Дата создания
сайта: 20/12/2012 Дата обновления главной страницы:
19.08.2014 00:07
e-mail:
icq:
613603564
поддержка
проекта:
разместите на своей странице нашу кнопку!И мы
разместим на нашей странице Вашу кнопку или ссылку. Заявку прислать на
e-mail
код нашей кнопки:
Появление к концу прошлого века спектрографов,
установленных на телескопах, знаменует важный этап в развитии
астрофизики. С этих пор стад возможным анализ принимаемого от звезд
света. Было получено большое количество спектров, и в Гарварде под
руководством Э. Пике-ринга была предпринята одна из самых важных в этой
области работ. Между 1918 и 1924 гг. был опубликован знаменитый каталог
HD Г. Драйпера (Draper), содержащий около 400 ООО звезд. Каждой звезде
был приписан спектральный тип. По виду линейчатого спектра звезды были
распределены на классы (каждый класс обозначен буквой: О, В, A, F, G, К,
М и разделен на подклассы указанием цифрового индекса, например, А5).
Гарвардская классификация, по сути дела, - это последовательность,
определяемая температурой: наиболее горячие звезды - звезды О.
Очень скоро обнаружилось, что звезды, принадлежащие к
одному и тому же спектральному типу, иногда имеют второстепенные
различия. Это происходит оттого, что две звезды одной и той же
температуры могут иметь разные абсолютные звездные величины (или
собственные светимости). Знаменитая диарамма Герцшпрунга-Рессела (рис.
1) это ясно иллюстрирует.
Этот факт вдохновил двух американских астрономов Т. Моргана и Ф. Кинена
(Morgan, Кеепап) на разработку двумерной спектральной классификации
(система МК). Они ввели понятие класса светимости. Звездам главной
последовательности был приписан класс светимости V, гигантам - III,
сверхгигантам - I. Классы светимости IV и II - промежуточные.
Присвоение класса светимости проводится путем визуального анализа
опять-таки линейчатого спектра на основе критериев, определенных для
каждой области спектра. Аналогичным образом в Гарвардской системе
спектральный тип, являющийся индикатором температуры, определяется по
критериям, базирующимся на анализе линий.
Таким образом, звезда классифицированная
Морганом и Киненом, получает обозначение, указывающее ее спектральный
класс и класс светимости, например A0III.
Теоретическая интерпретация звездных спектров была дана позднее и
опирается на работы, выполненные к 1920 г. М. Саха. Это уже
количественная классификация, базирующаяся на визуальном исследовании
спектров, которая использовалась с начала нашего века и применяется еще
и сейчас. Здесь исследуется прежде всего линейчатый спектр, и в случае
звезд, о которых пойдет речь ниже (спектральные классы А и F), этот
спектр характеризуется следующими особенностями:
звезды класса А - очень сильные линии нейтрального водорода (максимум
достигается у звезд АО-A3); видны линии Call, Fell, Crll, Till, Fel, CrI,
и их интенсивность увеличивается между АО и А9;
звезды класса F - интенсивность линий водорода сильно падает, а
многочисленные линии тяжелых элементов и нейтральных и однократно
ионизованных металлов становятся хорошо видимыми; очень интенсивны линии
Call.
Работы Д. Барбье и Д. Шалонжа (Barbier, Chalonge) 1939 и 1941 гг.
ориентируют спектральную классификацию на количественные методы. Их
метод использует, как говорят, глубину континуума звездной эмиссии,
определенной по спектрометрической регистрограмме спектра, полученного с
низким разрешением. Сначала они ввели два параметра: D (измеряет
Бальмеровский скачок*) и X.j-3700 (положение этого скачка). Эти два
параметра позволяют сделать количественную оценку спектра звезд.
Позднее, в 1952 г. JI. Диван (Divan) и Д. Шалонж
Рис. 1. Диаграмма Гёрцшпрунга-Рессела. Чтобы на
такой диаграмме отметить точку, соответствующую звезде, необходимо знать
расстояние до нее для расчета ее светимости или абсолютной звездной
величины и ее спектральный класс. Звезды группируются около главной
последовательности, последовательностей гигантов и сверхгигантов. Вдоль
главной последовательности температура меняется: звезды высокой
светимости - более горячие, малой светимости - более холодные
предложили калибровать диаграмму этих параметров с
точки зрения спектральных типов. Для этого они добавили третий параметр
(так называемый голубой градиент), сделав представление трехмерным. С
помощью трехмерного представления мы получаем возможность определить у
наблюдаемых звезд эффективную температуру, светимость (или абсолютную
звездную величину) и покровный эффект (см. ниже).
