WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 4 ] --

Анализ приведенных в исходных работах ошибок определения элементов орбит рассеянных скоплений показал, что они главным образом зависят от ошибок определения расстояний до них. Поэтому наибольшие ошибки, как правило, получаются у наиболее удаленных от Солнца скоплений. Если неопределенностями элементов орбит (отмечены звездочками в Каталоге астрофизических параметров для 593 рассеянных скоплений1 (далее – Каталог), доступном в электронном виде на официальном сайте Центра астрономических данных в Страсбурге в службе доступа к астрономическим каталогам), то для оставшихся скоплений средняя ошибка апогалактических радиусов орбит и ее дисперсия будут: (Rа) и () = (0.35 и 0.21) кпк. Соответствующие величины для перигалактических радиусов орбит – (0.31 и 0.06) кпк, для максимальных удалений от галактической плоскости - (0.09 и 0.04) кпк и для эксцентриситетов – (0.02 и 0.01). Анализ показал, что для скоплений, лежащих ближе (дальше) 1 кпк от Солнца, ошибки всех элементов орбит в среднем в полтора-два раза меньше (больше) указанных. У самых же далеких скоплений относительные ошибки наиболее информативных элементов орбит – е и Zmax - могут достигать ста процентов.

Режим доступа: http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/PAZh/38/ Возрасты скоплений определяются не всегда уверенно. В версии 3. каталога [11] они приведены для 1269 рассеянных скоплений. Наименее точными получаются возрасты удаленных скоплений, у которых неизвестны отождествляются точки поворота главных последовательностей. Согласно оценкам в работе [16] в этом случае ошибки возрастов скоплений в логарифмической шкале в среднем получаются равными lgt 0.20 - 0.25. В работе [12] авторы продемонстрировали, что возрасты только у 11% из 395 скоплений с тремя и более независимыми определениями возрастов имеют ошибки менее 20%, тогда как у 30% скоплений ошибки превышают 50%. Они также утверждают, что аналогичную статистику ошибок имеют и индивидуальные определения возрастов, приведенные в первой версии каталога [11]. В используемой же нами версии каталога возрасты определены несколько точнее. Из приведенных оценок видно, что абсолютные ошибки увеличиваются с возрастом.

Физические параметры скоплений мы взяли из каталогов одного коллектива авторов, где эти параметры последовательно оцениваются на основе анализа пространственного распределения звезд в скоплениях. Важнейшей характеристикой скопления, определяющей многие аспекты его дальнейшего существования, является масса. Массы для 424 скоплений мы взяли из каталога [17], где они были оценены по средним размерам их полуосей на основе эмпирической модели Кинга. Средняя ошибка логарифма массы равна примерно 0.28, что соответствует средней относительной ошибке 11%. Величины центральных концентраций lg(rcl/rco), где rcl – угловой радиус скопления, rco – угловой радиус его центрального уплотнения, мы вычислили для 424 скоплений на основе данных из работ [16, 18]. Авторы этих работ для определения угловых радиусов используют каталог 2.5 млн. звезд и основываются на подсчетах звезд ярче 12m. Ошибки измерения соответствующих радиусов в работах не приводятся, однако согласно оценкам точности Кинговских радиусов этих же авторов (см. [17, 19]) для подавляющего числа скоплений относительные ошибки находятся в пределах от 10% до 50%. Эллиптичности – отношения разности большой и малой полуоси к большой полуоси - для 424 скоплений взяты из каталога [20]. Средняя абсолютная ошибка эллиптичности в каталоге получилась довольно большой то есть средняя относительная ошибка составляет 60%.

Наибольшее количество определений металличности приведено в работах [11] - 179 и [21] - 188. (Два скопления из таблицы в работе [21] мы исключили из рассмотрения, поскольку, согласно заключению в [11], Berkeley 42 является шаровым скоплением, а Ruprecht 46 – астеризмом.) В версии 3.1 каталога [11] приведены наиболее надежные, с точки зрения авторов, значения [Fe/H] из различных источников, определенные как спектроскопически, так и фотометрически. В работе [21] усреднены фотометрические определения металличности разных авторов. Определения [Fe/H] для 110 скоплений приведены в обеих работах и неплохо коррелируют между собой. Полагая спектроскопические определения металличности более надежными, мы включили в свою таблицу в первую очередь спектроскопические значения из [11], во вторую – усредненные фотометрические значения из [21], а затем все значения, попавшие только в один из списков.

Для NGC 188 и Berkeley 39 вместо металличностей из [22], приведенных в каталоге [11], мы использовали их новые значения, полученные в [23] на основе спектроскопии высокого разрешения. Из этой же работы мы использовали значения [Fe/H] для NGC 1193. Кроме того, мы добавили определения металличности для нескольких скоплений из работ [13, 24 – 26]. Всего в нашем списке 264 скопления с известной металличностью. Вычисленная нами по приведенным в данных работах неопределенностям средняя ошибка определения металличности составляет [Fe/H] 0.10. Проверка показала, что точно такую же величину дисперсии демонстрирует и распределение расхождений фотометрических и спектроскопических определений для одноименных скоплений.

