Második paraméter probléma

A második paraméter problémája (vagy a harmadik paraméter problémája ) a csillagászat egyik megoldatlan problémája , ami abban áll, hogy a csillagfejlődés elmélete szerint a gömbölyű csillaghalmazokban a vízszintes ág morfológiája csak fémességük és koruk határozza meg. A valóságban azonban a hasonló korú és fémes csillaghalmazoknál a vízszintes ág morfológiája nagyon eltérő lehet. Ezért egy vagy több ismeretlen paraméter befolyásolja.

Leírás

A gömb alakú csillaghalmazok Hertzsprung-Russell diagramjain jól láthatóak a vízszintes ágak , amelyeket olyan csillagok alkotnak, amelyek elkezdték égetni a héliumot a magban. A vízszintes ágcsillagok hőmérséklete és így színe széles tartományban változik, és elsősorban fémességüktől , valamint kezdeti tömegüktől függ. Mivel a csillagok élettartama a kezdeti tömegéhez kapcsolódik, egy gömbhalmazban, ahol a csillagok szinte egyidejűleg keletkeztek, a vízszintes ágon egyidejűleg nagyon kis tömegtartományú csillagok találhatók. A vízszintes ágcsillagok hőmérsékleti szórása egyetlen halmazban annak köszönhető, hogy az evolúció korábbi szakaszaiban a csillagok különböző tömeghányadokat veszítenek [1] [2] .

Így elméletileg a vízszintes ág morfológiáját – a rajta lévő csillagparaméterek eloszlását – a halmaz fémességének és korának kell meghatároznia. Ez azonban a valóságban nem figyelhető meg: a hasonló korú és fémtartalmú klaszterek vízszintes ágának morfológiája nagyon eltérő lehet. Átlagosan minél nagyobb a fémesség és minél alacsonyabb a klaszter kora, annál vörösebbnek tűnik a vízszintes ág, de ezek a paraméterek csak részben határozzák meg a vízszintes ág morfológiáját. Ezért valamilyen ismeretlen paraméter (egy vagy több) befolyásolja, amit „második paraméternek” nevezünk, vagy ha figyelembe vesszük az életkortól való függést, a „harmadik paraméter”, amely a problémát elnevezi. 3] [4] [5] [6] .

Mivel a vízszintes ág keresztezi az instabilitási sávot, és ebben a metszéspontban az összes csillag RR Lyrae változó , a vízszintes ág három részre osztható: az RR Lyrae változók régiójára és két részre, amelyek ellentétes oldalán vannak - kék és piros. Ez lehetővé teszi a vízszintes ág "kékségének" meghatározását [4] [5] [6] :

ahol a vízszintes ág kék és piros részében lévő csillagok száma, és az RR Lyrae változók száma. Így a kékség -1-től az olyan halmazok esetében, ahol a vízszintes rész összes csillaga a vörös részében található, és +1-től az olyan halmazok esetében, amelyek mindegyike a kék részben található. A gömbhalmazokra vonatkozó fémesség-kékség diagram mutatja a függőséget ezen mennyiségek között, de ehhez képest is van jelentős szórás [4] [5] [6] . Emellett néha megjegyzik, hogy bizonyos esetekben a vízszintes ágak morfológiája meglehetősen összetett: például bimodalitást mutathat, és fontos információk vesznek el, ha a kékség egy paraméterével írják le [7] [8] .

Ezzel a problémával összefüggésben gyakran szóba jöhetnek a hasonló fémességű, de nagyon eltérő vízszintes ágmorfológiájú gömbhalmazok: például M 3 és M 13 , vagy NGC 288 és NGC 362 . Az M 3 és NGC 362 vízszintes ágai többnyire vörös csillagokból állnak, míg az M 13 és NGC 288 többnyire kék csillagokból állnak. Ezekben a párokban a klaszterek életkora eltérő, de nem elég ahhoz, hogy megmagyarázza a kékség különbségét. Így például az NGC 288 és NGC 362 pár esetében a kékségi paraméterek 0,98 és -0,87, és a korkülönbség nem több, mint 2 milliárd év. Ahhoz, hogy a megfigyelt különbségeket pusztán az életkorral magyarázzuk, az NGC 288-nak 5-6 milliárd évvel idősebbnek kell lennie [6] [9] [10] .

