Звездные скопления
<< 4.4 Кинематические звездные группы | Оглавление | 5.1 Переменные звезды в рассеянных скоплениях >>
4.5 О природе кинематических звездных групп
Еще Бок (1934), обративший внимание на отсутствие концентрации членов местных звездных потоков к центрам соответствующих звездных скоплений, движущихся вместе с ними, отметил сферичность этих группировок и сходство их линейных размеров с размерами области, содержащей звезды с известными лучевыми скоростями и собственными движениями. Иными словами, границы местных звездных потоков явно определяются эффектами селекции. Учитывая это обстоятельство, Бок пришел к выводу, что огромные движущиеся скопления являются просто выборками из гораздо более протяженных звездных потоков, границы которых недоступны нашим средствам исследования. Скопления, участвующие в движении потоков, уподоблялись Боком отдельным небольшим узлам, наблюдаемым в спиральных ветвях галактик или частях этих ветвей, т. е. звездных облаках. И подобно тому как нельзя было допустить, что звездные облака порождены этими узлами, так нельзя считать, что местные потоки являются следствием распада наблюдаемых в них звездных скоплений.
Если в больших газово-пылевых облаках или скоплениях отдельных небольших облаков, входящих в состав спиральных ветвей, начинается процесс звездообразования, стимулируемый спиральными ударными волнами (см., например, Пикельнер и др., 1976), то эти облака частично или полностью распадаются на звезды и звездные скопления. Очевидно, что скорости движения этих звезд и скоплений по их галактоцентрическим орбитам вначале будут очень близки к скоростям тех участков облаков, из которых они образовались.
Поскольку размеры данного облака или скопления облаков могут быть значительными, V-компоненты скоростей возникших из них звезд, находящихся на разных расстояниях R от центра Галактики, будут несколько различаться между собой. Если средняя звездная плотность образовавшегося при этом звездного облака окажется меньше критической, члены его будут постепенно рассеиваться вдоль средней орбиты облака. Процесс этот, в частности, рассмотрен в работах Вулли (1900; 1901; 1965). Звезды облака, имевшие меньшие R и, следовательно, большие V-компоненты скоростей, опередят остальные в своем движении вокруг центра Галактики, и в конце концов звездное облако растянется вдоль своей орбиты.
Вулли (1965) первым высказал идею о том, что звездные группы Эггена являются остатками старых спиральных ветвей, - вернее, отдельных участков этих образований, - их призраками, легкими следами, отражениями. Нетрудно видеть, что подобная идея фактически уже содержалась в изложенной выше работе Бока (1934), посвященной выяснению характеристик местных потоков. Согласно Вулли в околосолнечном объеме пространства мы можем наблюдать только те члены группы, которые имеют одинаковое значение V-компоненты скорости, ибо только эти члены имеют одинаковый период обращения вокруг центра Галактики и движутся в пространстве рядом. Чем больше времени проходит после образования звездного облака, часть которого в данный момент мы воспринимаем как звездную группу, тем более строгие ограничения Должны накладываться на значения V возможных членов группы, чтобы мы могли быть уверены в общности их происхождения.
По оценкам Вулли (1965), при начальном радиусе группы, равном 500 пс, возраст ее (t) и диапазон V-компонентов скоростей членов группы, наблюдаемых нами в окрестностях Солнца в настоящий момент, (Δ V) связаны соотношением
|
(4.7) |
где R - расстояние Солнца от центра Галактики. Принимая R = 10 кпс, Вулли находит, что для групп с возрастом 108, 109 и 1010 лет допускаемые значения ΔV равны ± 5, ± 0,5 и ± 0,05 км/с соответственно. Это значит, что для группы Гиад с возрастом от 3 · 108 до 1,1 · 109 лет допустимо различие компонентов скоростей V в пределах ± 1 км/с. Чем старше группа, тем меньше возможных ее членов может найти наблюдатель в своих окрестностях в данный момент, тем ближе должны быть друг к другу значения их скоростей V.
Поскольку члены кинематических групп движутся вокруг центра Галактики по квазистационарным орбитам и с течением времени продолжают оставаться вблизи этих орбит, следует признать, что кинематические звездные группы являются стационарными системами в той же степени, в какой стационарен любой метеорный рой, движущийся в Солнечной системе. Когда Солнце через один галактический год (∼ 2,3 · 108 лет) вернется в тот же район Галактики, где оно находится теперь, оно может встретиться с некоторыми из тех кинематических групп, которые содержатся в табл. 4.1. Только выборки членов этих групп будут уже другими.
Дальнейшее развитие теории движения членов кинематических звездных групп можно найти в работах Юана (1977), а также Юана и Ваксмана (1977), показавших, что члены кинематических групп, движущиеся в силовом поле Галактики вокруг ее центра, могут периодически расходиться и вновь сходиться как в физическом пространстве, так и в пространстве скоростей. Во время таких периодических возрождений кинематических групп, происходящих несколько раз за период обращения их членов вокруг центра Галактики, они могут регистрироваться наблюдателем, оказавшимся в месте "фокусировки" траекторий их членов.
Местами возникновения кинематических групп могут быть только те области галактического пространства, в которых сходятся члены групп при продолжении их траекторий в обратном направлении. Промежуток времени, требующийся членам группы, чтобы вернуться в этом воображаемом процессе к одному из мест их предыдущей фокусировки, может быть принят за возможный кинематический возраст группы.
Более детальное рассмотрение этих вопросов увело бы нас в сторону от основной темы настоящей монографии, ибо оно означало бы переход к изучению звездных облаков, образующих спиральную структуру Галактики, -облаков, несомненно, возникающих и существующих наряду со звездными скоплениями и независимо от них.
<< 4.4 Кинематические звездные группы | Оглавление | 5.1 Переменные звезды в рассеянных скоплениях >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