Нам удалось найти 81 определение отношений [Mg/Fe] для 56 скоплений в 43 источниках с 1981 по 2011 гг. Мы использовали только источники, в которых авторы сами анализировали точности определений в разных звездах и приводили средние содержания магния по скоплениям. Всего определено содержание магния в 551 звезде скоплений (в одной работе для Be 21 и в трех для NGC2682 не указано число звезд). Максимальное количество измеренных в скоплении звезд равно 115 (Гиады), при среднем значении - 10 звезд и медианном значении - звезды. Только по одной звезде сделаны определения для NGC 1193 и Berkeley 31.

Для десяти скоплений обилия определены более чем в одном источнике, при этом максимальное число источников равно десяти (для NGC 2682). Для этих скоплений мы усреднили определения с весом, обратно пропорциональным декларируемым авторами ошибкам.

Средняя ошибка относительного содержания магния, вычисленная по декларируемым в источниках неопределенностям индивидуальных определений, равна [Mg/Fe] 0.07 ±0.01. Сравнение определений разных авторов для скоплений, имеющих несколько определений (35 определений из 29 источников), показало несколько большую дисперсию: [Mg/Fe] = 0.10 ±0.01. При этом не было обнаружено систематических смещений между определениями разных коллективов авторов, превышающих эту дисперсию. Найденные относительные содержания магния [Mg/Fe] и список использованных источников приводится в Каталоге.

1.2.7 Каталог астрофизических параметров рассеянных скоплений Для настоящих исследований мы составили каталог, содержащий скоплений с вычисленными элементами орбит и 264 скопления с найденными металличностями. Поскольку эти списки частично перекрываются, итоговый каталог содержит 593 скопления. В каталоге приведены все найденные для них вышеописанные параметры. В таблице 1.1 представлен фрагмент каталога.

Полностью Каталог доступен в электронном виде (см. ссылку в п. 1.2.2).

Таблица 1.1 – Астрофизические параметры для 593 рассеянных скоплений В первом столбце таблицы дано название скопления, во втором и третьем – галактические координаты (l, b). Гелиоцентрическое расстояние d и координаты (x, y, z) в правосторонней декартовой системе, а также галактоцентрическое расстояние RG скоплений приведены в 4 - 8 колонках. Следующие три столбца содержат вычисленные компоненты скоростей (VR, V, VZ) в цилиндрической системе координат. Далее приводятся элементы галактических орбит скоплений (e, Zmax, Rа, Rp). Возраст скоплений указан в столбце 16. Физические параметры (lg(M/M ), lg(rcl/rco) и эллиптичность представлены в последующих трех колонках. В столбцах 20 и 21 собраны значения [Fe/H] и ссылки на источник соответственно. Относительные содержания магния [Mg/Fe] и источники этих данных представлены в столбцах 22 и 23. Расшифровка номеров ссылок на [Fe/H] и [Mg/Fe] прилагается к Каталогу. Принадлежность к подсистемам Галактики указана в последнем столбце каталога. Здесь использованы обозначения: «1» тонкий диск», «2» - «толстый диск», «3» - «гало».

Кроме каталога рассеянных скоплений в работе использовались еще четыре металличности, элементы галактических орбит и возрасты для 2255 звезд тонкого диска из работы [27]. Он представляет собой выборку близких (70 пк от Солнца) F-G-звезд, вероятность принадлежности которых тонкому диску больше, чем толстому. Выборка осуществлена из фотометрического каталога [28] по критериям отбора в тонкий диск, описанным в работе [29]. Эта выборка является практически полной для F2- G5-звезд тонкого диска в пределах 70 пк от Солнца.

спектроскопическими величинами [Fe/H] из каталога [30] показало отсутствие систематических смещений за пределами ошибок, равных [Fe/H] ±0.10 [27]. Из первоначального списка удалено около 10% звезд с ошибками определения возрастов более 3 млрд. лет, в итоге средняя ошибка в окончательной выборке составила t = ±1.0 млрд. лет.

Вторая выборка содержит 219 близких звезд тонкого диска, отобранных из сводного каталога спектроскопических определений содержаний железа и магния [30] по аналогичным критериям. В каталоге собраны практически все опубликованные до января 2004 г. содержания магния в карликах и субгигантах околосолнечной окрестности, определенные методом синтетического моделирования высокодисперсных спектров. Внутренняя точность приведенных в нем металличностей составила [Fe/H] = ±0.07, а относительных содержаний магния - [Mg/Fe] = ±0.05.

Третий каталог – это список, содержащий 135 цефеид поля с расстояниями и спектроскопическими определениями содержаний железа, составленный по данным из работ одной группы [31 - 35]. Декларируемая авторами типичная ошибка определения металличности в цефеидах [Fe/H] ±0.1.

Четвертый список – таблица периодов переменности, расстояний и компонент пространственных скоростей для 276 цефеид поля [36].

1.3 Неоднородность населения рассеянных скоплений Рассеянные скопления концентрируются к плоскости Галактики, где велико межзвездное поглощение, затрудняющее изучение этих объектов. При этом поглощение в галактической плоскости, согласно [37], сильно варьируется в зависимости от галактической долготы примерно от нуля до 1.5m на 1 кпк, и это приводит к отличиям в наблюдательной селекции в разных направлениях.

Недавние публикации свидетельствуют, что современные каталоги наблюдаемых в оптическом диапазоне рассеянных скоплений полны в пределах 850 пк, а возможно даже и 1 кпк [9]. Выборка скоплений с вычисленными элементами орбит оказывается примерно в четыре раза меньше по объему, но, тем не менее, она считается репрезентативной относительно всех наблюдаемых скоплений Галактики [5].



Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 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.