WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 5 ] --

На рисунке 1.2 приведена центральная часть диаграммы «проекция галактоцентрического расстояния на галактическую плоскость – расстояние от галактической плоскости» для всех наблюдаемых в оптике скоплений [11], открытыми кружками выделены скопления нашего каталога. Самая яркая деталь для обоих каталогов – полукруглая область повышенной плотности точек. Очень отчетливо видно, что в диапазоне ±1 кпк (обозначен двумя вертикальными штриховыми линиями) от солнечного радиуса орбиты высокая плотность точек распространяется вплоть до |z| 0.15 кпк, тогда как за пределами этого диапазона начинает быстро опускаться. Эффект обусловлен повышенным межзвездным покраснением в плоскости Галактики, затрудняющим определение расстояний до скоплений, лежащих вблизи этой плоскости. Из диаграммы также видно, что в нашем каталоге с увеличением галактоцентрического расстояния скопления наблюдаются на все возрастающих расстояниях от галактической плоскости (наиболее удаленные находятся за пределами диаграммы). При этом более низкая плотность точек в верхнем левом углу диаграммы не связана с наблюдательной селекцией, поскольку на высоких галактических широтах даже во внутренних областях диска покраснение невелико, поэтому расстояния до высоких скоплений определяются довольно надежно. Это свидетельствует о том, что селекционные эффекты, хотя и затрудняют выявление скоплений, лежащих вблизи галактической плоскости, тем не менее, не препятствуют обнаружению очень далеких скоплений.

Рисунок 1.2 - Диаграмма «проекция положения на галактическую плоскость – высота над галактической плоскостью» для рассеянных скоплений: точки скопления из каталога [11], открытые кружки - скопления нашего каталога.

Поэтому мы вправе использовать наш каталог для анализа свойств рассеянных скоплений с разными пространственно-кинематическими параметрами. В частности, из рисунка видно, что с увеличением галактоцентрического расстояния максимальные значения также увеличиваются, что объясняется уменьшением при этом гравитационного потенциала в галактической плоскости.

1.3.2 Анализ элементов галактических орбит Обычно полагается, что рассеянные звездные скопления рождаются из межзвездного вещества, распределенного тонким слоем в галактической плоскости. Шкала высоты этого слоя в окрестностях Солнца по разным оценкам находится в диапазоне (50 – 75) пк (см, например, [38 – 40]). Поскольку эта материя движется вокруг галактического центра практически по круговым орбитам, следует ожидать, что и рассеянные скопления будут им следовать.

Однако ряд скоплений находится на очень вытянутых орбитах, нередко высоко поднимающихся над галактической плоскостью, что свидетельствует об их «необычном» происхождении [6]. Для того, чтобы отделить друг от друга скопления разной природы, предположим, что только скопления с круговыми низкими орбитами образовались из межзвездного вещества тонкого диска Галактики под действием, например, спиральных волн плотности, формирующих ударную волну, движущуюся параллельно галактической плоскости. Тогда как скопления с вытянутыми высокими орбитами образовались в результате воздействия на это вещество других механизмов.

Альтернативой данному предположению служит представление, что все скопления образуются в идентичных процессах из межзвездной среды, турбулентность которой со временем уменьшается. Последнее предположение, однако, противоречит теоретическим расчетам, согласно которым время свободного коллапса диссипирующего вращающегося протогалактического облака в плоский диск менее 0.4 млрд. лет, поэтому скопления с наиболее высокими вытянутыми орбитами должны быть самыми старыми. На самом деле, как видно из Каталога, скопления с Zmax 8 кпк имеют возрасты менее 2 млрд.

лет, то есть в несколько раз меньше, чем возраст подсистемы тонкого диска.

Кроме того, дисперсии скоростей у скоплений оказываются значительно выше, чем у звезд поля тонкого диска (см. подробнее пункт 1.4.2). Это, по идее, должно свидетельствовать о большей турбулентности межзвездной среды на момент образования из нее скоплений, а значит и большем их возрасте. Указанные несоответствия заставляют отвергнуть альтернативу в пользу первоначально высказанной гипотезы, предполагающей существование рассеянных скоплений «необычного» происхождения.

Звезды тонкого диска, как известно, характеризуются малыми остаточными скоростями относительно локального центроида и практически круговыми орбитами, все точки которых невысоко поднимаются над галактической плоскостью. Близкие звезды удается довольно уверенно стратифицировать по подсистемам Галактики по компонентам их пространственных скоростей относительно локального центроида (см., например, [29]).

Для более же далеких объектов, удаление которых от Солнца сопоставимо с солнечным галактоцентрическим расстоянием, принадлежность подсистеме надежнее определять по элементам галактических орбит, поскольку скорости зависят от положения на орбите. Наиболее информативными в этом плане элементами орбит являются эксцентриситеты (е) и максимальные удаления точек орбит от галактической плоскости (Zmax) (см., например, [6, 41]). Очень удобным оказался составленный из этих же элементов орбит показатель, предложенный в работе [42] - (Z2max + 4e2)1/2, где Zmax измеряется в килопарсеках. На рисунке 1. приведена диаграмма «Zmax - e» для всех скоплений нашего каталога. Обращает на себя внимание выделяющаяся более высокой плотностью практически круговая область в левом нижнем углу диаграммы. Скопления этой области можно отделить граничным значением параметра (Z2max + 4e2)1/2 0.35 (см. сплошную кривую на диаграмме) – вблизи этого радиуса плотность точек на диаграмме на порядок меньше, чем в центральной области сгущения.

