t=0.90&177;0.03 млрд. лет.|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://ip.rsu.ru/~marsakov/conf/paper2/conf2.htm
Дата изменения: Fri Feb 2 12:03:51 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 21:35:54 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п р п р п р п р п |
Сценарий ранней истории Галактики по генетически связанным шаровым скоплениям.
Боркова Т.В., Марсаков В.А.
2000, в "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики" Межд. конф., повящ. Б.В.Кукаркину, Москва, 25-29 октября, 1999, ГАИШ МГУ.
Еще совсем недавно считалось, что шаровые скопления (ШС) составляют однородную группу и являются типичными представителями сферической подсистемы Галактики. Однако последние исследования предполагают не только многокомпонентность их населения, но и существование среди них большого количества скоплений, захваченных Галактикой из внегалактического пространства. Уже первые исследования функции металличности ШС в 1976 которые Марсаков и Сучков (1976) провели по каталогу Кукаркина обнаружили провал в окрестности [Fe/H] = -1.0, разделивший все ШС на две дискретные группы, резко различающиеся пространственно-кинематическими характеристиками. В 1985 г. выводы о существовании среди ШС малометалличной, сферически симметричной, медленно вращающейся подсистемы гало и более металличной, плоской, быстро вращающейся подсистемы толстого диска сделал Зинн (1985). Миронов и Самусь (1974) обнаружили неоднородность ШС по данным о строении их горизонтальных ветвей (ГВ). А Зинн (1993) показал, что именно по морфологии ГВ малометалличные скопления разбиваются на две подгруппы. А именно: ШС с более красными ГВ при данном [Fe/H] находятся преимущественно вне солнечного радиуса орбиты, обладают большими дисперсиями скоростей, многие с ретроградными орбитами и в среднем моложе, чем скопления с более голубыми ГВ, концентрирующимися внутри солнечного круга. Полагают, что именно последние ШС (объединенные в старое гало) и представляют собой подсистему, сформированную вместе с Галактикой, равно как и металличные скопления подсистемы толстого диска. Скопления же молодого гало, являясь случайно захваченными объектами, не отражают этапы эволюции протогалактического облака.
Основой настоящей работы явился компилятивный каталог однородных параметров ШС Харриса (1996), в который включены все измеряемые параметры для 147 скоплений. Отсутствующие в каталоге возрасты мы вычислили для 63 ШС по 47 источникам (приведенным предварительно в единую шкалу) с 336 индивидуальными определениями как средневзвешенные, присвоив веса как каждому источнику, так и каждому индивидуальному определению возраста. Внутренняя точность наших определений оказалась t=0.90&177;0.03 млрд. лет.
Металличные скопления толстого диска отделились резким провалом, расположенным в точке [Fe/H]=-1.02. Почти все они оказались с экстремально красными ГВ. В старое гало мы включили только ШС с экстремально голубыми ГВ. Таким образом, мы исключили из дальнейшего рассмотрения скопления с ГВ промежуточного цвета, оставив только те, которые с большой вероятностью образовались вместе с Галактикой. Подробнее о стратификации скоплений на подсистемы см. в Боркова и Марсаков (2000).
 | Рис. 1. Диаграммы распределения а) металличности, б) возрастов подсистем шаровых скоплений толстого диска и старого гало |
На Рис.1а приведена функция металличности ШС толстого диска и старого гало. Она представляет собой два примерно одинаковых нормальных распределения с отчетливо выраженным пробелом между ними шириной 
[Fe/H]
0.2 dex. Распределение этих же скоплений по возрастам также демонстрирует две практически непересекающихся нормали (Рис. 1б). Из рисунка следует, что дисперсия возраста у скоплений гало практически совпадает с ошибкой его определения (
t=0.8±0.2 млрд. лет). Среди скоплений диска разброс в возрастах заметно больше (t=1.4±0.3 млрд. лет). Другими словами, скопления гало образовались практически одновременно, а в диске для этого потребовалось по крайне мере несколько млрд. лет. Разрыв в возрастах между подсистемами если и есть, то он может быть, замыт ошибками определения возрастов.
 | Рис. 2.Зависимости от возраста металличности (а), галактического расстояния (б), модуля расстояния от галактической плоскости (в) и массы скоплений (г) для этих двух подсистем. |
На Рис. 2 приведены зависимости от возраста металличности (а), галактического расстояния (б), модуля расстояния от галактической плоскости (в) и массы скоплений (г) для этих двух подсистем. Прямые на рисунках - среднеквадратичные регрессии для каждой подсистемы в отдельности (сплошные) и для Галактики в целом (пунктир). Коэффициенты корреляции свидетельствуют, что для Галактики в целом на высоком уровне значимости существуют только первые две зависимости. Внутри же отдельно взятой подсистемы значимые величины коэффициентов корреляции получаются только для толстого диска в зависимостях от возраста галактоцентрического расстояния и массы скоплений (в последнем случае без учета 47 Tuc).
 | Рис. 2.Таблица характеристических параметров подсистем шаровых скоплений. |
В таблице приведены характерные параметры подсистем, полученные по выделенным нами шаровым скоплениям. Здесь X0, Y0, Z0 - шкалы длин и высоты соответствующих подсистем; V - дисперсия остаточных скоростей ШС; d[Fe/H]/dR и d[Fe/H]/d|Z| -радиальный и вертикальный градиенты металличности; lg M/M
- логарифм массы в солнечных единицах. Налицо различие большинства параметров подсистем за пределами ошибок.
Анализ полученных свойств приводит к следующему сценарию ранней эволюции Галактики. Первые ШС образовались уже когда протогалактика сколлапсировала до R12 кпс. Подсистема старого гало образовалась за короткое время, поэтому мы не в состоянии проследить изменение со временем ни ее размеров ни металличности. Скачок химических и пространственно-кинематических характеристик ШС при переходе к толстому диску свидетельствует скорее всего о существовании достаточно длительной задержки звездообразования. Задержка позволила протогалактике существенно обогатиться тяжелыми элементами, частично перемешать их и сколлапсировать до значительно меньших размеров. В результате образовалась богатая металлами, довольно плоская, быстро вращающаяся и с малой дисперсией скоростей подсистема толстого диска. Похоже, что ни металличность, ни толщина толстого диска со временем не менялись. Вначале звездообразование началось на самых далеких R. При этом более далекие ШС оказались несколько меньшей массы. Продолжающийся коллапс газопылевой протогалактики после окончания формирования старого гало привел к увеличению угловой скорости вращения и быстрому сплющиванию будущей подсистемы. Межзвездная среда, однако, не успела глубоко перемешаться, что привело к сильному отрицательному градиенту металличности в этой подсистеме.
Литература