WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 9 ] --

На рисунке 2.7 приведена диаграмма «RG – [Mg/Fe]» для рассеянных скоплений (открытые кружки). Видим, что из-за большого разброса величин среди скоплений, зависимость между их галактоцентрическим [Mg/Fe] положением и содержанием магния оказывается незначимой (r = 0.21 ±0.13, PN = 12%), хотя величина радиального градиента относительного содержания магния немного отличается от нуля за пределами ошибок: d[Mg/Fe]/dRG = (0. ±0.005) кпк-1. (Если же для рассеянных скоплений использовать максимальные радиусы их орбит, то градиент вообще исчезает.) Рисунок 2.7 – Диаграмма «галактоцентрическое расстояние - [Mg/Fe]». Открытые кружки – скопления, крестики – звезды поля тонкого диска.

Из-за малого количества определений содержаний магния в скоплениях отследить статистически значимое существование скачка на зависимости не удается, однако средняя линия демонстрирует хорошо прослеживаемый излом зависимости в окрестности RG 9.5 кпк. Обратим внимание, что у всех «кинематически холодных» скоплений наблюдаются низкие относительные содержания магния [Mg/Fe] 0.15.

Радиальный градиент магния по нашей выборке звезд поля тонкого диска, которые для сравнения нанесены на рисунке 2.7 крестиками, не отслеживается (PN = 75%). Поскольку все звезды в этом каталоге близкие, для них пришлось использовать апогалактические радиусы их орбит, предполагая, что они образовались именно на этих расстояниях.

На рисунке 2.8 приведена диаграмма «|z| – [Mg/Fe]» для рассеянных скоплений. Корреляция здесь получилась столь же незначимая (r = 0.23 ±0.13 и PN = 9%), хотя небольшой наклон также прослеживается - d[Mg/Fe]/dz = (0. ±0.03) кпк-1.

Рисунок 2.8 - Диаграмма «расстояние до галактической плоскости – относительное содержание магния». Обозначения те же, что на рисунке 2.7.

Средняя линия здесь так же, как на рисунке 2.6, обнаруживает скачок, но амплитуда его не выходит за ошибки средних, и наблюдается он при большем значении |z|. Для близких звезд поля тонкого диска величина вертикального градиента относительного содержания магния получается несколько больше:

(d[Mg/Fe]/dZmax)зв = (0.11 ±0.03) кпк-1 (r = 0.24±0.06 и PN 1%). Выделенные нами «кинематически холодные» скопления не показывают никакой корреляции, поскольку, с одной стороны, по определению не могут находиться на больших расстояниях от галактической плоскости, а с другой – среди них наблюдается значительный разброс по относительным содержаниям магния.

2.4 Стратификация рассеянных скоплений по населениям Как известно, звезды галактического поля демонстрируют корреляции между пространственным положением, элементами орбит, химическим составом и возрастом. Эти корреляции возникли из-за значительных различий между всеми перечисленными параметрами у четырех подсистем Галактики: тонким диском, толстым диском, собственным гало и аккрецированным гало (см., например, [41, 66, 67]). Причем первые три подсистемы являются генетически связанными, то есть их объекты образовались из межзвездного вещества единого протогалактического облака. Различия параметров между этими подсистемами обусловлены химической и динамической эволюцией межзвездного вещества этого коллапсирующего протооблака. Звезды же четвертой подсистемы родились в карликовых галактиках-спутниках, распавшихся впоследствии под действием приливных сил Галактики. Эти звезды образовались из вещества, испытавшего отличную от галактической химическую эволюцию [67].

В отличие от звезд поля, все рассеянные скопления образовались из межзвездного вещества тонкого галактического диска, и, таким образом, все они изначально состоят (по крайней мере, частично) из вещества единого протогалактического облака. Однако описанные выше свойства рассеянных скоплений однозначно указывают на неоднородность этого населения в Галактике. Так, с одной стороны, среди них можно выделить две группы согласно пространственно-кинематическим параметрам. Первая группа - это скопления с орбитами, близкими к круговым и недалеко отходящими от галактической плоскости (как у молодого населения тонкого диска). Тогда как вторая скопления с весьма вытянутыми и высокими орбитами, характерными для объектов толстого диска и даже гало. А с другой стороны, скопления можно разделить на две группы и по общему содержанию в их звездах тяжелых элементов. Главными предпосылками к такому разделению являются бимодальность их распределения по металличности (см. рисунок 1.6 Главы 1) и их положение на диаграмме «возраст – металличность» выше и ниже нижней огибающей для звезд поля (см. рисунки 2.1 и 2.2).

Хотя группы по металличности и элементам галактических орбит взаимно перекрываются, но полного соответствия между ними нет, поэтому скопления с проблемным происхождением мы будем выделять независимо по этим двум параметрам. Назовем скопления с низкими круговыми орбитами (то есть удовлетворяющие критерию (Z2max + 4e2)1/2 0.35) и одновременно лежащие на диаграмме «возраст – металличность» выше нижней огибающей для звезд поля галактическими или «тонким диском». И наоборот, скопления с нехарактерной для звезд тонкого диска малой металличностью, а также скопления с вытянутыми высокими орбитами – пекулярными.

К этой группе мы добавили 31 скопление, для которых не определены элементы орбит, но в настоящее время они находятся на удалении |z| 0.35 кпк от галактической плоскости, заведомо удовлетворяя используемому выше кинематическому критерию. По принятому определению в пекулярную группу попадают и скопления, для которых не найдены или элементы орбит, или металличности.