С помощью этой системы в 1956 г. К. Берже (Berger) с сотрудниками были
изучены звезды с металлическими линиями, а Диван удалось распространить
ее на звезды населения II*.
Следующий шаг в количественном изучении звезд А и F был сделан Б.
Стремгреном (Strom-greri), когда он предложил фотометрическую
фотоэлектрическую систему, базирующуюся на четырех фильтрах: и, v, b,
у**. Стремгрен определил три важных параметра: b-у (температура), c1=(u-v)-(y-b)
(светимость) и m1 = (v-b)~ -(b-y) (покровный эффект).
Система, предложенная Стремгреном, очень эффективна для звезд, более
горячих, чем Солнце, но малорезультативна для более холодных звезд.
В статье 1963 г. М. Голе (Golay) показал, что на основе семицветной
фотометрической системы можно получить двумерное распределение горячих
звезд. Это послужило отправной точкой для многих важных работ по
звездной фотометрии. Сначала автором статьи в 1968 г. было получено
трехмерное распределение звезд, более горячих, чем Солнце (АО-G2), а
десятью годами позже Греноном (Grenon) - и более холодных, чем Солнце.
Рис. 2. Кривые пропускания семи фильтров,
определяющих Женевскую фотометрическую систему
Фотометристу звездная классификация позволяет решить
многие задачи: измерение Бальме-ровского скачка, определение эффективной
температуры и спектрального типа, а также определение у изучаемых звезд
аномального содержания химических элементов в сравнении с нормальными
звездами. Эта интересная проблема была поднята--в работах Барбье и
Шалонжа. В данной статье мы коснемся вопроса о том, что внесла система,
предложенная Голе, или Женевская система, в наши знания о звездах А и F.
Мы будем основываться на наших работах (уже опубликованных или
находящихся в печати).
Эта система, предложенная, как уже говорилось, Голе, включает семь
фильтров (рис. 2). Наблюдения проводились главным образом в Швейцарских
Альпах (Юнгфрауйох, 3577 м и Горнерграт, 3100 м), в Обсерватории
От-Прованс (650 м) и Южной европейской обсерватории в Чили (2400 м). Они
были начаты в начале шестидесятых годов, и число звезд, измеренных к
концу 1981 г. астрономами Женевы и Лозанны, составляет 14 633.
Распределение этих звезд как по прямому восхождению, так и по склонению
вполне удовлетворительно, а в распределении по видимым звездным
величинам сделан акцент в первую очередь на ярких звездах.
Среди этих 14 633 звезд 3268 звезд А и 1754 звезды F, входящих в каталог
HD, т. е. около 5 и 4% звезд соответствующего класса, представленных в
каталоге.
Трехмерное распределение звезд позволяют построить многие
фотометрические системы. Однако это распределение обычно приложимо
только к нескольким спектральным классам. Женевская система имеет в этом
отношении очевидное преимущество: она приложима ко всем спектральным
типам. Подобное преимущество имеет только система, разработанная в
Вильнюсской астрономической обсерватории В. JI. Страйжисом.
Преимущество характеризуется тем, что мы можем наблюдать в одной и той
же системе некоторую звездную группу, например рассеянное скопление, и
при этом не ограничиваться одной или двумя категориями звезд, входящих в
эту группу.
Особенность трехмерного представления - это
возможность получения на базе фотометрических измерений оценки
температуры, светимости и химического состава наблюдаемых звезд. Для
этого мы должны определить показатели цвета (разность звездных величин в
двух цветах) или параметры (линейная комбинация показателей цвета),
чувствительные к определяемой физической величине. Показатель цвета
В2-V, -удобный температурный параметр. Это подтверждает сравнение
значений эффективных температур, полученных спектрометрическими
методами, и показателя Вг-Vx.
Для звезд А и F измерение Бальмеровского скачка нас приводит к
определению светимости. Мы нашли средство определять этот скачок,
используя показатель цвета из соседних областей спектра: мы берем
показатель U-б, и, чтобы исключить влияние межзвездного покраснения",
используем как параметр светимости комбинацию d=(U-B1)-l,430(B1 - B2).
Диаграмма (d, В2-V',) (рис. 3) эквивалентна диаграмме
Герцшпрунга-Рессела, и мы можем с ее помощью определять абсолютные
величины звезд. Для калибровки нашего метода мы использовали близкие
звезды, имеющие хорошо определенные тригонометрические параллаксы (с их
помощью определяют расстояния до этих объектов), а следовательно, и
абсолютные звездные величины, такие, как звезды Гиад и Плеяд. Эти
звездные группы помещены на диаграммах (d, В2-Vt) и (Mv, В2-Kj) (рис.
