Проблема второго параметра
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/36/Second_parameter_problem.png/220px-Second_parameter_problem.png)
Проблема второго параметра (или проблема третьего параметра) — одна из нерешённых проблем астрономии, которая состоит в том, что, согласно теории эволюции звёзд, морфология горизонтальной ветви в шаровых звёздных скоплениях должна определяться лишь их металличностью и возрастом. Однако в реальности у звёздных скоплений с похожими возрастом и металличностью морфология горизонтальной ветви может сильно отличаться. Следовательно, на неё влияет один или несколько неизвестных параметров.
Описание
На
Таким образом, теоретически морфология горизонтальной ветви — распределение параметров звёзд на ней — должна определяться металличностью и возрастом скопления. Однако в реальности этого не наблюдается: скопления с похожим возрастом и содержанием металлов могут иметь очень разную морфологию горизонтальной ветви. В среднем, чем больше металличность и меньше возраст скопления, тем более красной оказывается горизонтальная ветвь, но эти параметры определяют морфологию горизонтальной ветви лишь частично. Следовательно, на неё влияет какой-то неизвестный параметр (один или несколько), который называют «вторым параметром», либо, если учитывать зависимость от возраста, «третьим параметром», что и даёт название проблеме[3][4][5][6].
Так как горизонтальная ветвь пересекает полосу нестабильности и все звёзды на этом пересечении являются переменными типа RR Лиры, горизонтальная ветвь может быть поделена на три части: область переменных типа RR Лиры и две части по разные стороны от неё — голубая и красная. Это даёт возможность определить «голубизну» горизонтальной ветви [4][5][6]:
где — количество звёзд, соответственно, в голубой и красной части горизонтальной ветви, а — количество переменных типа RR Лиры. Таким образом, голубизна варьируется от −1 для скоплений, где все звёзды горизонтальной части расположены в её красной части, до +1 для скоплений, где все расположены в голубой части. На диаграмме металличность — голубизна для шаровых скоплений видна зависимость между этими величинами, но наблюдается и значительный разброс относительно неё[4][5][6]. Кроме того, иногда отмечается, что в некоторых случаях морфология горизонтальных ветвей довольно сложна: к примеру, она может проявлять бимодальность, и при описании её одним параметром голубизны теряется важная информация[7][8].
В контексте этой проблемы часто рассматриваются пары шаровых скоплений с похожими металличностями, но сильно различающейся морфологией горизонтальной ветви: например,
Возможные решения
История изучения
Впервые связь между металличностью скопления и температурой звёзд на горизонтальной ветви обнаружили в 1960 году
В 1970-х годах было показано теоретически, что голубизна горизонтальной ветви зависит также от возраста скопления. В 1990-х астрономы стали массово их измерять, но обнаружили, что различие возрастов скоплений также не полностью объясняет различие морфологии горизонтальных ветвей. Тем не менее, выяснилось, что возраст скопления является вторым по величине фактором после металличности[10].
Современное состояние
Существуют различные гипотезы, призванные решить проблему второго параметра, но все они пока что не полностью объясняют наблюдаемые различия. По всей видимости, за голубизну горизонтальной ветви отвечает несколько неизвестных параметров, а не один[10].
Одним из возможных объяснений считается различное содержание гелия в разных скоплениях. При прочих равных, звезда с бóльшим содержанием гелия будет иметь бóльшую температуру на горизонтальной ветви[6]. Кроме того, наблюдается корреляция содержания гелия с другими параметрами, которые также могут влиять на морфологию горизонтальной ветви. Выдвигалась гипотеза, согласно которой на параметры горизонтальной ветви влияет содержания углерода, азота и кислорода, но она не подтвердилась и была отвергнута[10].
Другое объяснение состоит в том, что на ветви красных гигантов звёзды в разных скоплениях могут терять в среднем разную долю массы, что также влияет на температуру и цвет звезды на горизонтальной ветви. Это может происходить из-за разных скоростей вращения или гравитационного взаимодействия звёзд друг с другом, хотя точные механизмы потери массы ещё плохо изучены[10][6].
Примечания
- ↑ Звездные скопления. 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звёзд типа RR Лиры . Астронет. Дата обращения: 24 февраля 2021. Архивировано 3 февраля 2021 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 161—167.
- ↑ Звездная астрономия в лекциях. 8.2 Фотометрические диаграммы шаровых скоплений . Астронет. Дата обращения: 24 февраля 2021. Архивировано 3 февраля 2021 года.
- ↑ 1 2 3 Самусь Н. Н. Переменные звёзды. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B). Астрономическое наследие. Дата обращения: 24 февраля 2021. Архивировано 3 февраля 2021 года.
- ↑ Encyclopedia Britannica. Britannica Inc.. Дата обращения: 24 февраля 2021. Архивировано2 января 2018 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 280—281.
- ↑ Pecci Flavio Fusi, Bellazzini Michelle. HB Morphology and the Second Parameter Effect: Faint Stars in a Big Game // The Third Conference on Faint Blue Stars (англ.). — Shenectady: L. David, 1997. — P. 255.
- ISSN 0037-8720. Архивировано5 июня 2017 года.
- doi:10.1086/324449.
- ↑ 5 августа 2020 года.
Литература
- Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |