WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 8 | 9 || 11 | 12 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 10 ] --

Рисунок 2.10 - Диаграмма «галактоцентрическое расстояние – масса» для рассеянных скоплений. Обозначения те же, что на рисунке 2.9.

Такое поведение означает, что в среднем более высокая средняя масса у пекулярных скоплений получилась из-за наблюдательной селекции – далекие скопления малой массы труднее различаются на фоне звезд поля. К сожалению, для скоплений «гало» физические параметры не известны.

Средние эллиптичности скоплений в дисковых населениях при одинаковых дисперсиях демонстрируют различие за пределами ошибок – скопления «толстого диска» оказываются более деформированными. Распределения скоплений «тонкого» и «толстого» дисков на плоскости «центральная концентрация – эллиптичность» можно увидеть на рисунке 2.11. Центральные концентрации оказались больше за пределами ошибок у скоплений «тонкого диска» – на соответствующем распределении наблюдается явная асимметрия в сторону высоких значений lg(rcl/rco). То есть получается, что динамически эти скопления дальше проэволюционировали, чем пекулярные, хотя их возрасты в среднем меньше.

Рисунок 2.11 - Диаграмма «центральная концентрация – эллиптичность» для рассеянных скоплений. Обозначения те же, что на рисунке 2.9.

Средние значения эксцентриситетов орбит и их максимальных удалений от галактической плоскости, а также и одноименные дисперсии больше за пределами ошибок у скоплений «толстого диска». Еще в несколько раз больше средние величины этих параметров у скоплений «гало». Это, безусловно, следствие отбора в группы. Но в любом случае, нехарактерно большие для тонкого галактического диска величины элементов орбит у пекулярных скоплений свидетельствуют о большой энергии факторов, возмутивших их движение.

апогалактических радиусов своих орбит, поэтому неудивительно, что и средние галактоцентрические расстояния у скоплений с вытянутыми орбитами оказались больше. При этом максимум на распределении по RG у галактических скоплений в пределах ошибок равен солнечному галактоцентрическому расстоянию, тогда как у пекулярных скоплений он почти на 2 кпк больше (см. сгущения соответствующих групп на рисунке 2.10). Малое галактоцентрическое расстояние, при котором наблюдается максимальная плотность скоплений «тонкого диска» на диаграмме, свидетельствует, что они образуются в основном внутри солнечного круга, где велико количество массивных плотных облаков межзвездной среды (впрочем, на далеких расстояниях они могут быть просто не видны в галактической плоскости). Тогда как меньшие, чем у пекулярных скоплений, средние возрасты галактических скоплений означают, что из-за длительного разрушающего воздействия массивных облаков межзвездного газа и спиральных волн плотности галактические скопления, как правило, меньше и живут.

Шкала высоты у скоплений «толстого диска» получилась примерно в три с половиной раза больше, чем у галактических скоплений, и за пределами ошибок больше, чем у старых ( 3 млрд. лет) малометалличных ([Fe/H] -0.13) звезд поля тонкого диска, которая равна 220 ±20 пк [68]. Но при этом она оказалась много меньше, чем у звезд типа RR Лиры поля толстого диска, которая равна 0.74 ±0. кпк, зато значение средней полутолщины скоплений «гало» (Zmax = 7.71 кпк) получилось даже несколько больше, чем шкала высоты лирид поля «аккрецированного» гало Галактики [69].

2.5 Свойства разных населений рассеянных скоплений Рассмотрим распределения на плоскости «[Fe/H] – [Mg/Fe]» рассеянных скоплений «толстого» и «тонкого» дисков и «гало», а также звезд поля галактического диска из каталога [30], приведенные на рисунке 2.9. Звезды поля, как видим, демонстрируют довольно узкую последовательность, свидетельствующую об их генетической связанности (подробнее см. [66]). При этом скопления «тонкого диска» не выходят за пределы этой последовательности, и поэтому можно полагать, что они состоят в основном из вещества, прошедшего переработку в прежних поколениях звезд тонкого диска, то есть эти звездные объекты являются генетически связанными. Заметим, что в данную группу мы отбирали скопления по элементам орбит и металличности, а здесь обсуждается содержание магния. При образовании этих скоплений из вещества, испытавшего отличную химическую историю, отношения [Mg/Fe] у них могли бы значительно выходить за пределы описываемой последовательности.