4), где М" - абсолютная звездная величина звезды.
На каждой диаграмме они занимают, вообще говоря, полосу, внешние границы
которой нам позволяют определить "последовательность соотнесения" (здесь
термин "последовательность" употребляется в том же смысле, что и на рис.
1). С ее помощью устанавливается статистическая связь между величинами,
нанесенными на вертикальные оси диаграмм. Звезда, расположенная над
последовательностью соотнесения, характеризуется величинами Ad и AMV.
Следующий шаг - определение статистического отношения этих двух величин
для различных значений В2-У\ ■ Теперь мы можем получать абсолютную
звездную величину звезды Mv, если мы знаем В2-V\ и d. Из диаграмм мы
находим d^ и (MVX" (это просто величины, определяемые с помощью
последовательности соотнесения для соответствующего значения В2-К,), а
также Ad. Зная статистическое отношение, мы получаем АМ", а
следовательно, и Mv (для звезд главной последовательности с точностью
+0,15 звездной величины).
Для того чтобы определить влияние металлических линий (или покровный
эффект), мы используем параметр т2=(В1-В2)- 0,457 (В2-К,). Именно
показатель цвета В1-В2 чувствителен к этому эффекту. На диаграмме (т2,
В2-Vt) звезды Гиад определяют последовательность соотнесения, а
отклонение Ат2 от нее характеризует величину покровного эффекта (рис.
5).
Звезды с металлическими линиями (Am) располагаются над
последовательностью соотнесения, в то время как звезды с дефицитом
металлов - под ней.
Рис. 4. Диаграммы (4 в,- |/,) и mv,B2-vi).
Звезды Гиад и Плеяд образуют последовательности соотнесения
Рис. 3. Диаграмма (d, В2-F,) (последние для простоты для выборки звезд.
А и F показаны линиями)
Рис. 5. Диаграмма (m2, В2-Vt), показывающая
зоны, где мы встречаем звезды Am и звезды с дефицитом металлов.
Последовательность соотнесения определена с помощью звезд рассеянного
скопления Гиады. Так как все звезды одного н того же скопления имеют
один и тот же химический состав, эта кривая однородного химического
состава может служить основой для определения параметра химического
состава (или параметра покровного эффекта) &т2
Используя определение отношения содержания железа к
содержанию водорода, опубликованное спектроскопистами, мы получили для
звезд типа Солнца соотношение [Fe/H] = = 5Д4Дт2 + 0,09. Таким образом А
т2 есть фотометрическое определение содержания металлов в атмосфере
звезды.
Итак, резюмируя сказанное выше, подчеркнем, что наш подход позволяет для
звезд А и F получить трехмерное представление по величинам: В2-V,
(температура), d (светимость), и Ат2 (содержание металлов).
Это представление было использовано для изучения звезд, показывающих
пекулярности (отличия от обычных звезд того же спектрального класса)
химического состава, но оно дает подход и к другим проблемам, например,
исследованию характеристик звезд в окрестностях Солнца, в том числе
определению расстояния до Гиад. Об этих примерах позже. Теперь же
остановимся на связях, существующих между нашими параметрами и
параметрами системы спектральной классификации Моргана и Кинена и других
фотометрических систем.
Классификация МК - двухмерна (температура и
светимость), однако и она иногда дает информацию о пекулярности звезд. В
этом случае получаемая информация - качественная, в то время как
фотометрия позволяет, как мы увидим дальше, получать количественную
информацию. Конечно, привлекательно определить спектральный тип
фотометрическим способом, и почти во всех фотометрических системах такие
попытки делались.
Однако к этому всегда нужно относиться с осторожностью, поскольку эти
два метода во многом различны и опираются не на одну и ту же информацию
(линейчатый спектр в одном случае и непрерывный, искаженный линиями - в
другом). Стало быть, получить спектральный тип из фотометрических
измерений sensu stricto* невозможно. Но знание спектрального типа и в
первую очередь типа МК открывает большие возможности. Кроме того, это
простое обозначение характеризует два основных физических параметра
звездной Атмосферы. Поэтому важно знать соотношение, существующее между
типами МК и цветовыми параметрами фотометрической системы.
