Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.7.4.html

7.4 Рассеянные звёздные скопления в Галактике

Лекция 7. Рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации

7.4 Рассеянные звёздные скопления в Галактике

Рассмотрим некоторые свойства рассеянных звёздных скоплений как подсистемы Галактики и, прежде всего, какое место занимают в ней эти объекты. Для этого разделим скопления на три группы по величинам десятичных логарифмов возраста, назвав их группой молодых скоплений (lg t < 7.2), группой скоплений среднего возраста (7.2 < lg t < 8.9) и группой старых скоплений (lg t > 8.9). Но сначала рассмотрим частотное распределение возрастов РЗС. Это распределение, построенное по данным упоминавшегося выше <Однородного каталога параметров рассеянных скоплений>, показано на рис. 7-7. Учитывая, что распределение построено в логарифмическом масштабе по оси абсцисс, мы видим, что молодых рассеянных скоплений больше, чем скоплений среднего возраста, а скоплений среднего возраста существенно больше, чем старых скоплений. Такое распределение отражает тот факт, что скопления постепенно теряют звёзды за счёт динамических эффектов: взаимодействуя друг с другом, некоторые звёзды приобретают скорости, большие, чем скорость отрыва, и покидают скопление.

Рассмотрим распределение РЗС по z-координате. На рис. 7-8 представлено распределение самых молодых скоплений в плоскости (z, R), где R - расстояние скопления от оси вращения Галактики. Хорошо видно, что все молодые рассеянные скопления расположены вблизи плоскости Галактики, максимальная z-координата здесь не превосходит 200 пк, что близко к характеристикам распределения поглощающей материи, рассмотренного в предыдущей Главе. Так как скопления этой группы имеют возрасты менее 15 миллионов лет, то они не могли далеко удалиться от мест их рождения, и их видимое пространственное распределение отражает распределение материи, из которой они произошли. Можно сделать вывод, что в настоящее время звёздообразование в нашей Галактике происходит в очень тонком, по сравнению с диаметром Галактики, слое вблизи галактической плоскости. На рис. 7-9 показано распределение по z-координате скоплений среднего возраста. На этом рисунке мы видим, что и максимальная z-координата и среднее расстояние от плоскости Галактики у рассеянных скоплений среднего возраста заметно больше, чем у молодых. У таких скоплений расстояние от плоскости Галактики может достигать 600 пк.

Еще больше отходят от плоскости Галактики наиболее старые рассеянные скопления, что показывает распределение на рис. 7-10. Максимальная z-координата для таких скоплений достигает 2.2 кпк. У распределения по z-координате старых скоплений даже не заметна концентрация к плоскости Галактики, и это наводит на мысль, что быстрее разрушаются те скопления, которые движутся вблизи галактической плоскости. Альтернативой высказанной гипотезе служит предположение, что ранее скопления рождались в более толстом слое вокруг плоскости Галактики, чем в настоящее время.

Рассмотрим распределение рассеянных звездных скоплений разного возраста в проекции на плоскость Галактики. На рис. 7-11 показано такое распределение для молодых РЗС. На этом рисунке Солнце имеет координаты (0,0) и располагается в центре рисунка, а направление на центр Галактики - справа. Из рисунка видно, что распределение молодых скоплений в плоскости Галактики неравномерно, они тяготеют к некоторым протяженным структурам. Эти структуры отождествляют, по аналогии с другими галактиками, с тремя отрезками спиральных ветвей. Традиционно эти отрезки имеют названия согласно расположению на небе объектов, связываемых с этими структурными элементами: I - ветвь Киля-Стрельца, II - рукав Ориона, III - ветвь Персея. Солнце расположено на внутреннем крае рукава Ориона. Фактически, молодые рассеянные скопления являются главным поставщиком сведений о спиральной структуре нашей Галактики. Такое распределение молодых РЗС говорит о том, что большинство, если не все, РЗС образуются в спиральных ветвях, так что именно спиральные ветви являются местами активного звездообразования в нашей Галактике. На рис. 7-12 показано распределение проекций на галактическую плоскость скоплений среднего возраста. Здесь можно заметить следы той же спиральной структуры, что видна на рис. 7-11, однако следы эти едва заметны. Последнее, по-видимому, связано с тем, что скопления случайным образом уходят со временем от мест своего рождения, так что информация о структуре в начальных положениях скоплений постепенно теряется.

На рис. 7-13 показано то же распределение для старых скоплений. Здесь какой-либо структуры уже заметить не удается. Легко оценить, за какое время скопления могут потерять информацию о пространственной структуре, образовавшейся в момент их рождения, имея в виду, что 1 км/с ≈ 1.021 пк/млн. лет. Средняя пекулярная скорость скоплений (случайная составляющая пространственного движения скоплений) по данным наблюдений равна 5-7 км/с. Тогда за сто миллионов лет среднее скопление может уйти от места своего рождения приблизительно на 500 - 700 пк. Так как расстояние между отрезками спиральных ветвей (см. рис.7-11) около одного килопарсека, то как раз 100 млн. лет и есть характерное время замывания первоначально существовавшей структуры в пространственном распределении РЗС.