Рисунок 1.3 - Диаграмма «максимальное удаление точек орбит от галактической плоскости – эксцентриситеты орбит» для скоплений нашего каталога. Кривая, проведенная радиусом (Z2max + 4e2)1/2 = 0.35, отделяет область повышенной Внутри кривой находится большинство (80%) рассеянных скоплений, а это означает, что именно они отражают типичные для объектов галактического диска кинематические свойства. Эти доводы подтверждаются критерием принадлежности объектов тонкому диску из работы [42], по которому исследуемый параметр также должен быть меньше 0.35. Таким образом, согласно этому условию объекты тонкого диска не могут иметь e 0.175, если их орбиты лежат в плоскости диска, и они должны иметь круговые орбиты, если их Zmax = 0.35 кпк.

На рисунке 1.4 приведено распределение выделенных скоплений по их нынешнему удалению от галактической плоскости, взятому по абсолютной величине. Получившееся распределение аппроксимировано экспоненциальным законом: n(z) = Ce-Z/Zo, где Z0 – шкала высоты. Оказалось, что шкала высоты у этой подвыборки скоплений примерно такая же, как и у межзвездной среды в окрестностях Солнца (Z0 = (65 ±5) пк). (В пределах 1 кпк, где выборку можно считать практически полной, скопления с такими круговыми низкими орбитами демонстрируют Z0 = (70 ±12) пк, то есть в пределах ошибок совпадающую величину.) Рисунок 1.4 - Распределение скоплений, удовлетворяющих критерию (Z2max + 4e2)1/2 0.35, по нынешнему расстоянию от галактической плоскости, взятому по абсолютной величине. Сплошной кривой показана аппроксимация распределения экспоненциальным законом, и указана величина шкалы высоты с Условия отбора предполагают, что скопления этой подгруппы образовались из кинематически довольно холодной межзвездной среды. Однако таким же ограничениям удовлетворяют как все звезды Пояса Гулда, так и сравнительно молодого звездного потока Гиады-Плеяды, который, как полагают, возник в результате возмущения межзвездной среды спиральными волнами. Другими словами, критерий (Z2max + 4e2)1/2 0.35 оказывается вполне соответствующим молодому звездному населению тонкого диска. И скопления, удовлетворяющие ему, мы полагаем типичными для галактического диска. Поэтому представляется естественным предположить, что все скопления этой «кинематически холодной»

группы образовались из вещества, прошедшего переработку исключительно в генетически связанных звездах Галактики, то есть из вещества единого протогалактического облака.

Рисунок 1.5 - Зависимость металличности скоплений от максимального удаления точек орбит от галактической плоскости (а) и от эксцентриситетов орбит (б).

Закрытые кружки – скопления, удовлетворяющих критерию (Z2max + 4e2)1/2 0.35, открытые кружки – остальные скопления каталога, линии – прямые регрессии для открытых кружков, указаны коэффициенты корреляции (на панели (а) три скопления с Zmax 8 кпк находятся за ее пределами и не учитываются при Однако из рисунков 1.5 (а, б) следует, что это не совсем так. На этих рисунках приведены диаграммы «Zmax - [Fe/H]» и «e - [Fe/H]» соответственно.

Заполненными кружками выделены «кинематически холодные» скопления, удовлетворяющие критерию (Z2max + 4e2)1/2 0.35. Видно, что на обеих панелях такие скопления заполняют широкий диапазон по металличности. То есть получается, что даже среди скоплений с плоскими круговыми орбитами имеются такие, низкие металличности которых нехарактерны для локальных звезд поля тонкого диска. При этом скопления с вытянутыми высокими орбитами обнаруживают тенденцию уменьшения металличности, начиная с солнечной, при увеличении обоих элементов орбит (на рисунке 1.5 (а) три скопления с Zmax 8 кпк находятся за пределами диаграммы и не учитываются при построении прямой регрессии). Такие зависимости могут свидетельствовать, что при образовании скоплений с все более вытянутыми высокими орбитами принимает участие соответственно увеличивающаяся доля межзвездного вещества с низкой металличностью. Общий вид рисунков 1.5 (а) и 1.5 (б) отличается от аналогичных диаграмм, приведенных в работе [6], поскольку в последней работе отсутствуют малометалличные ([Fe/H] -0.4) скопления с круговыми низкими орбитами.

Получилось это из-за того, что все эти скопления далекие и лежат практически в галактической плоскости, где велика межзвездная экстинкция, затрудняющая определение фотометрической металличности, используемой авторами работы [6]. Данные на эти скопления мы взяли из работы [21] и версии 3.1 каталога [11], которые были опубликованы уже после выхода статьи [6].

1.3.3 Распределение рассеянных скоплений по металличности В качестве одного из показателей для выявления скоплений «необычного»

происхождения в работе [5] использовалась металличность. Посмотрим, как распределены рассеянные скопления по содержанию в них тяжелых элементов в нашем каталоге. На рисунке 1.6 приведена функция металличности для скоплений. Сплошная кривая линия – аппроксимация гистограммы суммой двух гауссиан. Определенные методом максимального правдоподобия параметры гауссиан показали, что вероятность ошибочно отвергнуть гипотезу об описании распределения одной гауссовой кривой против альтернативы представления ее суммой двух гауссовых кривых менее 5% (см. метод в [43]). В итоге мы видим, что и по металличности население рассеянных скоплений оказывается неоднородным, и его можно разделить на две группы значением [Fe/H] -0.12.

Причем группа с примерно солнечной металличностью демонстрирует малую дисперсию, тогда как малометалличная группа занимает довольно большой диапазон по [Fe/H].

Рисунок 1.6 - Распределение по металличности рассеянных скоплений (заштриховано) и звезд поля (серый цвет) тонкого диска. Кривая – аппроксимация распределения рассеянных скоплений по [Fe/H] суммой двух нормалей.



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 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.