Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Возраст шаровых скоплений Галактики

         В начале 1950-х Sandage опубликовал первые глубокие диаграммы цвет–зездная величина для северных шаровых скоплений M 3 и M 92. Он заметил, что последовательности слабых звезд этих скоплений очень похожи на главную последовательность Населения I в окрестностях Солнца (рис.1). До этого технические возможности позволяли наблюдать в шаровых скоплениях только красные гиганты и звезды горизонтальной ветви. Применив расчеты теории эволюции звезд (тогда еще не с помощью компьютера, а в «вручную»), Sandage нашел, что прошло 5 млрд лет «с тех пор, как все звезды скопления были на главной последовательности». А значит, галактические шаровые скопления являются очень старыми, по сравнению с ближайшими к нам звездами.
Шаровое скопление
         В течение последующих 50 лет стало ясно, что шаровые скопления Галактики представляют собой «астрономические ископаемые», первые звездные системы, которые сформировались во Вселенной, это произошло приблизительно через один миллиард лет после Большого взрыва. Поэтому знание абсолютного возраста скоплений важно для космологии, он позволяет дать минимальную оценку возраста Вселенной. Кроме того, зная возраст скоплений Галактики, мы можем восстановить и проследить историю формирования и эволюции Млечного Пути. Для этого достаточно знать относительные возрасты шаровых скоплений.
Шаровое скопление
         Диаграмма цвет-звездная величина шарового скопления имеет характерные детали, положение которых зависит от возраста скопления. На рисунке 2 показаны элементы диаграммы, которые используются в различных методах определения возраста - точка поворота главной последовательности (TO), верхушка ветви красных гигантов (RGB Tip), определенные точки на ветви красных гигантов (RGB, RGB Bump), горизонтальная ветвь (ZAHB). Самостоятельно или в различных комбинациях светимость или цвет этих деталей позволяют определить возраст скопления путем сравнения наблюдаемых величин с теоретическими расчетами. Причем каждый из вариантов имеет свои преимущества и недостатки.
         Точка поворота главной последовательности (Turn-off region). Наиболее простым способом определения абсолютного возраста скоплений является светимость точки поворота главной последовательности. С увеличением возраста скопления точка поворота ГП смещается на диаграмме вниз вправо в сторону меньших светимостей и низких температур. Если мы знаем расстояние до скопления и величину межзвездного поглощения, то можем определить абсолютную величину точки поворота, а затем сравнить это значение с теоретическими расчетами, сделанными для металличности скопления (рис. 3). Источниками ошибок при таком подходе служат несколько величин:
Определение возраста шарового скопления
         1. Уже понятно, что этот метод тесно связан с определением расстояния до скоплений. Поскольку измерить тригонометрические параллаксы для звезд скопления пока не позволяет техника, используют метод совмещения главной последовательности скопления с положением на диаграмме субкарликов близкой металличности в окрестностях Солнца, расстояние до которых известно. Значит, необходимы очень качественные наблюдения для скопления, чтобы можно было построить диаграмму цвет-звездная величина с хорошо определенной главной последовательностью (это стало возможным благодаря работе космического телескопа Хаббла и мощным наземным телескопам). И необходимы наблюдения достаточного количества субкарликов в окрестностях Солнца с металличностью, близкой к металличности скопления. В последние годы это стало более легкой задачей благодаря наблюдениям Hipparcos. Кроме того, в последнее время для ряда скоплений удалось наблюдать последовательность белых карликов, которую можно использовать для определения расстояния аналогичным образом как и главную последовательность. Другая возможность определения расстояния до скоплений – использовать переменные типа RR Lyr.
         2. Даже относительно небольшая ошибка определения избытка цвета (±0.02 зв.вел.) приводит существенной ошибке определения модуля расстояния (±0.10 зв.вел.), что соответствует ошибке в возрасте в 1 миллиард лет.
         3. Значение цвета для точки поворота может быть определено достаточно точно, если известна величина избытка цвета (межзвездное поглощение). А вот звездная величина точки поворота определяется хуже, поскольку в этом месте диаграмма практически вертикальна, ошибка в определении может достигать 0.1 звездной величины, что приводит к ошибке в возрасте в 1 миллиард лет.
