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

        Видимо, первым, кто заметил присутствие в шаровых скоплениях звезд горизонтальной ветви, был Е.Барнард (Barnard, 1900, Aph J 12, 176). Сравнивая изображение скопления M 13 на фотографических пластинках с тем, что видно непосредственно в телескоп, он обратил внимание, что некоторые звезды на фотографиях выглядели более яркими, чем при наблюдении их в телескоп. Человеческий глаз различает электромагнитные волны в узкой полосе 800–400 нм, с максимумом в интервале 550-590 нм, фотографическая пластинка чувствительная к излучению в синих и ультрафиолетовых лучах, это интервал 360-540 нм, с максимумом в 420 нм. Значит, если на пластинке звезда выглядит ярче, чем при наблюдении в телескоп, ее цвет должен быть более «голубой», чем у остальных звезд. Она ярко светит в диапазоне, который человеческий глаз не может воспринять. Барнард проверил это предположение, сфотографировав скопление M13 с желтым фильтром, диапазон приема которого, близок к человеческому глазу. И действительно, в этом случае изображения звезд выглядели такими же, как и при непосредственном наблюдении в телескоп. Горизонтальная ветвь шарового скопления
         Согласно S.Moehler (2001, PASP 113,1162), сам термин «горизонтальная ветвь» был введен ten Bruggencate (1927, Sternhaufen, Julius Springer Verlag, Berlin, p. 130). Используя данные наблюдений Шепли, он построил диаграммы цвет-величина для нескольких скоплений, на них прослеживалась ветвь красных гигантов и последовательность звезд, берущая начало у ветви красных гигантов, причем светимость этих звезд была практически постоянной, менялся только их цвет. Это и была горизонтальная ветвь. Более слабые звезды скоплений (ниже горизонтальной ветви) наблюдать в то время технически было невозможно.
         На рис. 1 на примере диаграммы скопления NGC 6864 показаны основные составляющие горизонтальной ветви: RHB - красные звезды ГВ, RR - пробел Шварцшильда, здесь расположены переменные типа RR Lyr, BHB - голубые звезды ГВ.
         По мере увеличения наблюдательных данных, стало понятно, что морфология горизонтальной ветви скоплений достаточно разнообразна. Звезды на горизонтальной ветви могут располагаться или только на красном конце ветви или только на ее голубой стороне, возможны и смешанные варианты, когда одинаково хорошо заселены оба конца. Также выяснилось, что голубая часть ветви, в свою очередь, имеет сложную структуру. У некоторых скоплений "голубой хвост" (blue tail) имеет значительную протяженность, в качестве такого примера на рис. 2 приведена диаграмма скопления NGC 6752. Горизонтальная ветвь шарового скопления
         Только спустя почти тридцать лет после открытия, Hoyle & Schwarzschild (1955, ApJS 2, 1) высказали предположение о природе звезд горизонтальной ветви – сюда они попадают после завершения эволюции на стадии красных гигантов, когда в центре звезды начинаются реакции горения гелия, а водород продолжает гореть ближе к поверхностным слоям. Этот переход занимает менее 10000 лет, очень короткий период, по сравнению с общим временем жизни звезды.
         Первые модели для звезд горизонтальной ветви были предложены в конце 60-х годов (Faulkner J. (1966, ApJ 144, 978), Iben & Rood (1970, ApJ 161, 587)). Оказалось, что для объяснения значительного диапазона цвета звезд на горизонтальной ветви необходимо предположить существенную потерю массы звезды во время предыдущего периода жизни звезды в стадии красного гиганта. Будучи красным гигантом, звезда имеет протяженную внешнюю конвективную оболочку, через нее происходит потеря массы до 0.2 масс Солнца. При переходе на горизонтальную ветвь звезды имеют одинаковую массу гелиевого ядра – 0.5 М Солнца и водородные оболочки, масса которых лежит в диапазоне 0.02-0.2 масс Солнца. Более легкие звезды, потерявшие больше вещества, попадают на голубую часть горизонтальной ветви, массивные звезды располагаются на ее красном конце. Сам механизм потери массы звездой все еще до конца не понят. Один из вариантов увеличения скорости потери массы звездой на стадии красного гиганта - вращение ее ядра. Поскольку быстрое вращение ядра уменьшает давление в нем, гелиевая вспышка, которой заканчивается стадия красного гиганта, наступает позднее, звезда может подняться по ветви гигантов до значений большей светимости и потерять большее количество массы. А значит и "потомки" таких красных гигантов с быстро вращающимся ядром будут заселять самые голубые части горизонтальной ветви. Быстро вращающиеся звезды действительно обнаружены в шаровых скоплениях, однако все эти звзезды имеют температуру меньше 11500 K, хотя на голубом конце горизотальной ветви наблюдаются звезды с гораздо большей темепературой.
         Первые теоретические гидродинамические расчеты гелиевой вспышки в конце стадии красного гиганта приводили к взрыву и разрушению звезды. Поэтому в дальнейшем стали рассматривать гидростатические модели.
