WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 7 ] --

Многочисленные исследования указывают на отсутствие соответствия между свойствами рассеянных скоплений и звезд поля тонкого диска. Так, в отличие от звезд поля, по которым обычно обнаруживают монотонный металличности рассеянных скоплений с увеличением галактоцентрического радиуса, согласно работе [3], происходит со скачкообразным переходом на [Fe/H] -0.3 в окрестности 10 кпк. В более поздних работах (например, [22, 47, 48]) находят не скачок, а резкое уменьшение наклона градиента при переходе через 12 кпк, которое объясняют спутниковой аккрецией на внешний диск. По результатам исследования содержания нескольких химических элементов в пяти старых далеких рассеянных скоплениях в работе [47] был сделан, в частности, вывод о том, что скопления во внешнем диске Галактики вполне могли образоваться в результате стимуляции звездообразования серией захватов межзвездного вещества карликовых галактик.

Обычно оценки показывают, что примерно 10% звезд поля тонкого диска обязано своим происхождением рассеянным скоплениям (см., например, [9]). (Это без учета многочисленных «погруженных» скоплений, рождающихся вместе с одиночными звездами в областях современного звездообразования и быстро распадающихся.) Однако в недавней работе [1] по восстановленной начальной функции масс рассеянных скоплений сделано заключение, что скопления внесли в звезды поля около 40% за все время эволюции Галактики. Причем не все они обязательно должны оказаться звездами тонкого диска. Так, в работе [49] показано, как быстрые звезды, покидающие скопления главным образом в период его формирования из родительского молекулярного облака, могут утолщать галактический диск и даже образовывать толстый диск.

В работе [5] подробно проанализирована кинематика и галактические орбиты 488 рассеянных скоплений. Авторы работы [5] нашли, что дисперсии всех компонент скоростей скоплений монотонно увеличиваются с возрастом и предположили, что это является результатом действия эффектов динамического разогревания галактического диска. Обратили они внимание и на неоднородность населения рассеянных скоплений: в частности из сравнения эксцентриситетов орбит скоплений и гигантов толстого диска был сделан вывод о том, что 3.7% скоплений их выборки принадлежат толстому диску. Кроме того они показали, что распределение скоплений по содержанию в них тяжелых элементов бимодально с провалом в окрестности [Fe/H] -0.2, хотя и отметили, что такое распределение могло получиться из-за неполноты выборки скоплений по металличности.

Тем не менее, в работе [6] это свойство принято как доказательство обособленности менее металличных скоплений, и предположено их «необычное»

происхождение. Благодаря появлению новых обширных каталогов высокоточных данных авторы работы [6], исследуя эксцентриситеты галактических орбит (е) и максимальные удаления точек орбит от галактической плоскости (Zmax) для скопления, а также металличности для полутора сотен скоплений, выявили около взаимодействия высокоскоростных облаков с газовым диском». Таковыми они посчитали скопления, у которых был аномально велик для объектов тонкого диска хотя бы один из двух исследуемых элементов орбит и низкая металличность ([Fe/H] -0.2). Такое заключение сделано на основании, что падение на диск высокоскоростных облаков может привести к звездообразованию [50], и высокоскоростные облака имеют низкую металличность [51]. Кроме того, существует мнение, что в настоящее время до ~ 30 – 40 % звезд могут формироваться за счет аккреции газа на галактический диск. [52]. Остальные малометалличные рассеянные скопления, не обнаружившие отличий элементов орбит от средних для основной массы скоплений, авторы работы [6] посчитали возникшими из упавшего из внешних частей Галактики (или захваченного из разрушенных галактик-спутников) межзвездного вещества. Кроме того, несколько скоплений с металличностью, близкой к солнечной, но большими «взаимодействия шаровых скоплений с диском», которое может быть причиной сжатия газа в диске.

Возможность образования рассеянных скоплений с разными орбитами и металличностями в результате перечисленных механизмов, инициирующих звездообразование, продемонстрирована и теоретическим моделированием [53 В недавней работе [57] обнаруженное в [3] скачкообразное уменьшение металличности рассеянных скоплений на галактоцентрическом расстоянии, превышающем солнечное на 1кпк, объясняется существованием кольцевого коротационного провала плотности газа, которое изолирует внутреннюю и внешнюю газовые области Галактики друг от друга. (Именно на этом расстоянии, согласно расчетам в [57], скорости вращения спиральной волны плотности и вращения галактического диска совпадают.) В итоге внутренняя и внешняя области галактического диска химически эволюционируют независимо, приводя к излому радиального градиента металличности на этом галактоцентрическом расстоянии. Процессы, происходящие вблизи коротационного радиуса, приводят, согласно [57], и к образованию скоплений с вытянутыми орбитами. Однако отмечается, что часть скоплений во внешнем диске, скорее всего, имеет внегалактическое происхождение.