Для Женевской системы мы установили связь с МК-классификацией: выбрав
все звезды, содержащиеся и в нашем каталоге, и в каталоге типов МК М.
Яшек (М. Jaschek), мы отобрали звезды, которые находятся на расстоянии
до 100 пс, и для каждого типа МК мы определили параметры U, В, V, Ви В2,
F, и G для звезд классов светимости V, IV и III. Для сверхгигантов ввиду
их отсутствия в этой сфере мы отыскали звезды с небольшим межзвездным
покраснением.
Соотношения между индексами различных систем могут быть использованы для
сопоставления результатов или восполнения недостающих данных. Индексы,
которые наилучшим образом соответствуют подобным соотношениям, - это те,
которые используются как индикаторы температуры.
Тем не менее такие связи должны учитывать класс светимости и возможные
эффекты, связанные с химическим составом. Эти два фактора очень часто
игнорировались в прошлом. В последних исследованиях, проведенных автором
статьи и Г. Мейланом (Meylan), были проанализированы соотношения,
существующие между температурными параметрами таких систем, как U, В, V,
(В-V), Стремгрена (Ь-у), Вильнюсская (У-V, Y-S), U,В, V,G,R,J (В-J, G-J)
и R,J - Джонсоновская, с одной стороны, и В2-Vx - с другой. Некоторые
соотношения зависят от химического состава, но и он не влияет на
соотношение между В2-К, и Y-V.
Среди звезд А - 15% пекулярных. Это означает, что в
их спектре присутствуют линии, интенсивность которых отлична от
интенсивности этих же линий у нормальных звезд с той же температурой.
Следовательно, они имеют другое относительное содержание соответствующих
элементов.
Две большие группы звезд главной последовательности показывают аномалии
в содержании химических элементов: звезды с металлическими линиями (Аш)
и пекулярные звезды (Ар). Первые - наиболее холодные, их температура
варьируется от 6500 до 10 000К, и они показывают избыток содержания
железа и редкоземельных элементов, одновременно наблюдается дефицит
скандия и кальция.
Звезды Ар (их температуры колеблются от 8000 до 15 000К) показывают
избытки следующих элементов Hg, Mg, Si, Сг, Sr, а также железа и
редкоземельных элементов. Эти звезды имеют малые скорости вращения. За
исключением самых горячих, называемых ртутно-марган-цевыми, они имеют
магнитные поля от нескольких сот гауссов до 35 кГс, в то время как этих
свойств нет у нормальных звезд и звезд Аш. С другой стороны, почти все
из звезд Am - двойные системы. Причины пекулярностей сейчас еще не ясны
и по этому поводу существуют многочисленные гипотезы. Идея, выдвинутая
Ж. Мишо (Michaud) о сегрегации элементов
Рис. 6. Диаграмма (d, В2-G) для звезд Ар.
Большая часть этих звезд расположена под последовательностью
соотнесения, что указывает на то, что Бальмеровский скачок у них меньше,
чем у нормальных звезд той же температуры
диффузией, кажется наилучшей. Позже мы увидим почему.
Вклад фотометриста в изучение этих звезд состоит прежде всего в том,
чтобы отыскать параметр, позволяющий их выявить. Этот параметр должен
быть количественным индикатором металличности или пекулярности, а не
качественным, как в случае МК-классификации. Кроме того, фотометрист
должен суметь найти температуру и абсолютную звездную величину.
Нам удалось показать для случая звезд Am, что особые характеристики этих
звезд не влияют на параметры d и В2-Уг. Поэтому мы можем получить
фотометрическим путем их абсолютные звездные величины. Анализ подтвердил
принадлежность этих звезд к главной последовательности. Однако наш метод
определения абсолютной звездной величины не пригоден для звезд Ар. С
одной стороны, на параметр В2-V1 влияют особенности этих звезд, и мы
предпочитаем использовать показатель В2-G в качестве температурного
параметра, и, с другой - звезды имеют Бальмеровский скачок меньше, чем
нормальные звезды той же температуры. На диаграмме (d, B2-G) они
располагаются преимущественно под последовательностью соотнесения (рис.
6).
В поисках третьего параметра классификации мы пришли к выводу, что нужно
предложить различные параметры для звезд Am и Ар. 400 первых и 600
вторых звезд были измерены в Женевской
Рис. 7. Распределение Дт2 в зависимости от В2-V1
для звезд с металлическими линиями. Хорошо видно увеличение
металличности (Дт2) с уменьшением температуры (которая убывает слева
направо)
системе, чем внесен важный вклад в
фотометрическое изучение пекулярных звезд А.
