Главная > Разное > Теория вращающихся звезд
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

12.5. ВРАЩЕНИЕ ЗВЕЗД В РАССЕЯННЫХ СКОПЛЕНИЯХ

В разд. 2.3 были перечислены основные наблюдения, относящиеся к вращению звезд в рассеянных скоплениях и ассоциациях. Весь этот раздел мы посвятим следующим двум вопросам: в чем причина различий между проекциями скоростей вращения у звезд отдельных скоплений и звезд поля и как сказывается вращение на оценках возраста рассеянных скоплений?

На рис. 2.7 сравниваются значения нескольких рассеянных скоплений и ассоциаций и звезд поля. Кажется очевидным, что в среднем проекции скоростей вращения в скоплениях уникальны. Сразу возникает вопрос, объясняются ли необычные значения данного скопления высокими или низкими экваториальными скоростями или преимущественной ориентацией осей вращения. Крафт выдвинул доводы в поддержку точки зрения, что оси вращения в скоплениях распределены случайным образом. Во-первых, исследуя наклон плоскостей орбит визуально-двойных в скоплениях Гиады и Волосы Вероники, он не обнаружил преимущественной ориентации, а можно ожидать, что оси вращения компонентов приблизительно параллельны. Во-вторых, как скоплению Гиады так и скоплениф Волосы Вероники, многие характеристики которых одинаковы, свойственна неообычная зависимость от спектрального класса (рис. 2.7); поскольку эти два скопления расположены в сильно различающихся направлениях от Солнца соответственно) было бы удивительно, если бы их скорости и наклоны оси привели к одинаковому значению Напротив, Феррер и Яшек привели аргументы в пользу преимущественной ориентации осей вращения в скоплении правда, эти доводы не слишком убедительны. Следует признать, что мы не знаем, случайно ориентированы оси тесных двойных или оси вращения в рассеянных скоплениях или в некоторых (если не во всех) скоплениях имеется предпочтительное направление.

Что касается причин различий средних скоростей вращения звезд от скопления к скоплению, то Абт внимательно исследовал три вероятных объяснения: эффект расширения в ходе эволюции, доля двойных звезд и доля пекулярных звезд. Изложим вкратце его рассуждения.

Когда звезда покидает главную последовательность нулевого возраста и расширяется, ее скорость вращения на экваторе убывает обратно пропорционально радиусу, если внешние слои сохраняют свой начальный момент количества движения, или медленнее, если момент количества движения

внутри звезды переносится так, что поддерживается приблизительно твердотельное вращение (см. разд. 12.6). Другими словами, значения самых ярких звезд скопления становятся в ходе эволюции меньше, чем у звезд поля такого же типа, потому что их радиусы систематически больше, чем у звезд главной последовательности со сравнимой абсолютной звездной величиной. Как показывает рис. 2.7, этим эволюционным эффектом можно, по-видимому, объяснить низкие скорости вращения самых ярких звезд, например в Однако расширение в ходе эволюции не является главной причиной аномальных скоростей вращения звезд в скоплениях, что хорошо видно на примере скопления а Персея, в котором средние скорости вращения у проэволюционировавших звезд не меньше, а больше, чем у звезд поля! Итак, мы приходим к выводу, что эволюцию после главной последовательности и ее влияние на скорости вращения звезд учитывать нужно, но что одним этим влиянием нельзя объяснить наблюдаемые различия между звездами отдельных скоплений и звездами поля.

Абт предложил две другие возможности. Как было показано в разд. 2.4 и 12.4, начальные скорости вращения звезд могут постепенно меняться из-за приливного взаимодействия в тесных двойных (например, звезд класса или из-за магнитной связи со средой в магнитных звездах (например, звезд класса Если какие-то скопления отличаются по числу спектрально-двойных или звезд класса то можно ожидать, что средние скорости вращения звезд также будут значительно отличаться от средних скоростей звезд поля. Эта ситуация проиллюстрирована на рис. 12.18, на котором изображены зависимость между долей двойных звезд (с периодами меньше 100 и 10 сут соответственно) вместе с звездами класса и отношением скорости их вращения к скорости вращения звезд поля тех же

Рис. 12.18. Доля спектрально-двойных звезд с периодами меньше 100 сут (слева) или 10 сут (справа), включая звезды класса для рассеянных скоплений с различными отношениями средних скоростей вращения к скоростям звезд поля тех же спектральных классов.

