WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 6 ] --

Для сравнения на той же панели нанесена гистограмма и для близких звезд поля тонкого диска с фотометрическими металличностями из работы [27]. Для удобства сравнения обе гистограммы нормированы на полные численности соответствующих объектов. Видно, что общий вид функции металличности скоплений и звезд поля различаются. В частности, диапазон металличности у скоплений в отрицательную сторону несколько больше. Однако главный максимум на распределении по металличности у скоплений, тем не менее, правее и находится в окрестности [Fe/H] = +0.05, тогда как у звезд поля - [Fe/H] = -0. (то есть там, где у скоплений наблюдается провал). Но у скоплений, как видим, наблюдается второй, менее металличный максимум в окрестности [Fe/H] = -0.27.

(Заметим, что если величины [Fe/H] звезд поля и рассеянных скоплений привести к солнечному галактоцентрическому расстоянию, исправив за радиальный градиент металличности и положив при этом местами их рождения средние радиусы орбит, то принципиально вид сравниваемых гистограмм на рисунке 1. не изменится.) 1.4 Зависимость пространственно-кинематических и физических параметров Посмотрим, насколько эволюционные изменения в скоплениях влияют на их обнаруживаемость среди звезд поля. На рисунке 1.7 приведена диаграмма «возраст - расстояние от Солнца» для всех известных рассеянных скоплений.

Видим, что поле заполнено весьма неравномерно, и в левом нижнем углу диаграммы наблюдается плотное скопление точек в форме треугольника, тогда как правый верхний угол почти пуст. Существование верхней наклонной прямолинейной границы, отделяющей плотное сгущение точек в левом нижнем углу диаграммы от остальных точек, вызвано, с одной стороны, повышенной яркостью молодых горячих звезд в скоплениях: чем моложе скопление, тем на большем расстоянии его можно выделить на фоне звезд галактического поля. С другой стороны, существование этой границы обусловлено интенсивным распадом скоплений, понижающим их полную светимость. Хотя с возрастом молодые горячие звезды в скоплениях пропадают, но взамен появляется достаточное количество красных гигантов, поэтому светимость скоплений опять увеличивается. Как результат, в диапазоне (1 5) млрд. лет мы видим наиболее далекие скопления. (Следует, однако, заметить, что у далеких скоплений, как правило, больше и z-координаты (см. рисунок 1.2), так что межзвездное покраснение не мешает определению расстояний до них.) Зато при еще большем возрасте начинает сказываться интенсивная потеря звезд скоплениями в результате динамических процессов, и, в конце концов, все они диссипируют полностью. Процесс диссипации продолжается все время существования скопления, приводя к экспоненциальному уменьшению их количества в Галактике со временем.

Рисунок 1.7 - Зависимость от возраста расстояний от Солнца для всех видимых в оптическом диапазоне рассеянных скоплений.

Известно, что дисперсии скоростей у звезд поля галактического диска увеличиваются с возрастом. Причем для всех компонент остаточной скорости звезд относительно локального центроида эта зависимость хорошо описывается степенным законом вида v ~ t0.25 (см., например, [29]). Наиболее вероятной подсистемы спиральными волнами плотности. Оценим степень зависимости от возраста дисперсий скоростей более массивных объектов, каковыми являются рассеянные скопления. В отличие от близких звезд, для анализа свойств столь удаленных от Солнца объектов, как рассеянные скопления, корректнее использовать компоненты пространственных скоростей в цилиндрических координатах.

Рисунок 1.8 - Зависимость от возраста азимутальной компоненты пространственной скорости. Открытые кружки – скопления нашего каталога, точки внутри кружков – скопления, лежащие ближе 1 кпк от Солнца, горизонтальная штриховая линия – среднее значение скорости вращения вокруг галактического центра скоплений; наклонные штриховые линии – проведенные «на глаз» прямые, отделяющие область повышенной плотности точек.

На рисунке 1.8 приведена диаграмма «возраст – азимутальная компонента скорости V » для скоплений каталога. (Диаграммы для VR- и VZ-компонент скоростей морфологически имеют вид, очень похожий на рисунок 1.8.) На этой панели область, выделяющаяся повышенной плотностью точек, оказывается в виде треугольника (см. штриховые линии, проведенные «на глаз») с вершиной, лежащей на линии средней азимутальной скорости этих скоплений и с абсциссой, равной 1 млрд. лет. Существование наклонных границ плотности на диаграмме обусловлено, как и на рисунке 1.7, уменьшением светимости скоплений с возрастом. Обратим внимание, что при этом полный разброс скоростей практически не зависит от возраста, и это свидетельствует о том, что увеличения со временем пространственных скоростей скоплений (как в случае звезд поля) не происходит.

На рисунке 1.9 приведены зависимости от возраста дисперсий компонентов пространственных скоростей скоплений нашего каталога (штриховые ломаные) и звезд поля (сплошные ломаные) из [29]. Видно, что дисперсии скоростей скоплений быстро увеличиваются с возрастом, достигая для наиболее старых скоплений (R,, Z) = (49, 115, 58) км/с, тогда как в среднем у значительно более старых близких звезд поля тонкого диска предельные значения дисперсий существенно меньше (U, V, W) = (44, 27, 21) км/с (см. [29]). Для построения рисунка 1.9 все скопления каталога были разбиты на семь уменьшающихся по численности (от 155 у самых молодых до 13 у самых старых) подгрупп по возрасту. Численность монотонно уменьшалась с тем, чтобы отчетливо можно было проследить поведение дисперсий компонент скоростей скоплений во всем неравномерно занимаемом ими диапазоне возрастов.