Скопления «толстого диска», как видим, лежат в несколько более широкой полосе, чем звезды поля, и расположены в среднем немного выше последней.

Именно так ведут себя звезды поля так называемого «металличного крыла»

([Fe/H] -0.4) толстого диска (см., например, [41, 70]). Возрасты и металличности у этих звезд поля такие же, как у звезд тонкого диска, тогда как кинематика - как у толстого диска. Поэтому до сих пор ведутся дискуссии по поводу их происхождения. Совпадение и химических, и кинематических характеристик соответствующих населений скоплений и звезд поля позволяет предположить, что звезды поля «металличного крыла» толстого диска могут быть остатками распавшихся рассеянных скоплений «толстого диска». Совсем по-другому ведут себя на диаграмме скопления «гало». Мало того, что они в среднем менее металличные, но и демонстрируют очень высокий разброс относительных содержаний магния, причем только одно из пяти скоплений находится в пределах полосы, занимаемой звездами поля. Это с высокой вероятностью свидетельствует, что они родились из вещества, генетически слабо связанного с веществом, из которого образовалось большинство звезд тонкого диска.

По результатам исследования содержания некоторых химических элементов в пяти далеких старых рассеянных скоплениях (Berkeley 20, Berkeley 21, NGC 2141, Berkeley 29, and Berkeley 31), в работе [47] сделан вывод, что они возникли как результат стимуляции звездообразования серией захватов межзвездного вещества из карликовых галактик-спутников, произошедших во внешнем диске Галактики в разное время. Заметим, что четыре из этих скоплений по кинематическому критерию попали у нас в «гало», а одно (NGC 2141) с несколько избыточным по сравнению со звездами поля тонкого диска относительным содержанием магния - в «толстый диск».

Исходя из гипотезы двойственной природы происхождения рассеянных скоплений, получает вполне естественное объяснение возникновение описанного выше скачка металличности при переходе к более удаленным скоплениям. На рисунке 2.12 приведена диаграмма «RG – [Fe/H]», на которой разными значками отмечены галактические и пекулярные скопления. На диаграмме проведены две прямые регрессии – одна по галактическим скоплениям, а другая – по пекулярным. Обе корреляции незначимы, поскольку для обеих PN 10%. Из сравнения с рисунком 2.5 видим, что примерно одинаковые наклоны регрессий для каждого населения оказались много меньше, чем для всей совокупности скоплений и разнесены они по металличности на [Fe/H] -0.3. Похожая картина получается и для вертикального градиента металличности, причем там оба наклона вообще в пределах ошибок равны нулю, а разнесены регрессии друг от друга по металличности даже несколько больше.

Образованию скачкообразного характера радиального и вертикального градиентов металличности способствовали, по-видимому, два момента:

существование коротационной зоны, приведшей к независимости химической эволюции внутренней и внешней областей Галактики [57], а главное - активное взаимодействие внегалактических фрагментов (таких как высокоскоростные облака, шаровые скопления или карликовые галактики) с межзвездной средой тонкого диска.

Рисунок 2.12 – Диаграмма «галактоцентрическое расстояние – металличность»

для рассеянных скоплений. Обозначения те же, что на рисунке 2.9. Наклонные линии – прямые регрессии, проведенные по галактическим (верхняя) и Описанное в параграфе 2.3 «Связь между химическим составом и положением в Галактике» уменьшение отрицательного радиального градиента металличности с увеличением возраста скоплений также находит естественное объяснение в рамках существования двух групп населений рассеянных скоплений. Действительно, как видно из рисунков 2.1 и 2.2, с увеличением возраста относительное количество «кинематически холодных» скоплений (к которым принадлежат все наши галактические скопления) прогрессивно уменьшается, и все больший процент составляют в среднем в два раза менее металличные пекулярные скопления (см. первую строку таблицы 2.1 или рисунок 2.12). Поэтому при большом возрасте регистрируется градиент металличности только пекулярной группы скоплений, величина которого заметно меньше, чем получаемого по обеим группам вместе.