         Чтобы избежать проблем определения звездной величины точки поворота, было предложено использовать две альтернативные точки, цвет, которых на 0.05 величины краснее цвета точки поворота (рис. 2). TOb – располагается после точки поворота на более пологой ветви субгигантов (Chaboyer, B. et al . 1996b, ApJ, 459, 558), TOf – расположена до точки поворота на главной последовательности (Buonanno, R., et al . 1998, A&A, 333, 505). В этом случае контрольные точки находятся на более пологих участках изохронны, и значение светимости для них определяется в два раза точнее, а на точку TOf , кроме того, не оказывают влияние неопределенности в учете процессов конвекции при моделировании эволюции звезды после точки поворота.
         4. Изохроны расчитываются для выбранного значения металличности скопления, поэтому, если мы неправильно задали химический состав звезд для теоретических расчетов, это тоже приведет к ошибкам в полученном значении возраста.
         Точность определения абсолютного возраста все еще находится на уровне 20%. Чтобы исключить влияние ошибок определения расстояния и межзвездного поглощения, были разработаны методы получения относительного возраста шаровых скоплений. В этом случае используются значения светимости и цвета точки поворота относительно других характерных деталей на диаграмме цвет-звездная величина, а ошибки определения возраста получаются менее 1 млрд лет. Все возможные такие комбинации можно разделить на две группы – «вертикальный» и «горизонтальный» методы.
         "Вертикальный" метод. ΔV=VTO–VZAHB – наиболее широко используемый «вертикальный» индикатор возраста и, видимо, наиболее надежный (рис.4). Светимость горизонтальной ветви начального возраста очень слабо зависит от возраста, поэтому VZAHB используется в качестве «вертикального» индикатора возраста (VandenBerg, D. A., et al . 1990, AJ, 100, 445). Теоретически эта величина хорошо определяется, из наблюдений она оценивается по нижней огибающей звезд горизонтальной ветви.
Определение возраста шарового скопления
         Основное преимущество этого метода состоит в том, что если величины VTO и VZAHB находят при одном значении цвета, то исключается влияние ошибок определения межзвездного поглощения. Теоретически, этот метод также не зависит и от расстояния до скопления, поскольку вычисляются изохроны для данной металличности, остается только зависимость от точности болометрической коррекции при сравнении теоретических моделей с наблюдениями.
         На практике мы опять сталкиваемся с ошибками определения звездной величины точки поворота. В качестве альтернативных показателей возраста, свободных от ошибок определения точки поворота можно использовать ΔVb=VTOb–VZAHB и ΔVf= VTOf–VZAHB.
         Если на горизонтальной ветви находятся только голубые или только красные звезды, определить величину VZAHB бывает трудно. В этом случае для определения возраста используют ΔV=VTO–VBump. В этом случае необходимо иметь наблюдения достаточного количества звезд скопления для определения положения bump.
         Еще одна разновидность "вертикального" метода - разность свтимостей точки поворота и верхушки ветви гигантов ΔV=VTO–Vtip. Этот показатель особенно чувствителен к возрасту для скоплений низкой металличности, он изменяется более, чем на 0.5 звездной величины в диапазоне возрастов 8-14 млрд лет. В этом случае возникают трудности в определении величины Vtip, поскольку на этой стадии эволюция звезды протекает очень быстро и количество звезд на верхушке ветви гигантов обычно не велико.
         Если фотометрия скопления не достаточно глубокая и положение точки поворота определяется не уверенно, можно использовать в качестве показателя возраста разность светимостей горизонтальной ветви и положением bump на ветви красных гигантов ΔV=VZAHB–VBump (Ferraro, F. R. et al. 1999, AJ, 118, 1738 ). Чувствительность этого показателя к возрасту значительно более слабая, ΔV изменяется на 0.5 величины при изменении возраста на 10 млрд лет.
         "Горизонтальный" метод. Δ(B-V)=(B-V)RGB–(B-V)TO – Это наиболее точный «горизонтальный» индикатор возраста ( Vandenberg, et al 1990, AJ, 99, 221 ). Значение (B-V)RGB определяется для точки, лежащей на 2,5 величины выше точки поворота. Ошибки в определении цвета дает неточная теория конвекции и перевод теоретических значений температуры к наблюдаемому цвету звезд .
© 2010-2012 Шаровые скопления