WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 | 10 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 8 ] --

(рисунок 2.3) открытыми кружками нанесены наши рассеянные скопления, а крестиками - F-G-звезды поля тонкого диска из каталога [30]. Налицо заметные различия в распределениях на диаграмме звезд поля и скоплений, хотя и те, и другие объекты оккупируют примерно один и тот же диапазон по [Mg/Fe]. Звезды поля, как видим, демонстрируют хорошо прослеживаемую последовательность зависимости относительных содержаний магния от возраста. Соответствующий коэффициент корреляции: r = 0.37 ±0.06, а вероятность случайного возникновения такого же коэффициента корреляции при таком же количестве точек на диаграмме PN 1%. То есть в звездах тонкого диска относительные содержания магния уверенно увеличиваются с возрастом. Коэффициент корреляции для рассеянных скоплений также получился за пределами ошибок отличающимся от нуля (r = 0.27 ±0.14, PN 5%). Но при этом, как видим, самые высокие отношения [Mg/Fe] 0.25 наблюдаются у скоплений моложе 4 млрд. лет, тогда как у более старых скоплений эти отношения значительно ниже, и все они лежат в полосе, занимаемой звездами поля. Несмотря на то, что на диаграмме всего 6 скоплений с такими завышенными относительными содержаниями магния, они составляют заметную долю от всех скоплений с известными определениями [Mg/Fe]. Поэтому можно предположить, что они вполне могли образоваться из вещества, испытавшего иную историю химической эволюции, чем межзвездное вещество тонкого диска. Из рисунка также видно, что все «кинематически холодные»

скопления (кроме очень старого Collinder 261) лежат на диаграмме в области, являющейся как бы продолжением последовательности F-G-звезд поля в сторону меньшего возраста (обозначены на диаграмме точками внутри открытых кружков).

Рисунок 2.3 - Диаграмма «возраст – [Mg/Fe]». Открытые кружки – рассеянные скопления, точки внутри открытых кружков – «кинематически холодные»

скопления, крестики – звезды поля тонкого диска. Сплошная линия – прямая регрессия для скоплений, штриховая линия – регрессия для звезд поля. Указаны 2.3 Связь между химическим составом и положением в Галактике 2.3.1 Связь относительных содержаний магния с металличностью Когда изучают эволюцию содержаний химических элементов в звездногазовой системе, в качестве временной оси чаще всего используют полное содержание тяжелых элементов в атмосферах звезд – металличность. При этом подразумевается, что в закрытой системе тяжелые элементы, выбрасываемые в межзвездную среду предыдущими поколениями звезд, приводят к неизбежному увеличению их содержания в более молодых звездах - то есть металличность является статистическим индикатором возраста. Согласно современным представлениям, -элементы вместе с небольшим количеством атомов железа синтезируются в массивных (M 8 M ) гигантах асимптотической ветви, взрывающихся впоследствии как сверхновые типа II [58], тогда как основная масса элементов группы железа производится во время вспышек сверхновых типа Ia [59]. Начиная с работы [60], полагается, что наблюдаемый в Галактике отрицательный тренд отношения [/Fe] как функции металличности обусловлен разницей во временах эволюции этих звезд. Действительно, характерное время эволюции сверхновых типа II всего (10 30) млн. лет, тогда как массовые вспышки SNe Ia начинаются только через (1 1.5) млрд. лет [61, 62]. Поэтому, исследовав различия в относительных содержаниях -элементов от скопления к скоплению, можно попытаться выяснить, насколько существенна между ними генетическая связанность: существование тесной зависимости между металличностью и относительным содержанием магния (представителя элементов) в системе будет свидетельствовать о возможном наличии генетической связи между объектами.

