F=0.035M
пс-3. Получившиеся величин слегка превышают найденные для F-звезд в Kharadze et. al. (1989) (nF=0.002 пс-3), и в Аллен (1977) (F=0.035M пс-3). Мы полагаем, что в последних работах полная численность далеких F-звезд недооценивалась.|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://ip.rsu.ru/~marsakov/conf/paper1/conf1.htm
Дата изменения: Fri Feb 2 12:03:51 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 21:37:25 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п р п |
ШКАЛЫ ВЫСОТ ПОДСИСТЕМ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИСКА РАЗНОГО ВОЗРАСТА И МЕТАЛЛИЧНОСТИ
В. Марсаков, Ю. Шевелев
1997 in Structure and evolution of Stellar system Int. Conf. eg. T.A.Agekian, A.A Mullari, V.V. Orlov, Petrozovodsk, 1995, p.150-154
Параметры пространственной структуры галактических подсистем обычно находят либо подсчетом звезд на разных расстояниях, либо определением их полного количества до соответствующего расстояния с последующим моделированием вертикального распределения экспоненциальным законом. Основная неопределенность в этих методах возникает из-за проблемы определения расстояний до удаленных объектов. Чтобы исключить любую возможность подобных ошибок, мы предложили новый метод, использующий только ближайшие звезды с точно измеренными расстояниями и полными скоростями. Он основан на том, что все звезды пересекают плоскость диска несколько раз в течение одного оборота вокруг центра Галактики. Итак, мы попытались восстановить реальное распределение по высоте на солнечном галактоцентрическом расстоянии звезд таких подсистем диска, представители которых находятся в данный момент вблизи Солнца в количестве, достаточном для получения статистически надежных результатов.
В работе мы использовали нашу репрезентативную выборку близких звезд F2-G2 Marsakov & Shevelev (1995) где на основе опубликованных uvby-данных, собственных движений и лучевых скоростей определены фундаментальные звездные параметры. Наша выборка F-звезд в пределах 50 пс от Солнца является практически полной.
Мы можем определить точное положение плоскости диска из анализа распределения звезд выборки по Z-координате (Рис. 1а и, в особенности, молодых металличных звезд, - Рис. 1б), находящихся в вертикальном цилиндре с радиусом основания 30 пс (т.е. меньше радиуса полноты). Сплошные линии на рисунке являются аппроксимациями гистограмм полиномами. Расчеты показывают, что максимум находится на Z=-9+2 пс от Солнца в южном направлении. По нашему мнению это и является положением плоскости диска. Согласно Рис. 1а плотность F-звезд в плоскости Галактики составляет nF=0.029 пс-3, а соответствующая плотность массы - F=0.035M пс-3. Получившиеся величин слегка превышают найденные для F-звезд в Kharadze et. al. (1989) (nF=0.002 пс-3), и в Аллен (1977) (F=0.035M пс-3). Мы полагаем, что в последних работах полная численность далеких F-звезд недооценивалась.
Благодаря тому, что плоскость диска расположена вблизи Солнца, в нашей выборке имеются представители любой подсистемы Галактики. Звезды каждой подсистемы должны через некоторое время распределиться по своим орбитам случайным образом и занять такой же объем по высоте, какой занимают сейчас все объекты данной подсистемы на солнечном галактоцентрическом расстоянии. Почти у всех звезд диска орбиты "ящичные", поэтому за достаточно большое число оборотов каждая звезда попадет в любую точку вертикального цилиндра, проходящего через настоящее ее местоположение. Мы полагаем, что в цилиндре с основанием, определяемым радиусом используемой нами полной выборки, общее число звезд в подсистемы с такими же, как и у данной звезды, астрофизическими параметрами (металличность, возраст, скорость и т.д.) равно отношению полного времени нахождения звезды в цилиндре с высотой Zmax к времени нахождения ее внутри объема, занимаемого полной выборкой. (Zmax - максимальное удаление точек орбиты от плоскости Галактики.) Восстановленное распределение звезд подсистемы по высоте получается обработкой распределения по Zmax вычисленными весами (т.е. отношениями) и функцией плотности вероятности нахождения звезды в разных точках орбиты. Последняя процедура необходима для получения случайного распределения звезд на орбитах. Веса мы вычисляли основе расчета орбит звезд по модели Галактики, состоящей из балджа, диска и протяженного гало (более подробно о восстановлении Z-распределения см в Marsakov & Shevelev (1995b)).
На рис. 2 приведены три стадии восстановления Z-распределения для нашей полной выборки F-звезд: а - Zmax-распределение, b - Zmax-распределение с весами, c - восстановленное Z-распределение. Сплошная линия на рис. 2а - аппроксимация гис-тограммы зкспоненцциальным законом: n(Z)=Сexp(-Z/
), где - шкала высоты. Методом наименьших квадратов получилось: F2-G2=160+10 пс. Этот результат хорошо согласуется с Kharadze et. al. (1989), где: F0-G0=130+20 пс.
 | Рис. 1. Наблюдаемые распределения звезд разного возраста и металличности по Z-координате относительно Солнца: а - все звезды нашей выборки, б - молодые металличне звезды |
 | Рис. 2.Востановленное распределение по Z F-звезд диска: а - распределение по максимальному удалению от плоскости диска (Zmax) точек орбит звезд, лежащих в окресности Сонца в кубическом объеме со стороной 60 пс, и б - обработанная весами гисторгамма (а), отражающая распределение по Zmax звезд, лежащих на сонечном галактоцентрическом расстоянии в столбе с квадратным основанием со стороной 60 пс, в - окончательно восстановленное распредеение по Z звезд диска на солнечном галактоцентрическом расстоянии. На нижнем рисунке сплошной кривой показана аппроксимация распределения экспоненциальным законом и указана величина шкалы высоты с неопределенностью ее оценки. |
Мы также разделили всю выборку F-звезд на две группы по металличности значением [Fe/H]=-0.1 (центр функции металличности F-звезд) и затем каждую на две подгруппы по возрасту значением t=3 млрд. лет (медиана распределения по t) и определили для каждой шкалу высоты. Оказалось, что у молодой металличной подгруппы наименьшая шкала высоты (=100+5 пс), у старой малометалличной - наибольшая (=220+20 пс), а две другие подгруппы продемонстрировали одинаковые величины (=170+20 пс). Таким образом, дисковая составляющая Галактики сжимается в процессе эволюции и в каждый момент времени металличная подсистема имеет более высокую концентрацию к плоскости диска, чем малометалличная. Можно предположить, что на фоне общего сжатия галактического диска большая толщина малометалличной подсистемы звезд поддерживается падением на диск бедной металлами межгалактической материи.
Литература