Из 264 рассеянных скоплений с известной металличностью 90 оказались с нехарактерно низкой для звезд тонкого диска величиной [Fe/H]. При этом таких малометалличных скоплений имеют кинематику, как у звезд тонкого диска, тогда как 17 скоплений имеют орбиты, характерные для толстого диска и гало Галактики. У 43 малометалличных скоплений элементов орбит нет, но 13 из них имеют |z| 0.35 кпк. 27 скоплений с высокой металличностью имеют вытянутые высокие орбиты и еще 18 лежат далеко от галактической плоскости. Всего в пекулярную группу попадает 182 скопления.

Разброс орбитальных параметров среди пекулярных скоплений оказался столь велик, что мы выделили в отдельную группу скопления, у которых характеристическая величина (Z2max + 4e2)1/2 2.3, то есть почти на 3 превышает среднее значение для группы пекулярных скоплений. Основная часть пекулярных скоплений составляет группу «толстого диска», тогда как в отдельную группу «гало», были выделены шесть скоплений - Berkeley 20, Berkeley 21, Berkeley 29, Berkeley 31, Berkeley 33 и Berkeley 99. При этом оказалось, что скопление Berkeley 29 вообще имеет ретроградное вращение вокруг галактического центра, а это однозначно указывает на внегалактическую природу объекта.

Понятно, что разнесение скоплений по подсистемам Галактики чисто условное в том смысле, что эти три группы только оккупируют в пространстве Галактики соответствующие ее одноименным подсистемам области. Но на самом деле все они, конечно же, образовались в разное время в тонком галактическом диске главным образом из его межзвездного вещества, получившего в ряде случаев примесь вещества с иным химическим составом и дополнительный импульс, который, с одной стороны, привел к звездообразованию, а с другой придал начальную скорость образовавшемуся скоплению. В зависимости от природы источника этого импульса орбиты и химический состав скоплений будут различаться.

Представляется менее вероятной гипотеза, согласно которой эти скопления образовались на расстояниях максимальных удалений точек своих орбит от галактической плоскости, поскольку там плотность межзвездного вещества на порядок меньше, чем в пределах нескольких десятков парсеков, и звездообразование при такой плотности вряд ли возможно.

Принадлежность скоплений населениям «тонкого диска», «толстого диска»

и «гало» обозначено в нашем каталоге цифрами «1», «2» и «3» соответственно (см. Главу 1), а характерные параметры для выделенных населений рассеянных скоплений приведены в таблице 2.1, где в скобках указано число скоплений, по которым параметры определялись.

В таблице 2.1 нас в первую очередь интересуют не абсолютные значения приведенных параметров, а лишь сравнительные характеристики населений рассеянных скоплений, поскольку некоторые из этих величин могут быть искажены эффектами наблюдательной селекции. Чтобы иметь представление, насколько они влияют на величины средних параметров, мы в двух крайних столбцах приводим соответствующие величины для скоплений «тонкого» и «толстого» дисков, лежащих ближе 1 кпк от Солнца, поскольку в этих пределах селекция минимальна [9].

Принимая во внимание селекцию для далеких скоплений и очень низкую надежность средних значений для близких пекулярных скоплений (из-за их малой численности), мы приводим ниже лишь качественное описание различий.

Обратим внимание, что согласно предложенной схеме стратификации в нашем каталоге количество пекулярных рассеянных скоплений получилось более чем в полтора раза больше, чем галактических. Однако столь высокий процент пекулярных скоплений в нашей выборке получился из-за селекции в пользу скоплений, расположенных на высоких галактических широтах, поскольку для них легче определяются расстояния и металличности.

Действительно, среди более 2000 уже обнаруженных в оптическом диапазоне рассеянных скоплений [11], подавляющая их доля лежит вблизи галактической плоскости. В итоге реальная доля пекулярных скоплений вряд ли превышает треть от их общей численности.

Различие по металличности получилось ожидаемое: у галактических скоплений металличность практически солнечная, тогда как у скоплений «толстого диска» она примерно в два с половиной раза меньше. При этом дисперсия металличности у второй группы много больше.

Таблица 2.1 - Характерные параметры трех населений рассеянных скоплений.

Параметры Галактические Пекулярные скопления Близкие скопления (d 1кпк) вполне объясняемое различие относительных содержаний магния в большую сторону у скоплений «толстого диска». При еще меньшей металличности у скоплений «гало» среднее относительное содержание магния в этой группе не увеличилось, а даже слегка уменьшилось, по сравнению с «толстым диском».

Распределение скоплений разных населений показано на диаграмме «[Fe/H] – [Mg/Fe]» (рисунок 2.9).

Рисунок 2.9 - Диаграмма «металличность – относительное содержание магния»

для рассеянных скоплений. Открытые звездочки – скопления «тонкого диска», открытые кружки – скопления «толстого диска», открытые ромбики – скопления «гало», косые крестики – скопления без элементов орбит, прямые крестики – Средний возраст и дисперсия возрастов у скоплений «толстого диска»

получились за пределами ошибок больше, чем у скоплений «тонкого диска».

Заметим, что при t 1 млрд. лет 70% скоплений являются пекулярными. Еще больший возраст (а также и еще большая его дисперсия) получился у скоплений «гало». Здесь надо помнить, что основная масса рассеянных скоплений большого возраста в каждой группе уже успела разрушиться, и разница в возрастах указывает только на степень выживаемости скоплений с разными орбитами.

Средняя масса и ее дисперсия у скоплений «толстого диска» получились за пределами ошибок больше (правда, у близких скоплений различия меньше, но это, скорее всего, смещенные оценки, поскольку данные о физических параметрах имеются только для десяти пекулярных скоплений). На диаграмме «RG – lg(M/M )» (рисунок 2.10) можно рассмотреть не только распределения по массе скоплений «тонкого» и «толстого» дисков, но и проследить увеличение нижней границы массы с удалением от солнечного галактоцентрического радиуса в обе стороны.



Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 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.