Lehetséges megoldások

Tanulmánytörténet

A halmaz fémessége és a vízszintes ágon lévő csillagok hőmérséklete közötti összefüggést először Allan Sandage és George Wallerstein fedezte fel 1960-ban., és 1966-ban létrejött egy ilyen kapcsolat elméleti indoklása. Ez alól az összefüggés alól kivételeket fedeztek fel 1967-ben, ami a második paraméter problémáját szülte [10] .

Az 1970-es években elméletileg bebizonyosodott, hogy a vízszintes ág kéksége a klaszter korától is függ. Az 1990-es években a csillagászok tömegesen kezdték megmérni őket, de azt találták, hogy a klaszterek korának különbsége sem magyarázza meg teljesen a vízszintes ágak morfológiájának különbségét. Kiderült azonban, hogy a klaszter kora a fémesség után a második legnagyobb tényező [10] .

Jelenlegi állapot

Különféle hipotézisek léteznek a második paraméter problémájának megoldására, de ezek mindegyike még nem magyarázza teljes mértékben a megfigyelt különbségeket. A vízszintes ág kékségéért nyilvánvalóan több ismeretlen paraméter, és nem egy [10] felelős .

Az egyik lehetséges magyarázat a különböző klaszterek eltérő héliumtartalma . Ha egyéb dolgok megegyeznek, a több héliumot tartalmazó csillagnak magasabb a hőmérséklete a vízszintes ágon [6] . Emellett összefüggés van a hélium abundanciája és más paraméterek között, ami szintén befolyásolhatja a vízszintes ág morfológiáját. Felállítottak egy hipotézist, amely szerint a vízszintes ág paramétereit a szén- , nitrogén- és oxigéntartalom befolyásolja , de ez nem igazolódott be, és el is utasították [10] .

Egy másik magyarázat, hogy a vörös óriás ágon a különböző halmazokban lévő csillagok átlagosan más-más tömeghányadot veszíthetnek, ami a vízszintes ágon lévő csillag hőmérsékletét és színét is befolyásolja. Ennek oka lehet az eltérő forgási sebesség vagy a csillagok egymás közötti gravitációs kölcsönhatása, bár a tömegvesztés pontos mechanizmusai még mindig kevéssé ismertek [10] [6] .

Jegyzetek

  1. ↑ Csillaghalmazok . 6.8 Vízszintes és aszimptotikus ágak. Az RR Lyrae változócsillagok átmeneti időszaka . Asztronet . Letöltve: 2021. február 24. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3..
  2. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 161-167.
  3. ↑ Csillagcsillagászat előadásokban . 8.2 A gömbhalmazok fotometriai diagramjai . Asztronet . Letöltve: 2021. február 24. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3..
  4. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Változócsillagok. RR Lyrae típusú változók. OKPZ típusok: RRAB, RRC, RR(B). . Csillagászati ​​örökség . Letöltve: 2021. február 24. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3..
  5. ↑ 1 2 3 Globuláris klaszter - Szín-nagyság diagramok  . Encyclopedia Britannica . Britannica Inc. Letöltve: 2021. február 24. Az eredetiből archiválva : 2018. január 2..
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 280-281.
  7. ↑ 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  . - Shenectady: L. David, 1997. - 255. o.
  8. ↑ Dotter Aaron. A második paraméterprobléma(k  )  // Memorie della Societa Astronomica Italiana. - Roma: Società Astronomica Italiana, 2013. - Vol. 84 . - P. 97. - ISSN 0037-8720 . Archiválva az eredetiből 2017. június 5-én.
  9. ↑ Catelan M., Bellazzini M., Landsman WB, Ferraro FR, Pecci F. Fusi. Az életkor, mint a második paraméter az NGC 288/NGC 362-ben? II. A Horizontal Branch Revisited  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2001. - december 1. (122. kötet ( 6. kiadás). - P. 3171. - ISSN 1538-3881 . - doi : 10.1086/324449) .
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gratton RG, Carretta E., Bragaglia A., Lucatello S., D'Orazi V. A horizontális ág második és harmadik paramétere gömbhalmazokban  // Astronomy & Astrophysics  . - L .: EDP Sciences , 2010. - július 1. (517. kötet). — P.A81. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912572 . Archiválva az eredetiből: 2020. augusztus 5.

Irodalom