Диаграмма «[Fe/H] – [Mg/Fe]» для рассеянных скоплений (открытые кружки) приведена на рисунке 2.4. Из нее видно, что при любой металличности разброс отношений [Mg/Fe] у скоплений много больше, чем у звезд поля тонкого диска (крестики), поэтому и корреляция для них оказалась незначимой (r = -0. ±0.13, PN = 26%). Однако наклон прямой регрессии у скоплений (сплошная линия) получился в пределах ошибок таким же, как и у звезд поля (штриховая линия).

Скопления «кинематически холодной» группы с известными содержаниями магния (точки внутри открытых кружков), как видим, в основном лежат в полосе, занимаемой звездами поля (все они одинаково богаты металлами, и поэтому сами последовательности не образуют). Обратим внимание, что обычно декларируемые авторами ошибки определения содержаний железа и магния в рассеянных скоплениях ([Mg/Fe]ск = ±0.08) не намного больше, чем для одиночных близких звезд поля ([Mg/Fe]зв = ±0.05), поскольку для каждого рассеянного скопления соответствующие величины получены усреднением по нескольким звездам (см.

подробнее Главу 1). Поэтому большой разброс отношений [Mg/Fe] у скоплений нельзя списать на большие ошибки их определения. Таким образом, существование слабой корреляции между [Mg/Fe] и [Fe/H] у рассеянных скоплений, несмотря на большой разброс относительных содержаний магния при данной металличности, свидетельствует, что между скоплениями, скорее всего, существует некоторая генетическая связанность.

Рисунок 2.4 – Диаграмма «[Fe/H] – [Mg/Fe]». Обозначения те же, что 2.3.2 Радиальный и вертикальный градиенты металличности Рассмотрим теперь, как изменяется средняя металличность скоплений с удалением от галактического центра, то есть проследим радиальный градиент металличности. На рисунке 2.5 приведена диаграмма «галактоцентрическое расстояние (RG) – металличность» для всех скоплений каталога. Штриховая линия, построенная по всем наблюдаемым рассеянным скоплениям, является прямой регрессией и дает величину градиента d[Fe/H]/dRG = (-0.043 ±0.006) кпк- (r = -0.40 ±0.05, PN 1%), которая согласуется с определениями других авторов (см., например, [5, 63 – 65]).

Рисунок 2.5 - Диаграмма «галактоцентрическое расстояние – металличность».

Открытые кружки – рассеянные скопления, точки внутри открытых кружков – «кинематически холодные» скопления, крестики – цефеиды поля. Штриховая линия – прямая регрессия для скоплений, большие открытые кружки с барами, соединенные ломаной линией, – средние значения металличности и их ошибки в Большими кружками на диаграмме обозначены средние значения металличности в узких диапазонах по RG, а барами – их среднеквадратичные отклонения. Соединяющая эти точки ломаная линия демонстрирует более детально, чем прямая регрессия, ход изменения металличности с удалением от галактического центра. Видно, что при переходе через RG 9.5 кпк средняя металличность скачком уменьшается на [Fe/H] -0.25, тогда как до и после этого расстояния металличность в пределах ошибок можно считать неизменной.

Точками внутри кружков выделены скопления, подчиняющиеся условию (Z2max + 4e2)1/2 0.35, то есть «кинематически холодные» скопления. Видно, что металличность» возникает из-за того, что большая часть таких скоплений оказывается металличной ([Fe/H] -0.2) и лежит к центру Галактики ближе 9 кпк (см. сгущение на диаграмме), тогда как далекие скопления оказываются в основном менее металличными.

Следует, однако, заметить, что поскольку все «кинематически холодные»

скопления находятся вблизи галактической плоскости, они могут из-за сильного межзвездного поглощения просто не идентифицироваться за пределами этого радиуса.

