киля. При совмещении последовательностей соблюдалось требование равенства модулей расстояния каждого скопления, определенных по обеим диаграммам.
Рис. 55. Сводная диаграмма MV, В - V звезд скоплений Гиады, Ясли, Плеяды, α Персея, IC 2581 , χ и h Персея, NGC 2264 и η Киля. Нижняя огибающая - начальная главная последовательность.
Начальная главная последовательность, занимаемая звездами с высоким содержанием металлов на диаграммах MV, В - V и MV, U - В, является нижней огибающей кривых, изображенных на рис. 55 и 56. Параметры ее приведены в табл. 3.10. Второй и третий столбцы таблицы определяют положение начальной главной последовательности на двухцветной диаграмме U - В, В - V.
Рис. 56. Сводная диаграмма MV, U - В звезд скоплений, перечисленных в подписи к рис. 55. Нижняя огибающая - начальная главная последовательность.
Если образовать разности абсолютных величин самых ярких звезд скопления и наиболее ярких его звезд, находящихся на начальной главной последовательности, и сопоставить их со значениями В - V и U - В последних, коррелирующими с возрастом скопления, то можно заметить возрастание упомянутых разностей с уменьшением возрастов. Для скопления η Киля эти разности неизвестны, но их систематический рост с переходом к более молодым скоплениям (для скопления χ и h Персея они достигают значений 7m,6 на диаграмме MV, В - V и 7m,9 на диаграмме MV, U - В) означает, что лишь очень ограниченный нижний отрезок последовательности скопления η Киля может представлять собой реальный участок начальной главной последовательности. В соответствии с этим участки последовательностей, расположенные выше соответствующих значений MV на рис. 55 и 56, проведены прерывистыми линиями, а характеризующие их числа в табл. 3.10 снабжены двоеточиями.
Таблица 3.10
На рис. 57 полученная выше начальная главная последовательность MV, В - V для звезд с высоким содержанием металлов (сплошная линия) сопоставлена с основными предложенными ранее начальными главными последовательностями, а именно: последовательностью Блаау (1963), последовательностью Ефремова и Копылова (1967), последовательностью Василевского (1970) и последовательностью Эггена (1976).
Рис. 57. Сопоставление основных начальных главных последовательностей MV, В - V, предложенных разными авторами с 1963 по 1980 г.
Несмотря на увеличение модуля расстояния Гиад, новая последовательность в районе В - V < +0m,35 проходит ниже последовательности Блаау (более чем на 0m,5 для звезд О - В8). Использование этой последовательности для определения расстояний до рассеянных скоплений должно уменьшить отмеченные в начале параграфа ошибки шкалы расстояний молодых скоплений. При этом, конечно, нужно предварительно придать необходимые поправки, к наблюдаемым значениям В - V и U - В звезд А - F скоплений, если для них δ(U - В) ≠ 0, для приведения их к соответствующим значениям, присущим звездам скоплений Гиады и Ясли. Следует помнить, однако, что значения R = AV/Ев-v для очень молодых скоплений, содержащих горячие звезды, непосредственно ассоциированные с пылевыми туманностями, могут превышать величину 3,2, и без учета этого обстоятельства расстояния до таких скоплений, определенные даже с помощью новой последовательности, могут оказаться все же преувеличенными.
Сравнение чисел, приведенных в столбцах MV и В - V табл. 3.10, с числами, приведенными в столбцах MV, В - V таблиц 3.8 и 3.9, показывает, что в интервале +0m,15 < В - V < +0m,65 наша калибровка абсолютных величин звезд начальной главной последовательности прекрасно согласуется с калибровкой, полученной совершенно независимым образом методами средне-полосной uvbyβ-фотометрии. В интервале -0m,17 < В - V < -0m,08 последовательность, основанная на данных uvbyβ-фотометрии, проходит на 0m,15 - 0m,20 ниже нашей последовательности, а в интервале -0m,27 < В - V < -0m,20 совпадает с последовательностью Эггена. Можно думать, что в области самых ранних спектральных классов калибровка светимостей звезд начальной главной последовательности, принятая в uvbyβ-фотометрии, нуждается в ревизии.
<< 3.14 Проблема определения расстояния до Гиад | Оглавление | 3.16 Заключение >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