В случае звезд с металлическими линиями мы можем использовать параметр Л
т2, определенный выше как параметр металличности. Спектроскописты
разделили эти звезды на две группы: классические звезды Am, показывающие
сильную пекулярность, и звезды Am, заподозренные в принадлежности к
этому типу. Для первой группы средняя величина Ат2 равна 0,013, в то
время как ее значение равно 0,002 для второй группы и 0,009 для
нормальных звезд. Зная, что на В2-У\ не влияют особенности звезд Am, мы
Рис. 8. Антикорреляция скорости вращения и
металличности (Дт^) для звезд Am
Рис. 9. Диаграмма (Vl-С, В2-G). Она позволяет
отделить звезды Ар от нормальных звезд А V и III классов светимости и от
звезд Am
можем построить диаграмму (Дт2, В2-Уг) (рис. 7), из
которой видно, что Дт2 более существен для наиболее холодных звезд Am.
Может быть, это объясняется тем, что наиболее холодные звезды имеют
наименьшие скорости вращения. Эта связь между скоростью вращения и
металличностью подтверждается и при изучении вращения таких звезд (рис.
8). Наш результат (существование антикорреляции между вращением и
металличностью) близок к результату, полученному другими авторами для
фотометрической системы Стремгрена.
Дт2 не проявляет себя как очень эффективный параметр в случае звезд Ар,
и мы предпочитаем использовать тот факт, что распределение энергии у
этих звезд показывает депрессию около 530 нм. Фильтр V1 нашей системы
центрирован именно на этот спектральный участок. Между прочим, этим
объясняется, почему именно В2-V\ подходит для типа Ар.
Для того чтобы определить параметр пекуляр-ности, мы строим диаграмму (Vt-G,
В2-G) (рис. 9). Нормальные звезды, так же как и звезды Am, ложатся около
одной и той же прямой. Звезды Ар располагаются под этой прямой, и
поэтому отклонение от нее вдоль оси V1-G можно использовать как параметр
пекулярности. Анализируя диаграмму на рис. 10, мы замечаем, что звезды
наиболее пекулярные - это те, у которых скорость вращения наименьшая.
Звезды Ар характеризуются наличием магнитного поля.
Рис. 10. Соотношение между вращением и
пекулярностью у звезд Ар
Рис. 11. У звезд Ар, для которых удалось
измерить магнитное поле, максимальная его величина соответствует
параметру пекулярности
Для некоторых из них это поле хорошо измерено, и мы
получили для звезд с повышенным содержанием кремния, циркония и стронция
хорошее соответствие интенсивности магнитного поля и параметра
пекулярности (рис. 11). Именно те звезды, которые имеют интенсивное
магнитное поле, наиболее пекулярны.
Другая характеристика, легко доступная для фотометриста, - это
переменность звезд. Оказалось, что звезды Ар показывают спектральную,
магнитную, а также фотометрическую переменность. В последнем случае
амплитуды часто малы, и из-за этого фотометрическую переменность
трудно определить. Тем не менее большое количество звезд Ар известны как
фотометрически переменные. Напротив, никогда не удавалось установить
факт переменности звезд Am. Более 10 лет назад было показано, что
характеристики звезды Am мешают ей быть переменной. Основываясь на наших
измерениях, мы проанализировали распределение среднеквадратичных
отклонений видимых звездных величин для четырех выборок: 504 нормальные
звезды А, 367 звезд Am, 443 звезды Ар и 103 звезды типа 6 Щита (звезды
А, известные как переменные). Распределение отклонений двух первых
выборок очень сходны, в то время как распределение для звезд
Рис. 12. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела шарового
скопления М92. Диаграмма "светимость-температура" отображает зависимость
между температурой поверхности звезды и количеством излучаемой ею
энергии (светимостью). Мерой температуры может служить показатель цвета
(в системе и, В, V- это В-V), а светимость для шарового скопления
однозначно связана со звездной величиной (V)
Ар близко к распределению для звезд 6 Щита. Мы видим,
что статистически звезды Am и Ар ведут себя различным образом в
отношении переменности, и мы можем подтвердить факт, что звезды с
металлическими линиями - не переменные.
Резюмируем теперь основные результаты, полученные благодаря
фотометрическому изучению звезд Am и Ар: а) антикорреляция между
скоростью вращения и пекулярностью или металличностью; б) корреляция
пекулярности и интенсивности магнитного поля; в) переменность звезд Ар и
постоянство блеска у звезд Am.