Для сравнения крестиками на рисунке 2.5 нанесены далеко видимые молодые звезды тонкого диска - цефеиды - из работ [31 - 35]. Из диаграммы видно, что цефеиды поля образуют узкую последовательность и демонстрируют несколько большую, чем скопления, величину радиального градиента:

(d[Fe/H]/dRG)зв = (-0.056 ±0.003) кпк-1. Однако радиальный градиент у «кинематически холодных» скоплений, лежащих, как и цефеиды, в столь же узком слое вблизи галактической плоскости, оказался за пределами ошибок больше, чем у цефеид: d[Fe/H]/dRG = (-0.10 ±0.02) кпк-1 (r = -0.37 ±0.08, PN 1%).

Заметим, что практически все рассеянные скопления с возрастом менее 300 млн.

лет, то есть столь же молодые, как и цефеиды, находятся в пределах 11 кпк от галактического центра. Они демонстрируют практически такую же величину градиента, как и «кинематически холодные» скопления: d[Fe/H]/dRG = (-0. ±0.02) кпк-1 (r = -0.37 ±0.08, PN 1%). При этом более старые скопления показывают градиент меньше, чем молодые: d[Fe/H]/dRG = (-0.05 ±0.01) кпк- (r = -0.49 ±0.07, PN 1%). Обратим внимание, что этот результат противоречит обычно получаемому по старым рассеянным скоплениям более высокому значению радиального градиента, чем у молодых (см., например, [48] и ссылки в ней). Высокая величина градиента получается в результате ограничения диапазона галактоцентрических расстояний величиной 12 кпк, то есть если игнорируется то обстоятельство, что более далекие скопления демонстрируют более высокую металличность, чем скопления, лежащие в диапазоне (9 12) кпк (см. рисунок 2.5).

Рассмотрим ситуацию с вертикальным градиентом металличности для тех же объектов. На рисунке 2.6 приведены их диаграммы «расстояния от галактической плоскости (взятые по абсолютной величине) – металличность».

Рисунок 2.6 - Диаграмма «расстояние до галактической плоскости – металличность». Обозначения те же, что на рисунке 2.5.

Прямая регрессия указывает на наличие сильного отрицательного вертикального градиента металличности у скоплений: d[Fe/H]/dz = (-0.17 ±0.05) кпк-1 (r = -0.23 ±0.06, PN 1%). Примерно такие же, в пределах ошибок, величины градиентов получаются как у цефеид поля, так и у «кинематически холодных» скоплений (соответствующие регрессии не нанесены). Средняя же линия указывает на наличие скачкообразного уменьшения металличности на [Fe/H] -0.10 при переходе через |z| 180 пк (хотя скачок здесь значительно меньше по величине, чем в случае радиального градиента, но, как видно из рисунка, проявляется он также за пределами ошибок определения значений средних точек). Здесь явно выделяется сгущение точек ([Fe/H] -0.2; |z| 100 пк), практически полностью образуемое «кинематически холодными» скоплениями.

Итак, диаграммы «RG – [Fe/H]» и «|z| – [Fe/H]» демонстрируют одинаковую морфологическую структуру, заключающуюся в наличии на них сгущений металличных точек и скачкообразных уменьшений металличности при переходе от этих сгущений к более далеким расстояниям. Это, скорее всего, свидетельствует, что оба отрицательных градиента металличности обусловлены существованием среди рассеянных скоплений двух типов населений с различающимися металличностями и пространственными распределениями.

Проверка показала, что результаты и выводы остаются справедливы и в случае, если в качестве удалений скоплений от центра и плоскости Галактики использовать не их настоящие местоположения, а максимальные удаления точек их орбит от центра и плоскости Галактики.

Напомним, что в работах [47, 48] указывается на уменьшение наклона радиального градиента металличности при переходе через 12 кпк, однако мы полагаем, что корректнее все же говорить о скачке металличности, причем на более близком расстоянии, равном 9.5 кпк. Это следует из того, что, во-первых, аналогичный ступенчатый характер наблюдается и у вертикального градиента металличности, а во-вторых, оба скачка естественно объясняются одной причиной – существованием двух примерно равных по численности населений рассеянных скоплений (см. далее пункт 2.4).



Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 | 10 |   ...   | 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.