При интерпретации эволюции градиента металличности следует иметь в виду, что возраст любого пекулярного скопления связан с индивидуальным случаем захвата Галактикой внегалактического фрагмента, возбудившего локальное звездообразование, а не с существованием регулярного звездообразования, вызываемого движением спиральных волн плотности.

Поэтому временной тренд радиального градиента металличности, демонстрируемый рассеянными скоплениями, является аддитивной функцией галактоцентрических расстояниях, времени воздействия внегалактических объектов на межзвездную среду, скоростей распада рассеянных скоплений на разных расстояниях от центра и плоскости Галактики, а также наблюдательной селекции.

Подтверждением гипотезы о том, что пекулярные скопления образуются в результате воздействия на межзвездную среду быстро движущихся внегалактических фрагментов, может служить сравнительный анализ связей с возрастом настоящих положений и апогалактических радиусов орбит скоплений.

В самом деле, из диаграммы «RG – возраст» на рисунке 2.13 (а) видно, что среди скоплений моложе, скажем, 15 млн. лет дальше 10.5 кпк от галактического центра в каталоге имеется всего три скопления. Молодые скопления, яркие в оптическом диапазоне, далеко видны, поэтому такое может получиться только в том случае, если на далеких расстояниях скопления в последнее время совсем не образуются. При этом те скопления, которые образовались вблизи солнечного круга, получив при рождении значительное ускорение, еще не успели далеко отойти. Такие молодые скопления должны иметь большие апогалактические радиусы орбит, что мы и видим на рисунке 2.13 (б), где таких скоплений в каталоге больше полутора десятков. Поскольку средний период обращения рассеянных скоплений вокруг галактического центра 230 млн. лет, а для некоторых пекулярных скоплений он вообще достигает 600 млн. лет и более (см.

[5]), то за 15 млн. лет скопления никак не в состоянии заполнить правый нижний апогалактических радиусах своих орбит, то на панели «RG – возраст» молодые скопления наблюдались бы вблизи именно своих Ra. Наибольшая вероятность обнаружить их вблизи апогалактических радиусов орбит будет и при уже установившемся случайном распределении этих объектов по фазам орбит.

Аналогичная ситуация наблюдается и при сравнении наблюдаемых положений скоплений с максимальными удалениями от галактической плоскости точек их орбит. На рисунке 2.13 (в) мы видим, что среди скоплений моложе млн. лет лишь одно расположено выше 180 пк над плоскостью Галактики, тогда как примерно у двадцати из этих молодых скоплений величины Zmax значительно превышают эту высоту (см. рисунок 2.13 (г)).

При этом согласно данным каталога [5] среднее время прохождения пекулярным скоплением галактической плоскости между противоположными точками Zmax и Zmin равно 46 млн. лет (при максимальном периоде 125 млн. лет), то есть в несколько раз больше принятого здесь ограничения 15 млн. лет. Выжить, рождаясь внутри солнечного круга, где плотность межзвездной среды особенно велика вблизи галактической плоскости, помогает таким скоплениям высокая скорость прохождения их мимо массивных межзвездных облаков и спиральных ветвей, сокращающая время длительности их разрушающего воздействия.



Pages:     | 1 |   ...   | 8 | 9 || 11 | 12 |   ...   | 16 |
 


Похожие материалы:

«ЧАЗОВ Вадим Викторович РАЗРАБОТКА И ПРИМЕНЕНИЕ АЛГОРИТМОВ ЧИСЛЕННО-АНАЛИТИЧЕСКОГО МЕТОДА ВЫЧИСЛЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЙ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук Специальность 01.03.01. Астрометрия и небесная механика Москва – 2012 Содержание 1 Содержание Предисловие 7 1 Постановка задачи 17 1.1 Стандартные соглашения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.1 Системы отсчёта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.2 ...»

« УДК 524.7;524.72-4 КАЙСИНА Елена Ивановна БАЗОВЫЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК МЕСТНОГО ОБЪЕМА (01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия) ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: доктор физико–математических наук, профессор Караченцев И. Д. Нижний Архыз – 2014 2 Оглавление Введение Общая характеристика работы Актуальность Цели и задачи исследования Научная новизна Научная и практическая ценность работы Основные результаты ...»







 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.