Обычно полагают, что рост дисперсии скоростей с возрастом у скоплений вызван или эффектами релаксации (см., например, [5]), или уменьшающейся со временем степенью турбулизированности межзвездной среды в тонком диске.

Однако, как показал анализ зависимостей от возраста всех компонентов пространственных скоростей скоплений (см. рисунок 1.8 для V), к увеличению их дисперсий приводит прогрессивное уменьшение количества скоплений с компонентами скоростей, имеющих наиболее вероятные значения (то есть вблизи максимумов на их функциях распределения). Причиной этого является, скорее всего, интенсивное разрушение скоплений с орбитами, близкими к круговым, в результате длительного нахождения их вблизи массивных облаков межзвездного концентрирующихся в галактической плоскости [45].

На рисунке 1.9 обращает на себя внимание также некоторое уменьшение дисперсий первые несколько сот миллионов лет, особенно заметное для Vкомпоненты скорости. Эффект, вероятнее всего, вызван наблюдательным селекционным эффектом, связанным с дифференциальным вращением галактического диска и высокой светимостью молодых скоплений, видимых на существенно различающихся галактоцентрических расстояниях.

Рисунок 1.9 - Зависимости дисперсий R,, Z компонент скоростей скоплений от возраста. Штриховые ломаные линии – ход дисперсий для скоплений нашего каталога, сплошные ломаные – для звезд поля тонкого диска, бары – ошибки На рисунке 1.10 (а) приведена зависимость масс рассеянных скоплений от возраста. (На диаграмме не показаны три наиболее старых скопления.) Видно, что внешний вид ее несколько отличается от диаграмм зависимостей пространственно-кинематических параметров от возраста. Здесь разброс наибольший у самых молодых скоплений, и с возрастом он уменьшается, что позволяет провести наклонную верхнюю границу. Положение нижней границы от возраста практически не зависит. В итоге получается, что наиболее массивные скопления находятся среди самых молодых, а с увеличением возраста верхняя граница массы скоплений опускается. Черными точками внутри открытых кружков обозначены скопления, лежащие ближе 1 кпк от Солнца. Видно, что они довольно равномерно заполняют все поле на диаграмме, кроме левого верхнего угла, где оказываются наиболее массивные, молодые, и как видим, удаленные скопления. Это свидетельствует о том, что не селекция удаленности вызывает наблюдаемый на диаграмме наклон верхней огибающей, и он полностью обусловлен эволюционными изменениями скоплений. Распределения на рисунках 1.10 (б) и 1.10 (в) центральной концентрации lg(rcl/rco) и эллиптичности не обнаруживают зависимостей от возраста.

Рис.1.10 - Зависимости масс (а), центральных концентраций (б), эллиптичностей (в) и дисперсий этих трех параметров рассеянных скоплений (г) от возраста.

Черными точками внутри открытых кружков выделены скопления, лежащие ближе 1 кпк от Солнца. На панели (а) штриховые линии – проведенные «на глаз»

На рисунке 1.10 (г) приведены зависимости от возраста дисперсий физических параметров скоплений. Видим, что дисперсия масс первые примерно двести миллионов лет уменьшается, а затем вновь увеличивается. Такое поведение обусловлено, по-видимому, превалированием для скоплений разного возраста одного из двух механизмов. С одной стороны, с самого своего рождения рассеянные скопления начинают терять звезды, отчего верхний предел их масс уменьшается. С другой стороны, с увеличением возраста маломассивные скопления начинают ускоренно распадаться полностью, и поэтому средняя масса выживших скоплений оказывается больше. Дисперсии эллиптичностей и центральных концентраций остаются, как видим, в пределах неопределенностей независящими от возраста. Таким образом, эволюционные изменения обнаруживаются только для полной интегральной массы скоплений.

По данным из литературы составлен сводный каталог фундаментальных астрофизических параметров для 593 рассеянных скоплений Галактики. В частности, для 500 скоплений каталога приведены элементы галактических орбит, для 424 – массы, центральные концентрации и эллиптичности, для 264 металличности, а для 56 – относительные содержания магния. Дано описание источников исходных данных, и оценены ошибки определения исследуемых параметров. Обсуждены эффекты селекции. Продемонстрировано различие химических и кинематических свойств рассеянных скоплений и звезд поля тонкого диска. Приведены свидетельства неоднородности населения рассеянных скоплений.

рассеянных скоплений разной природы, и исследованы свойства обоих населений.

Два населения рассеянных звездных скоплений в Галактике В предыдущей главе описан составленный нами на основе последних опубликованных данных сводный каталог фундаментальных параметров рассеянных звездных скоплений, обсуждены их ошибки и селекционные эффекты. Было продемонстрировано различие химических и кинематических свойств скоплений и звезд поля тонкого диска, и приведены свидетельства неоднородности населения рассеянных скоплений в Галактике. В настоящей главе продолжен комплексный статистический анализ взаимосвязей между физическими, химическими и пространственно-кинематическими характеристиками рассеянных скоплений и близких звезд поля с целью выявления скоплений различной природы, а также оценки относительной численности, характерных параметров и закономерностей в выделенных группах рассеянных звездных скоплений Галактики.



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 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.