Эти результаты могут нам помочь найти причину наблюдаемых аномалий
химического состава. Среди многочисленных гипотез*, выдвинутых в
последние годы, одна выглядит наиболее подкрепленной как
спектроскопическими, так и фотометрическими наблюдениями. Это гипотеза
диффузии. -Она предполагает существование во внешних слоях стабильной
зоны, в которой может действовать механизм разделения элементов
диффузией. В этом случае тяжелый элемент поглощает относительно большее
число фотонов, чем легкий. Первый выталкивается радиоактивным давлением
вверх, в то время как второй, более легкий, опускается на дно зоны.
Малая скорость вращения звезд Am есть следствие того, что они двойные, а
у звезд Ар объясняется интенсивным магнитным полем (благоприятствующим
появлению стабильной зоны, в которой развивается диффузия). В результате
этого на поверхности звезды появляются аномалии химического состава.
Наши результаты, представленные на рис. 8, 10 и 11, подтверждают этот
сценарий. Тем не менее несколько звезд А вращается медленно и не
обнаруживает аномалий химического состава, этот сценарий не объясняет
также существование самых горячих ртутно-марганцевых звезд.
Это заставляет некоторых астрономов думать, что пекулярности в спектре
возникают до того, как вращение замедляется.
В случае звезд, имеющих магнитное поле, оно было бы более сильным
стабилизирующим фактором, чем малая скорость вращения, и эта последняя
не была бы уже необходимым условием.
Выше мы интересовались двумя категориями звезд А, показывающими аномалии
химического состава, главным образом избыток определенных химических
элементов. В этой же области температур мы встречаем две другие группы
звезд, которые показывают дефицит металлов. Эти две группы гораздо менее
многочисленны и, стало быть, менее важны, чем звезды Am и Ар.
В первую очередь это звезды А горизонтальной ветви. Это название
происходит от диаграммы Герцшпрунга-Р ее села шаровых скоплений (рис.
12). Это наиболее старые объекты в нашей Галактике. Они сформировались в
момент, когда межзвездная материя состояла главным образом из водорода и
гелия.
Другие химические элементы появились после того, как были произведены в
недрах звезд первого поколения. Вследствие взрывов наиболее массивных
звезд различные химические элементы, синтезированные таким образом, были
выброшены в пространство, обогатив межзвездную материю. Теперь легко
понять, почему звезды, сформировавшиеся в самом начале жизни Галактики,
показывают дефицит металлов. В случае шаровых скоплений весь ансамбль
звезд скопления показывает один и тот же дефицит, поскольку все звезды
произошли от одного и того же облака межзвездной материи. Дефицит в этом
случае есть феномен генетический. Эта ситуация не похожа на то, что
наблюдается в звездах Am и Ар. Там избыток относится только к атмосфере
звезды, и мы находим большое количество звезд Am и Ар - членов
рассеянных скоплений, т. е. самых молодых скоплений, другие звезды
которых имеют нормальный химический состав.
Нам известно несколько изолированных звезд, имеющих те же
характеристики, что и звезды шаровых скоплений. Они были обнаружены
главным образом в направлении галактических полюсов. Около 50 из них -
звезды А горизонтальной ветви. Они имеют светимость более высокую, чем
звезды главной последовательности, и показывают дефицит металлов.
Наблюдения некоторых из них были выполнены вЖеневской системе.
Надиаграммах (d, В2-Уг) и (т2, В2-Уг) (рис. 13 и 14) они занимают
обычное для таких звезд место.
Мы также указали на диаграммах зоны, соответствующие звездам другой
группы. Их прототип - звезда X Волопаса. Уже в 1943 г. авторы
Рис. 13. На диаграмме (d, В2-Vx) показаны зоны,
где находятся звезды А и F горизонтальной ветви (четырехугольники).
Римские цифры I, III и V означают классы светимости в системе МК. Звезды
X. Волопаса расположены в области звезд класса V
Рис. 14. На диаграмме (т2, В2- V,) показаны
зоны, где находятся звезды А и F горизонтальной ветви и звезды типа X.
Волопаса. Ясно виден дефицит металлов в звездах этой категории (см. рис.
5)
системы МК заметили, что она имеет характеристики
звезды класса АО главной последовательности и линии металлов малой
интенсивности. Впоследствии было найдено около десятка звезд похожих на
нее, и анализ спектров двух из них с большим разрешением ясно показал
дефицит металлов. Однако другие характеристики, такие, как движение,
показывают, что эти звезды - молодые, во всяком случае более молодые,
чем звезды горизонтальной ветви. Их происхождение до сих пор еще не
выяснено. Положение этой группы на наших диаграммах подтверждает дефицит
металлов в них и их принадлежность главной последовательности.