         Звезды "красной" горизонтальной ветви. Они, в основном, присутствуют в скоплениях богатых металлами (см. NGC 5927, NGC 6171, NGC 6304) и в относительно молодых скоплениях (AM-1). Однако и в сколениях с пониженным содержанием металлов "нормального" возраста их тоже можно встретить. Эти звзеды при восхождении по ветви красных гигантов потеряли незначительное количество массы или же они попали сюда с голубого конца ГВ или области переменных RR Lyr двигаясь направо на диаграмме цвет-величина и, завершая свою эволюцию на горизонтальной ветви, подходят к асимптотической ветви гигантов. Еще один вариант происхождения звезд красной ГВ в процессе эволюции звезд "голубых странников", предложили Renzini & Fusi Pecci (1988, Ann.Rev.A Aph 26, 199). В этом случае на каждые 6 звезд - страгглеров должна приходится одна звезда, находящаяся на красном конце горизонтальной ветви.
         Пробел Шварцшильда (RR Lyr "gap"). Это часть горизонтальной ветви, которую пересекает полоса нестабильности цефеид. Сам термин не соответствует действительности, поскольку в этой части диаграммы также расположены звезды - переменные типа RR Lyr. Для того чтобы определить их положение на диаграмме цвет-величина, необходимо иметь наблюдения для всего цикла пульсации звезды и затем вычислить ее средние значения звездной величины и цвета. При построении самих диаграмм цвет-величина шаровых скоплений обычно используют по несколько наблюдений в двух цветах, что вполне достаточно для основной массы звезд скопления, но совершенно не подходит для переменных RR Lyr. Поэтому положение этих звезд просто не наносят на диаграмму и получается искусственый пробел на горизонтальной ветви. Хотя существует и ряд скоплений, в которых перемнных типа RR Lyr очень мало или вообще не наблюдается (NGC 2808), в этом случае пробел на горизонтальной ветви имеет "естественное" происхождение. Горизонтальная ветвь шарового скопления
         Зезды "голубой" горизонтальной ветви. Голубая горизонтальная ветвь, как правило, наблюдается в скоплениях бедных металлами (см. NGC 6388, NGC 6441), она состоит из нескольких частей - сама горизонтальная часть и "вертикальная" компонента, ее обычно называют "blue tail" - "глубой хвост". В последнее время установилось следующее деление звезд в этой части диаграммы цвет-величина (рис. 2) - HBA (голубые звезды горизонтальной ветви холоднее 12000 К), HBB (звезды в диапазоне температур 12000 - 20000 К), EHB (звезды, горячее 20000 К). Звезды группы HBA имеют анамально высокую яркость в полосе u (фотометрическая система Стремгрена). Значения гравитации для этих звезд, полученные из наблюдений, оказываются систематически ниже величин, предсказываемых теорией. Полагают, что это можно объяснить эффектом левитации, обусловленным микроскопической диффузией и световым давлением, что можно наблюдать у звезд в отсутствии суб-атмосферных конвекционных зон. Когда микроскопическая диффузия и световое давление не подавляются конвекцией, в атмосферах горячих звезд наблюдается дефицит гелия и заметен значительный избыток содержания Fe, Ti и P. Есть данные наблюдений, что собственно сама горизонтальная ветвь отделена от голубого "хвоста" (рис. 3) пробелом, расположенным при значени цвета (B-V) ≈ 0.0, хотя, возможно, это верно не для всех скоплений. Кроме того, в строении "голубого хвоста" заметны такие же пробелы между его отдельными частями (рис. 2).
         Зависимость строения горизонтальной ветви от металличности впервые заметили Sandage & Wallerstein (1960, ApJ 131, 598) – с уменьшением металличности скопления, ветвь становится голубой (NGC 288, рис. 1), тогда как у более металличных скоплений преобладает красная горизонтальная ветвь (47 Tuc, рис. 2). Сравнение горизонтальных ветвейь шаровых скоплений NGC 288, NGC 362
         Однако действительность гораздо разнообразнее. Есть скопления, у которых горизонтальная ветвь слишком голубая для их металличности, есть скопления одинаковой металличности, но с различным строением горизонтальной ветви. Т.е. однозначного соответствия между металличностью скопления и морфологией его горизонтальной ветви нет. Эти нестыковки привели к так называемой проблеме «второго параметра» - должен существовать еще какой-то фактор (факторы), определяющий населенность горизонтальной ветви скопления. Проблему «второго параметра» можно проиллюстрировать парой скоплений NGC 288 и NGC 362 (рис. 4). Значение металличности у скоплений примерно одинаковое, но NGC 288 имеет голубую горизонтальную ветвь с длинным «хвостом», тогда как у NGC 362 хорошо населенная красная горизонтальная ветвь с незначительным количеством звезд на ее голубом конце.
         Теоретически, с увеличением возраста скопления, уменьшается масса водородных оболочек звезд, попадающих на ГВ, что приводит к более голубым ГВ. Кажется, что не нужно искать другие параметры. Однако многие последние работы показали, что возраст не может быть не только единственным, но даже доминирующим кандидатом на роль «второго параметра». Например, есть предположение, что плотность звезд в скоплении может оказывать влияние на протяженность голубой части ГВ до слабых величин (голубой хвост), что наблюдается во многих скоплениях, поскольку при увеличении звездной плотности происходит значительная потеря массы оболочек звезд, вызываемая звездными взаимодействиями.
         Для описания морфологии горизонтальной ветви (т.е. распределения звезд ветви по цвету) используется параметр, показывающий относительное количество звезд на голубой (B) и красной (R) частях горизонтальной ветви:

C = (B-R) / (B+V+R).

© 2010-2012 Шаровые скопления