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
 
Металличность шаровых скоплений Галактики

         Пока в этом разделе приведен отрывок из книги Н.Н.Самуся "Шаровые звездные скопления" (1985, Итоги науки и техники, Т. 27).
         Давно известной пекулярностью звезд шаровых скоплений в спектральном отношении является слабость в их спектрах линий металлов по сравнению со спектрами нормальных звезд (т.е..относящихся к населению плоской составляющей) галактического поля того же водородного спектрального класса. Более детальный анализ показал (напр. Helfer H.L., Wallerstein G., Greenstein J.L. Ap. J., 1959, 129, 700), что этот факт действительно связан со значительным дефицитом тяжелых элементов в атмосферах звезд шаровых скоплений. Наблюдается значительное различие степени дефицита металлов от скопления к скоплению.
         Построение шкалы содержания тяжелых металлов в атмосферах звезд шаровых скоплений прошло три основных этапа. На первом этапе использовались в основном наиболее доступные наблюдениям величины, основанные на интегральной фотометрии и спектроскопии скоплений. Их калибровка по немногочисленным данным о содержании тяжелых элементов, основанным на спектральных наблюдениях индивидуальных звезд (см. *), и несколько легче доступным, чем такие спектральные данные, фотометрическим характеристикам отдельных звезд позволила построить предварительные системы индексов химического состава. *: Важное значение имеют калибровки индекса ΔS Престона, выражающего различие спектрального класса звезд типа RR Lyr по водороду и линиям CaII в минимуме блеска, [Fe/H] = -0.16 ΔS – 0.13 ( Buttler D., Ap J, 1975, 200, 68).
         Так в (Кукаркин Б.В. Шаровые звездные скопления. Общий каталог ШЗС нашей Галактики, М.: Наука, 1974) приводятся логарифмические индексы [m/H]] относительно Солнца для 90 шаровых скоплений. По этим данным, маталличность шаровых скоплений Галактики различается от скопления к скоплению более чем на два порядка, изменяясь от 100-кратного дефицита металлов по сравнению с Солнцем ([m/H] = -2/02 у M15) до незначительного избытка (до +0.1) у некоторых скоплений центральной конденсации Галактики.
         На втором этапе, воспользовавшись сильно возросшим массивом данных, в основном по фотометрии индивидуальных звезд в скоплениях Н.Н.Самусь и Е.Н.Пастухова (Звездные агрегаты, Свердловск, 1980, 84) вывели систему индексов металличности для 51 шарового скопления. Найденные значения заключаются в пределах –2.16 до –0.16.
         Третий этап начался в связи с введением в строй новых крупных телескопов, оснащенных эффективной спектральной аппаратурой. Он знаменуется детальными спектральными исследованиями индивидуальных звезд во многих скоплениях, причем не остаются без внимания различия в содержании групп элементов и отдельных элементов. Одновременно продолжаются фотометрические наблюдения индивидуальных звезд, в том числе, весьма слабых.
         Наиболее неожиданным результатом третьего этапа построения шкалы металличностей явилась радикальная ревизия ранее выведенной шкалы металличностей для сравнительно богатых тяжелыми элементами скоплений. (Cohen J.G., Ap J, 1980, 241, 981; Peterson R.C., APGC 1981, 121; Pilachowski C.A., Canterna R., Wallerstein G. Ap J, 1980, 235, L21) Скоплениям, считавшимся объектами практически солнечной металличности, теперь был приписан примерно 10-кратный дефицит металлов.
         Проблема содержания гелия.
Простейший метод, позволяющий характеризовать химический состав звезды, использует параметры X,Y,Z, указывающие соответственно долю по массе водорода, гелия и элементов тяжелее гелия. Иногда, в качестве отдельного параметра, выделяют Zcno - содержание элементов группы CNO. X+Y+Z=1. Если проблема определения Z для атмосфер звезд шаровых скоплений, несмотря на трудности, в целом решается успешно, то определение Y сталкивается с весьма серьезными трудностями.
         Самыми удобными объектами для спектрального, наиболее прямого определения содержания гелия в атмосферах, были бы горячие звезды главной последовательности. Однако шаровые скопления лишены таких звезд. Красные гиганты, звезды асимптотической ветви и красные гиганты главной последовательности не имеют измеримых линий гелия в спектрах. Единственными объектами оказываются звезды голубой части горизонтальной ветви и некоторые из звезд ярких в УФ лучах. Кроме того, возможно использование для этой цели планетарной туманности K648 в скоплении M15.
         Поскольку большинство авторов принимает, что на стадиях до горизонтальной ветви перемешивания между внутренними слоями, испытавшими изменение химического состава за счет термоядерных реакций, и их атмосферами не происходит, можно было бы ожидать, что химический состав атмосфер звезд отражает исходный состав дозвездного вещества. Однако, как показано в Giannne P., Rossi L., As Ap 1981, 102, 386, в поверхностных слоях горячих звезд горизонтальной ветви, находящихся в условиях лучистого равновесия, может достаточно эффективно идти гравитационная диффузия элементов. В результате гелий опускается в низ, и в поверхностных слоях остается повышенная доля более легкого водорода .
         Определение исходного Y можно попытаться осуществить и косвенным путем, обычно одним из двух методов.
         Первый метод, который можно назвать пульсационным, основан на наблюдениях цвета голубой границы, области нестабильности переменных звезд типа RR Lyr. Теория пульсаций связывает положение этой границы с содержанием гелия. Крупным недостатком этого метода является малая величина эффекта, оказываемого достаточно большими вариациями содержания гелия на цвет голубой границы области нестабильности, при наличии значительных ошибок фотометрии, как случайного, так и систематического характера и значительной неопределенности используемых значений избытков цвета скоплений за счет межзвездного поглощения.
         Второй косвенный метод основан на результатах теории звездной эволюции. Отношение времени жизни звезды на горизонтальной ветви и ветви красных гигантов достаточно чувствительно к содержанию гелия. Считая, что отношение численностей звезд на горизонтальной ветви и ветви гигантов шаровых скоплений R = nhb/nrg характеризует отношение соответствующих времен жизни, можно из наблюдений получить оценку Y. Большинство авторов считает R – метод более надежным. Но и этот метод не свободен от недостатков: он налагает жесткие требования на исходный наблюдательный материал (CMD) в отношении полноты выборок, отсутствия селекции по блеску и цвету. Далее возникают проблемы отделения красных гигантов от звезд асимптотической ветви, так как теоретическое время жизни учитывает только звезды на стадии первого подъема на ветвь гигантов. Обычно получают Y = 0.25.
© 2010-2012 Шаровые скопления