Примеры, которые мы привели, говорят о возможности трехмерного
представления звезд А и F с помощью фотометрических методов. Мы можем
получить для этих звезд температуру, абсолютную звездную величину, а
также количественную информацию об их химическом составе. Теперь мы
можем, используя эту классификацию, найти среди ансамбля измеренных
звезд звезды с аномальным химическим составом, "ускользнувшие" от
спектроскопистов. Несколько звезд было фотометрически определено как Ар
или Am. Но, безусловно, этот метод более важен для случая рассеянных
скоплений, и сейчас осуществляется важная программа наблюдений в этом
направлении. Мы сможем таким способом определить для каждого скопления
число нормальных, Ар и Аш звезд. Мы сможем также изучить зависимость
количества звезд, которые показывают аномалии химического состава и
параметра, характеризующего химический состав, от возраста скоплений.
Безусловно, это будет важный вклад в понимание явлений, ответственных за
аномалии. Но звездная фотометрия не должна заниматься изучением только
патологических случаев. Существуют и другие приложения, особенно для
изучения окрестностей Солнца. На двух из них мы остановимся далее.
Выше мы видели, что возможно вычислить абсолютную
звездную величину звезды, измеренной в Женевской системе. Это
определение позволяет нам получить расстояние звезды из соотношения:
т-М= 5 log г-5, где т - видимая звездная величина (или наблюдаемая нами
светимость), М- абсолютная звездная величина (или собственная
светимость), а г - расстояние. Мы исследовали все звезды, более горячие,
чем Солнце, и находящиеся (по результатам, полученным с помощью нашего
метода) в сфере радиусом 22 пс. Этот предел установлен В. Глизе (Gliese)
для его каталога ближайших звезд - каталога, в котором приводятся
абсолютные звездные величины 1890 звезд. А. Г. Дэвис Филипп (Davis
Philip) сделал то же самое для фотометрической системы Стремгрена, и мы
нашли, что еще 20 звезд должно быть включено в число ближайших звезд.
Но при этом оказалось, что 56 звезд из каталога Глизе находятся, как
показывают их фотометрические данные, вне этой сферы. Из этого примера
видно, что фотометрия дает нам подход к важной в астрофизике величине:
расстоянию до небесных объектов. Наш метод применим к объектам без
межзвездного покраснения, т. е. близким объектам, и поэтому внесение
поправок на покраснение далеких звезд приведет к потере точности. Тем не
менее мы предполагаем использовать его для более исчерпывающего изучения
окрестностей Солнца. Мы определили также расстояние до трех ближайших
Рис. 15. Кривые пропускания фильтров, выбранных
для определения совместной системы Вильнюса и Женевы
рассеянных скоплений: Гиад, скопления в Волосах
Вероники и Яслей. Метод был несколько отличным. Мы исследовали все
звезды этих скоплений в тех же семи цветах, что и звезды из каталога
Глизе. Если две звезды имеют одни и те же цвета, то это означает, что
распределение энергии в их спектрах идентично и что обе звезды имеют
одну и ту же температуру, тот же химический состав и ту же абсолютную
звездную величину. Таким образом, мы можем приписать звезде из скопления
абсолютную звездную величину звезды, содержащейся в каталоге Глизе. Зная
ее видимую величину, мы легко подсчитаем по приведенной выше формуле
расстояние до звезды из скопления. Мы нашли его для 28 звезд из Гиад, 14
- из скопления в Волосах Вероники и 29 - из Яслей. Расстояние этих
скоплений соответственно 48; 85,5 и 178,6 пс. Позднее М. Николе (Nicolet)
использовал сходный метод и получил расстояние 46 рассеянных скоплений.
Это важный шаг в усовершенствовании способов определения расстояний в
нашей Галактике, которые становятся уже достаточно точными для изучения
ее структуры и эволюции.
* * *
Безусловно, было бы интересно разработать метод
спектральной классификации и убедиться, что он с помощью параметра
химического состава позволяет внести существенный вклад в одну из
важнейших областей астрофизики. Однако необходимо, чтобы это позволило
бы нам подойти к решению новых проблем. Так, количественное изучение
аномалий химического состава пекулярных звезд А должно помочь лучше
понять происхождение этих аномалий. Благодаря трехмерной фотометрической
классификации в последние годы была затронута также проблема химической
эволюции нашей Галактики. Уже первые результаты показали, что содержание
металлов в Галактике слабо возрастает со временем, правда, одновременно
оно несколько уменьшается при переходе от центра к периферии Галактики и
при удалении от ее диска.
