Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://ip.rsu.ru/~marsakov/paper8/article8.htm
Дата изменения: Fri Feb 2 12:03:54 2007
Дата индексирования: Mon Oct 1 21:24:55 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п
T.Borkova, V.Marsakov, Distant globular clusters with anomalously small masses

О дефиците далеких массивных шаровых скоплений

T.V. Borkova and V.A. Marsakov

Bull. Spec. Astrophys. Obs., 2002, V.54, p61-65

PostScript-format, English

Abstract

     Найдено, что на плоскости "скорость диссипации - масса" резко выделяются 10 малометалличных шаровых скоплений аномально малой массы. Оказалось, что все они лежат далее 15 кпк от галактического центра, заметно моложе основной группы малометалличных скоплений, обладают аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме "молодого гало", т.е. предположительно захвачены Галактикой на разных стадиях своей эволюции. Обнаружена корреляция между возрастами, определенными по изохронам, и массами скоплений, лежащих на галактоцентрических расстояниях больше радиуса солнечной орбиты. Одновременно эти же скопления демонстрируют увеличивающийся дефицит далеких массивных скоплений с удалением от галактического центра. В итоге, между галактоцентрическими расстоянием и массами далеких скоплений наблюдается антикорреляция. У внутренних скопленийГалактики обе эти корреляции не обнаруживаются. Высказано предположение, что во внегалактическом пространстве в сжимающихся диффузных облаках протоскоплений создаются условия благоприятные для осуществления периода бурной диссипации со значительной потерей ими массы в виде образовавшихся звезд.


     Van den Berg (1998, 2000) обратил внимание на то, что все ему известные "молодые" шаровые скопления с возрастами на rovn 3 млрд. лет меньше, чем старейшие скопления такой же металличности, лежат на галактоцентрических расстояниях R > 15 кпк и имеют массы ниже средней. Отсюда он предположил, что начальный спектр масс, образующихся во внешнем гало Галактики шаровых скоплений, смещается со временем в сторону меньших масс. Независимо мы нашли (Боркова, Марсаков 2000), что средняя масса скоплений, расположенных внутри радиуса солнечной орбиты, несколько увеличивается, а во внешнем гало - заметно уменьшается с ростом галактоцентрического расстояния. Одновременно, в целом для всех скоплений Галактики наблюдается положительная корреляция между возрастом и массой. Причем скопления внешнего гало имеют заметно меньшие массы, чем скопления толстого диска даже среди наиболее молодых объектов (см. Рис. 12 и Табл. 2 в работе Боркова, Марсаков 2000). В настоящей работе это явление рассмотрено более подробно и сделана попытка его объяснения.

Fig. 1.—Зависимость массы от наблюдаемого галактоцентрического расстояния R (a) и от полной скорости диссипации n, вычисленной в работе Gnedin, Ostriker (1997) (б), для 145 и 119 шаровых скоплений Галактики соответственно. На диаграмме (а) пунктирной линией показан "конус выживания" согласно работе Сурдина и Архиповой (1998). Тонкие линии - прямые регрессии для областей внутри и вне радиуса солнечной орбиты, а цифры - соответствующие коэффициенты корреляции. Светлыми треугольниками выделены скопления, лежащие на Рис.1б ниже пунктирной линии. На Рис.1б величина n выражена в единицах, обратных времени Хаббла, принятому для удобства равным 10 млрд. лет. Светлыми значками (кружками и треугольниками) обозначены скопления, лежащие далее 15 кпк от центра Галактики. Сплошная линия регрессионная прямая для основной последовательности скоплений, а параллельная ей пунктирная - отделяет последовательность скоплений аномально малой массы, выделенных светлыми треугольниками. Рядом проставлены из названия.

