Проблема второго параметра

На диаграммах Герцшпрунга — Рассела для шаровых звёздных скоплений отчётливо наблюдаются горизонтальные ветви, образованные звёздами, которые начали сжигать гелий в ядре. Температуры и, следовательно, цвета звёзд горизонтальной ветви варьируются в широком диапазоне и зависят, в первую очередь, от их металличности, а также от начальной массы. Так как срок жизни звезды связан с её начальной массой, то в шаровом скоплении, где звёзды образовались практически одновременно, на горизонтальной ветви одновременно находятся звёзды из очень небольшого диапазона масс. Разброс температур звёзд горизонтальной ветви в отдельно взятом скоплении обуславливается тем, что на предшествуюших стадиях эволюции звёзды теряют разную долю массы[1][2].

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 ${\displaystyle a}$[4][5][6]:

${\displaystyle a={\frac {B-R}{B+RR+R}},}$

где ${\displaystyle B,R}$ — количество звёзд, соответственно, в голубой и красной части горизонтальной ветви, а ${\displaystyle RR}$ — 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, M 3 и M 13, или NGC 288 и NGC 362. M 3 и NGC 362 имеют горизонтальные ветви, состоящие в основном из красных звёзд, а M 13 и NGC 288 — в основном из голубых. Возраста скоплений в этих парах отличаются, но недостаточно для объяснения различий в голубизне. Так, например, для пары NGC 288 и NGC 362 параметр голубизны составляют, соответственно, 0,98 и −0,87, а различие в возрасте составляет не более 2 миллиардов лет. Для объяснения наблюдаемых различий только возрастом нужно, чтобы NGC 288 было старше на 5—6 миллиардов лет[6][9][10].

• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.