Число фотометрических измерений растет, и это позволяет нам провести
сходные исследования для отдельных районов Галактики, в частности для
окрестностей Солнца.
Здесь уже речь должна идти не только о нашей трехмерной классификации,
которая оказывается недостаточной для решения таких задач. Необходимо
найти оптимальные методы, разработать более совершенную фотометрическую
систему. С этой целью астрономы Вильнюса и Лозанны недавно предложили
систему, которая учитывает преимущества, существующие в фотометрических
системах этих городов. Предварительное изучение показало, что достичь
цели можно, выбрав три фильтра из Женевской системы (U,
В1 V) и четыре из Вильнюсской (Р, У, Z, 5). Рис. 15 показывает кривые
пропускания семи фильтров объединенной системы. С ее помощью мы надеемся
получить возможность классифицировать группы звезд от самых горячих до
самых холодных, какими бы ни были их классы светимости и химический
состав. Другая проблема, касающаяся фотометрических данных, - это их
доступность как можно большему числу исследователей. Только на пути
упрощения доступа к данным возможно их широкое использование во многих
исследованиях. Электронно-вычислительные машины и современные средства
хранения информации позволяют это сделать. Мы собрали фотометрические
данные почти 80 ООО звезд. Эти данные получены почти в 40 различных
системах. Для каждой системы мы сначала составляем карточку, в которой
отражается научная литература Некоторые звезды могут быть измерены
различными авторами. Это нас приводит к определению для каждого списка
звезд качественного показателя. В итоге мы можем представить каталог
однородных данных для каждой фотометрической системы. Наши каталоги
записаны на магнитных лентах в Страс-бургском центре звездных данных.
Благодаря активному сотрудничеству между этим центром и центрами в США
(Центр им. Р. Годдарда), Японии (Технологический институт в Каназава) и
СССР (Астрономический совет АН СССР) наши фотометрические каталоги стали
доступными почти всем астрономам.
ФРАНЦИЯ. Регулирование сновидений. Французский ученый
Делоне убедился опытами над самим собою, что характер сновидений прямо
зависит от действия тепла на различные части мозга. Так, покрывая лоб
слоем ваты, он вызывал сон покойный и правильный. Применяя такого рода
обкладывания, способствующие приливу крови к различным областям мозга и
увеличивающих их функциональную деятельность, он заметил, что от
согревания задней части головы получались сны в высшей степени странные,
нелепые и чувственные; от согревания левой - сны делались
фантастическими и в них отражались давно забытые события, образы; от
влияния тепла на правую сторону сны становились более спокойными и
разумными и в них представлялись картины недавнего прошлого.
"Нива"
Бернард ХОК (Hauck)
(p. 1937) - швейцарский астроном, доктор астрономии и
астрофизики, профессор Лозаннского университета, сотрудник
Астрономического института этого университета, член
Международного астрономического союза (MAC). Закончил колледж и
университет в Женеве. В 1961 получил ученую степень лиценциата
(по математике), а в 1967 -доктора. С 1969 работает в Лозаннском
университете сначала приват-доцентом, а с 1975 - профессором. В
1975 был директором Астрономического института этого
университета. С 1975 по 1981 - президент Швейцарского общества
астрофизики и астрономии. Основная область научной деятельности
- фотоэлектрическая фотометрия звезд. Участвовал в наблюдениях
на обсерваториях Швейцарии и Франции. Занимаясь проблемой
спектральной классификации, в 1967 подготовил работу,
посвященную трехмерному представлению звезд классов АО--G2.
Впоследствии занимался звездами с пекулярным химическим
составом.
Изучал связи между температурными параметрами
в различных фотометрических системах, а также между спектральной
и фотометрическими классификациями. Для этих целей им или с его
участием был создан ряд звездных каталогов (в этой области
осуществляется сотрудничество Астрономического института
Лозаннского университета со Страс-бургским центром звездных
данных). Участвует в работе ряда комиссий MAC. В 1976- 1979 был
председателем комиссии № 45 (звездная классификация), с 1979
руководит рабочей группой по астрономическим данным комиссии № 5
(документация и астрономические данные).
Размещение фотографий и
цитирование статей с нашего сайта на других ресурсах разрешается при
условии указания ссылки на первоисточник и фотографии.