     В качестве исходных данных мы использовали компилятивный ката- лог измеряемых характеристик шаровых скоплений Галактики Harris, 1996 и составленный на его основе (с привлечением других источников) сводный каталог фундаментальных параметров для 145 скоплений из статьи Боркова, Марсаков 2000. Для данной работы мы пересчитали параметры на основе обновленной версии каталога Harris, 1996, составленной на момент 22 июня 1999 г., где наибольшей ревизии подверглись расстояния и светимости скоплений внутренней области Галактики. Массу мы нашли из абсолютных интегральных звездных величин скоплений согласно отношению M/LV = 3, где масса M и светимость LV выражены в солнечных единицах. Следует, однако, иметь ввиду, что постоянство соотношения M/LV не во всех случаях выполняется. В частности, уменьшение светимости скоплений при данной массе будет наблюдаться в случае слабой населенности ветви красных гигантов. Точно так же масса далекого от галактического центра скопления может быть занижена, поскольку в нем может оказаться значительная доля маломассивных звезд из-за малого разрушающего воздействия центральных приливных сил. Рис. 1а показывает связь между галактоцентрическим расстоянием и массой скоплений. Штриховыми линиями ограничена область медленной эволюции шаровых скоплений, существование которой теоретически обосновано в работе Сурдина и Архиповой (1998). Верхняя линия соответствует критическому значению массы устойчивой для эффектов динамического трения, приводящему к замедлению массивного звездного скопления, движущегося сквозь звезды поля, и разрушению его в центре Галактики под действием приливных сил, а нижняя - для эффектов диссипации с учетом приливных "ударов" при пролете скоплений сквозь галактическую плоскость. С большой вероятностью можно сказать, что скопления, лежащие на диаграмме вне этой области, уже заканчивают свой жизненный путь. Сплошные линии на Рис. 1а представляют собой прямые регрессии, проведенные внутри и вне солнечной орбиты (Rsun = 8.5 кпк). Соответствующие коэффициенты корреляции указаны на рисунках. Видно, что во внутренней области ревизованные данные не обнаруживают изменения средней массы скоплений с увеличением расстояния от галактического центра. Зато во внешней области Галактики наблюдаемая антикорреляция отлична от нуля за пределами ошибок (r = 0.3 ± 0.1. Применение t-критерия показало,что несмотря на незначительную величину коэффициента корреляции, между массой и галактоцентрическим расстоянием шаровых скоплений во внешнем гало с доверительной вероятностью 95% имеет место корреляция. Причем, наклон регрессии не уменьшается, а коэффициент корреляции остается за пределами ошибок больше нуля, даже если исключить шесть самых далеких точек на диаграмме. Согласно Сурдину и Архиповой (1998), столь далекие скопления не подверглись значительному воздействию диссипации и динамического трения, поэтому во внешнем гало сохранилось почти без изменения начальное распределение скоплений по массам. Другими словами, за пределами орбиты Солнца скопления любой наблюдаемой массы сохраняются дольше возраста Галактики. Таким образом возникает вопрос, почему вовнешнем гало с увеличением галактоцентричекого расстояния наблюдается увеличивающий дефицит массивных шаровых скоплений (практически пустой правый верхний угол на диаграмме).

      Современная теория динамической эволюции шаровых скоплений дает возможность оценить скорость потери массы для большого числа скоплений. В частности, в работе Gnedin and Ostriker (1997) вычислены скорости диссипации 119 скоплений в результате совместного действия звездно-звездной релаксации, приливного разрушения и ударного взаимодействия с диском и балджем. Передачей энергии скоплениям в результате взаимодействия их с гигантскими молекулярными облаками авторы пренебрегли, следуя выводам работы Chernoff et al. (1986) . Недостающие для вычисления галактических орбит тангенциальные компоненты скоростей для каждого скопления Gnedin and Ostriker (1997) получили статистическим путем из кинематической модели системы галактических шаровых скоплений. В недавно опубликованной работе Dinescu et al. (1999) вычислены скорости диссипации 38 шаровых скоплений с измеренными тангенциальными и лучевыми компонентами пространственных скоростей. Авторы отмечают в целом неплохое согласие с результатами Gnedin and Ostriker (1997). Поэтому, чтобы сохранить возможно большее число используемых скоплений, мы посчитали возможным воспользоваться здесь результатами вычислеия скоростей диссипации Gnedin and Ostriker (1997). На Рис. 1б приведена зависимость массы скоплений от полной скорости их диссипации n. Светлыми значками обозначены скопления, находящиеся в настоящий момент на расстоянии R > 15 кпк от галактического центра. Видно, что в целом наблюдается довольно уверенное уменьшение средней массы с увеличением скорости диссипации. Однако при этом резко отделяется параллельная основной довольно узкая последовательность, состоящая из 10 далеких скоплений. Массы их приблизительно на порядок меньше средних масс скоплений при том же значении n. Эти 10 скоплений выделены на Рис. 1 светлыми треугольниками. В выборку Dinescu et al. (1999) попало только одно скопление аномально малой массы (Pal 3) и на диаграмме скорость диссипации - масса, построенной по данным этой работы, оно на такую же величину отклоняется вниз от основной зависимости.

     Интересно, что три из выделенных скоплений аномально малой массы обычно приписывают сфероидальной карликовой галактике Sagittarius. Это скопления Arp 2, Ter7 и Pal 12. Они лежат очень близко друг от друга и находятся на расстоянии примерно 18 кпк от центра Галактики. Кроме них там же расположены еще два скопления из той же галактики - Ter 8 и NGC 6715. Они не попали в нашу группу скоплений аномально малой массы. Хотя масса Ter 8 такая же, как у трех выделенных скоплений, но для него не определена скорость диссипации. Масса же скопления NGC 6715 на два порядка больше. На рис.1а выделяется группа из пяти скоплений с R rovn 100 кпк и log(M/Msun) rovn 4.5, но на самом деле они лежат друг от друга на расстояниях в несколько десятков килопарсек. Столь же далекое, но массивное скопление NGC 2419 имеет очень низкую центральную плотность, характерную более для скоплений малых масс (log ( r ) = 1.5), при среднем значении логарифма плотности для всех скоплений Галактики равном примерно трем). У выделенных нами скоплений аномально малой массы это значение равно ~0.2.

Fig. 2.—Зависимость массы от возраста для скоплений, лежащих внутри (а) и вне (б) солнечной орбиты. Прямые - среднеквадратичные регрессии, а цифры - соответствующие коэффициенты корреляции. Светлыми треугольниками на диаграмме (б) обозначены скопления аномально малой массы, те же, что на Рис. 1б.

      Проверим возрасты скоплений, попавших в эту группу, а также су- ществование среди "молодых" скоплений масс выше средней по всей выборке? Интересно также посмотреть, существует ли временной тренд средней массы скоплений, отдельно внутри и вне солнечной орбиты? Для этого воспользуемся возрастами из нашей работы (Боркова, Марсаков 2000), где на основе приведенных в единую шкалу возрастов из 47 литературных источников и 336 индивидуальных определений вычислены средние взвешенные оценки возрастов для 63 шаровых скоплений. При усреднении была применена двухступенчатая итерационная процедура с присвоением веса как каждому используемому источнику возрастов скоплений, так и каждому отдельному определению индивидуального возраста. Внутренняя точность полученных оценок равна ± 0.9 млрд. лет. В данной работе в дополнение к исходному списку мы вычислили возрасты еще для 14 скоплений. Диаграммы t - log(M/Msun) представлены на Рис. 2. Во внутренней области Галактики изменение массы от возраста скоплений не наблюдается. Коэффициент корреляции в пределах ошибок равен нулю, см. цифры на Рис.2а. Во внешней же области корреляция оказывается довольно высокой (r = 0.6 ± 0.1), причем она остается значимой (r = 0.4 ± 0.1) даже если исключить из рассмотрения четыре самых молодых скопления (т.е. точки, далеко отстоящие от центра распределения). Надо сказать, что в наиболее часто используемом методе, когда возрасты шаровых скоплений оцениваются по светимостям звезд точек поворота, разница в возрастах между скоплениями с разным содержанием тяжелых элементов очень сильно зависит от принимаемой связи между светимостью и металличностью звезд горизонтальной ветви. Поэтому более молодой возраст сравнительно богатых металлами шаровых скоплений все еще ставится под сомнение. Методом оценки возраста по эффективной температуре звезд точки поворота, предполагающим совпадение положений ветвей красных гигантов скоплений одинаковой металличности, получают только разницу в возрастах между сравниваемыми скоплениями. Относительные возрасты в этом случае получаются более достоверными. Возрасты, выделенных на Рис. 1б скоплений аномально малой массы, получены обоими методами примерно в полутора десятках работах. И оба метода указывают на их меньший возраст по сравнению с большей частью малометалличных скоплений.

     Наличие во внешнем гало явно выраженной корреляции между массой и возрастом предполагает смещение со временем начального спектра масс шаровых скоплений в маломассивную сторону. Действительно, довольно массивные скопления на Рис. 2б появляются только при t rovn 12 млрд. лет. Однако обратим внимание, что в диапазоне возрастов (12 -- 14 млрд. лет) наблюдаются скопления в широком диапазоне масс и все скопления этого возраста с относительно большими массами (NGC 362, 1851, 3201, 6981, IC 4499, и Rup 106) лежат в диапазоне галактоцентрических расстояний (9 -- 18) кпк, тогда как маломассивные скопления (Pal 3, 4, 5, 13, 14, Arp 2 и Pyxis) находятся намного дальше - (18 -- 102) кпк. Значит при одинаковом возрасте определяющим фактором, обуславливающим малую массу скоплений, является их удаленность от галактического центра.

      Итак, уменьшение средней массы шаровых скоплений с уменьшением их возраста наблюдается только во внешних областях Галактики. Внутренние скопления такого эффекта не обнаруживают. Заметим, что все выделенные нами 10 далеких скоплений аномально малой массы оказались более молодыми и при средней металличности < [Fe/H] > = -1.36 ± 0.14 обладают аномально красными горизонтальными ветвями (кроме Arp 2), нетипичными для генетически связанных с Галактикой шаровых скоплений. Все они относятся к подсистеме "молодого гало", т.е. предположительно захвачены Галактикой на разных стадиях своей эволюции (см. Zinn (1993), Da Costa and Armandroff (1995)). Похоже, что только вдали от центра Галактики создаются условия, приводящие к образованию шаровых скоплений с аномально малой массой. Причем, чем дальше от центра Галактики, тем чаще эти условия реализуются: почти все (пять из шести) скопления с R > 60 кпк имеют массы в несколько раз меньше средней по Галактике. Повидимому, здесь может оказаться эффективен один из известных нам механизмов - это предсказанный Агекяном (1962) процесс бурной диссипации шаровых скоплений, в результате которого за очень короткое время они могут потерять большую часть своей массы. Он вызван тем, что на стадии конденсации массивного диффузного облака протоскопления каждая звезда, образовавшаяся внутри него, под действием общего притяжения облака устремляется к его центру. При прохождении около центра инерции скопления часть звезд успевает настолько ускориться, что покидает его. При этом процент "испарившихся" из скопления звезд зависит от степени первоначальной сферичности протоскопления. Наиболее "правильную" форму в состоянии приобрести только протоскопления, формирующиеся на значительном удалении от любых массивных объектов, в том числе и от центра Галактики. Существование во внешнем гало весьма богатых звездами более старых скоплений в этом случае можно объяснить тем, что эти скопления (расположенные, в основном, значительно ближе к галактическому центру, чем более молодые) формировались в условиях довольно тесного взаимодействия с другими массивными объектами и на стадии протооблака так и не приобрели правильной сферической формы. (Единственное известное очень далекое массивное скопление NGC 2419 является не только более старым, но и его центральная плотность, как уже отмечалось, соответствует больше плотности маломассивных скоплений.) В противоположность им более молодые скопления захвачены Галактикой из относительно малонаселенной, более удаленной области внегалактического пространства, где они на начальной стадии эволюции потеряли значительную долю массы. При таком объяснении становится понятен дефицит массивных скоплений на больших галактоцентрических расстояниях. Несколько затрудняет такое объяснение большой диапазон металличностей, перекрываемый нашими скоплениями аномально малой массы (-1.8 < [Fe/H] < -0.6). Однако, два скопления с [Fe/H] > -1.0 принадлежат Sagittarius, а еще одно - самое молодое и одновременно самое маломассивное скопление Pal 1 - с одинаковым успехом можно отнести как к шаровым, так и к рассеянным скоплениям (Van den Berg, 2000). Остальные семь маломассивных скоплений имеют ме-талличности близкие к [Fe/H] rovn -1.6 с sigma[Fe/H] rovn 0.1.

      Конечно, отдельно взятая каждая из рассмотренных здесь корреляций оказывается малодоказательной из-за малого числа наблюдаемых скоплений и больших ошибок в определении их параметров. Тем не менее, поскольку расстояния, массы, возрасты, лучевые скорости и морфологическое строение горизонтальных ветвей скоплений определяются независимо - совокупность всех результатов свидетельствует, что во внешнем гало действительно существует выделенная группа маломассивных шаровых скоплений. Для уверенного вывода о том, связан ли дефицит массивных молодых шаровых скоплений на периферии Галактики с изменением начальной функции масс этих объектов от возраста или с сущестовованием фазы бурной диссипации в их эволюции, необходимо измерение собственных движений далеких скоплений. Вычисленные на их основе элементы галактических орбит позволят определить предположительные места формирования и надежно оценить скорости диссипации каждого скопления.

ACKNOWLEDGMENTS

     Работа выполнена при поддержке РФФИ, грантов 00-02-17689 и 02- 02-06911

REFERENCES

E-Mail:marsakov@ip.rsu.ru