2.2 Связь между химическим составом и возрастом рассеянных скоплений 2.2.1 Анализ диаграммы «возраст - металличность»

В работе [2] было показано, что на диаграмме «возраст – металличность»

близкие звезды поля тонкого диска и рассеянные скопления занимают слабо перекрывающиеся области, и в отличие от звезд поля среди скоплений любого возраста наблюдается значительная доля объектов с металличностью, в несколько раз меньше солнечной. Проверим справедливость этого результата по современным данным. Поскольку находящиеся в настоящее время в окрестностях Солнца звезды родились на разных галактоцентрических расстояниях, они отражают химические свойства звезд поля тонкого диска в довольно широком диапазоне расстояний. Наиболее вероятными местами их рождения чаще всего полагают или средние, или апогалактические радиусы их орбит. Диапазон средних радиусов орбит близких звезд поля нашей выборки (6 – 10) кпк, а апогалактические радиусы у некоторых из них достигают 13 кпк (см. далее рисунок 2.7), то есть сравнимы с расстояниями до исследуемых рассеянных скоплений. Поэтому мы имеем возможность сравнивать химические свойства близких звезд и далеко находящихся от Солнца рассеянных скоплений. На рисунке 2.1 приведены распределения на плоскости «возраст – металличность»

рассеянных скоплений нашего каталога и близких (в пределах 70 пк от Солнца) F-G-карликов поля тонкого диска, отобранных в эту подсистему из каталога [28] по кинематическим критериям работы [29]. Сплошная кривая на диаграмме – аппроксимация зависимости металличности звезд поля от возраста полиномом третьей степени (подробное обоснование и интерпретацию кривой см. в [27]).

Кривая демонстрирует, что последние 4 - 5 миллиардов лет металличность в тонком диске заметно возрастала, тогда как на начальных этапах эволюции этой подсистемы средняя металличность в пределах ошибок не зависела от возраста.

Ломаной линией нанесена нижняя пятипроцентная огибающая для звезд поля, то есть при любом возрасте ниже ее на диаграмме примерно 5% звезд. Эта ломаная практически параллельна средней зависимости. Как видно из рисунка 2.1, значительная часть скоплений (открытые кружки) занимают на диаграмме верхний левый угол, то есть являются молодыми и богатыми металлами. При этом возрасты трех самых старых скоплений и старейших звезд поля тонкого диска сравнимы по величине. Из рисунка также видно, что при любом возрасте значительная доля скоплений занимает на диаграмме область, почти полностью свободную от звезд поля. Причем, как видим, даже в настоящее время образуются скопления с металличностью в диапазоне [Fe/H] = (-0.4 -1.0), характерном, скорее, для звезд толстого диска (см., например, [41]). Заметим, что в нашей выборке F-G-карликов в основном отсутствуют молодые звезды, поскольку ошибки изохронных возрастов звезд, лежащих вблизи главной последовательности нулевого возраста, зачастую весьма велики, и поэтому они в выборку не попали. Мы продлили нижнюю огибающую в сторону меньшего возраста (см. штриховую линию на рисунках 2.1 и 2.2), основываясь на анализе металличности более массивных звезд – цефеид, чьи возрасты заключены в диапазоне (50 – 300) млн. лет. Согласно результатам работы [32], средняя металличность цефеид в окрестности Солнца равна [Fe/H] = +0.01, а дисперсия [Fe/H] = 0.06. Следовательно, величину металличности пятипроцентной нижней точки при нулевом возрасте можно положить равной -0.1. Мы полагаем, что именно скопления, лежащие на диаграмме «возраст – металличность» ниже ломаной линии, а не скопления с фиксированным пределом [Fe/H] -0.2, как принято в работе [6], образовались из межзвездной среды с заметной примесью вещества с иной историей обогащения тяжелыми элементами. Из 264 скоплений с известными возрастами и металличностями в нашем каталоге нашлось скоплений, удовлетворяющих этому критерию.

Рисунок 2.1 - Диаграмма «возраст – металличность» для рассеянных скоплений и звезд поля тонкого диска. Открытые кружки – рассеянные скопления, точки внутри открытых кружков – «кинематически холодные» скопления, крестики – звезды поля тонкого диска. Кривая линия – аппроксимация зависимости металличности от возраста звезд поля полиномом третьей степени, ломаная линия – нижняя огибающая для звезд поля.

На рисунке 2.2, где ось абсцисс той же диаграммы преобразована в логарифмический масштаб, точками внутри открытых кружков обозначены скопления, удовлетворяющие критерию (Z2max + 4e2)1/2 0.35. Видим, что подавляющее число таких «кинематически холодных» скоплений находятся выше нижней огибающей и моложе 1 млрд. лет. Но и среди них имеются скопления, лежащие ниже нижней огибающей для звезд поля. Причем практически все эти малометалличные скопления оказались вообще моложе 30 млн. лет. Подчеркнем, что, как и в случае сравнительного анализа функций металличности звезд поля и рассеянных скоплений, учет радиального градиента металличности практически не исказил общий вид диаграммы «возраст – металличность», вызвав на ней лишь некоторое перераспределение звезд поля и скоплений.

Рисунок 2.2 – То же, что на рисунке 2.1, но ось абсцисс в логарифмическом масштабе. Указаны бары средних ошибок параметров.

2.2.2 Зависимость относительных содержаний магния от возраста Для анализа различий химического состава между скоплениями мы использовали наиболее изученный -элемент, которым является магний, поскольку в F-G-звездах он имеет линии различной интенсивности и степени возбуждения в видимом диапазоне спектра. На диаграмме «возраст - [Mg/Fe]»



Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 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.