классов. Рассматривая двойные звезды с периодами меньше 100 сут, мы замечаем приблизительную обратную корреляцию в том смысле, что скопления (а Персея, Плеяды) с быстро вращающимися звездами содержат гораздо меньше двойных и звезд класса чем скопления с нормальными или особенно с низкими скоростями вращения. Если использовать для статистики только двойные с периодами меньше 10 сут, то получается гораздо более четкая корреляция. Согласно Абту и Сэндерсу, ее можно объяснить двумя способами: либо приливное взаимодействие в двойных системах с периодами от 10 до 100 сут уменьшает скорости вращения не очень эффективно, либо в некоторых скоплениях имеется предпочтительная ориентация осей вращения и орбит. (Стрелка на рис. 12.18 слева, у кружка показывает, куда переместится этот кружок, если поменять наклоны осей вращения и орбит так, чтобы согласовать средние функции масс и

Итак, ясно, что приливное взаимодействие и магнитное торможение весьма эффективно уменьшают скорости вращения; поэтому многие различия средних скоростей вращения звезд в скоплениях можно приписать этим эффектам. Однако, как указал Абт, при этом мы просто свели задачу объяснения разных средних скоростей вращения в скоплениях к задаче объяснения различной частоты встречаемости в них двойных и звезд класса Кроме того, если эти и другие очевидные эффекты уже учтены, то остается еще узнать, зависят ли средние скорости вращения в данном скоплении конкретно от начальных скоростей вращения облака, из которого оно сконденсировалось, или же всем скоплениям свойственна общая зависимость средней скорости вращения от спектрального класса. Ясный ответ на этот вопрос помог бы понять, как звезды приобрели свои исходные моменты количества движения.

Рассмотрим теперь изменения, которые вносит вращение в оценки возрастов рассеянных скоплений. Как известно, возраст рассеянного скопления обычно определяют по его диаграмме показатель цвета — звездная величина, сравнивая наблюдаемую последовательность в области точки поворота с изохронами, выведенными для невращающихся моделей звезд. Влияние вращения на оценки возраста, в сущности, двоякое: влияние наклона на показатель цвета и звездную величину каждой звезды, принадлежащей к скоплению, и влияние на внутреннее строение моделей, которые используются при выводе теоретических изохрон. Мадер рассмотрел оба эти аспекта в предположении твердотельного вращения на главной последовательности и выше нее. Обоснованность этой гипотезы подтверждается многими исследованиями наблюдаемых свойств, в частности тех, которые связаны с

влиянием вращения на фотометрические измерения звездных величин и показателей цвета звезд класса А (см. разд. 12.3), а также тех, которые связаны со средними скоростями вращения звезд классов на главной последовательности и выше нее (см. разд. 12.6). Как убедительно показал Мадер, влияние твердотельного вращения на внутреннее строение в оценках возраста ничтожно по сравнению с влиянием наклона оси вращения. (Увеличение характерного времени эволюции из-за твердотельного вращения составляет всего несколько процентов, тогда как пренебрежение эффектами наклона приводит к такому завышению оценки возраста, которое для скоплений с самыми быстровращающимися звездами может достигать Поэтому наша главная задача — для каждой звезды в скоплении найти показатель цвета и звездную величину соответствующей сферической звезды такой же полной светимости. (Вообще говоря, эти показатель цвета и звездная величина, отличаются от параметров невращающейся звезды!) К счастью, влияние вращения на абсолютную звездную величину мало сказывается на оценках возраста, поскольку в области точки поворота касательная к изохронам почти вертикальна (рис. 12.19). Кроме того, в силу формулы (3), поправка в показателе цвета существенно зависит от произведения а не от конкретных значений Таким образом, с помощью моделей Мадера — Пейтреманна, рассмотренных в разд. 12.3, можно сразу получить поправки для каждой звезды в отдельности.

На рис. 12.19 приведена диаграмма показатель цвета — звездная величина для скопления а Персея с поправками для каждой звезды в области точки поворота скопления. В табл. 12.6 собраны оценки возраста этого и шести других скоплений. Эти значения возраста были найдены (с поправками


Таблица 12.6 (см. скан) Оценки возраста семи рассеянных скоплений

Рис. 12.19. (см. скан) Диаграмма показатель цвета — звездная величина для скопления а Персея с поправками на твердотельное вращение для отдельных звезд (только в области точки поворота). Изохроны соответствуют возрасту с учетом (штриховая линия) и без учета (сплошная линия) поправок на вращение. Стрелка в правой части главной последовательности указывает, что она еще продолжается к более слабым звездам. Сферические модели взяты из работы из

на вращение и без них) с помощью изохрон, полученных интерполяцией между сферическими моделями Келсолла и Стремгрена Завышение возраста скоплений Плеяды и а Персея из-за пренебрежения вращением звезд достигает примерно 60 — 70%, напротив, возрасты скоплений Гиады, Волосы Вероники и Ясли (скорости вращения

звезд в которых меньше) претерпевают небольшие изменения, приблизительно 10 — 20%. Здесь, пожалуй, уместно напомнить, что речь идет только о порядке величин. В самом деле, при помощи моделей Келсолна — Стрёмгрена с Мадер находит оценки возраста, которые на 22 — 28% меньше приведенных в табл. 12.6, с помощью сферических моделей Ибена с получаются значения выше на 12 — 35% для возрастов между лет и на для возрастов меньше 108 лет! Согласно Мадеру, вследствие параллельности зависимостей между логарифмом возраста и логарифмом в точке повооота у различных последовательностей имеющихся моделей его поправки на вращение в оценках возраста одинаковы при различном выборе возрастной шкалы. Поэтому третий столбец в табл. 12.6 должен давать надежные результаты.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление