 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.8.4.html |
Лекция 8. Шаровые звёздные скопления
8.4 Пространственное распределение шаровых скоплений в Галактике
Наиболее яркая черта пространственного распределения шаровых скоплений в Галактике - сильная концентрация к ее центру. На рис. 8-8 показано распределение шаровых скоплений на всей небесной сфере, здесь центр Галактики находится в центре рисунка, северный полюс Галактики - вверху. Не заметно зоны избегания вдоль плоскости Галактики, так что межзвёздное поглощение в диске не скрывает от нас значимого количества скоплений.
На рис. 8-9 приведено распределение шаровых скоплений вдоль расстояния от центра Галактики. Налицо сильная концентрация к центру - большинство шаровых скоплений находятся в сфере радиусом ≈ 10 кпк. Именно в пределах этого радиуса расположены практически все шаровые скопления, образовавшиеся из вещества единого протогалактического облака и сформировавшие подсистемы толстого диска (скопления с [Fe/H] > -1.0) и собственного гало (менее металличные скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями). Малометалличные скопления с аномально красными для своей металличности горизонтальными ветвями образуют сфероидальную подсистему аккрецированного гало радиусом ≈ 20 кпк. Этой же подсистеме принадлежат еще около полутора десятков более далеких скоплений (см. рис. 8-9), среди которых имеется несколько объектов с аномально высокими содержаниями металлов.
Скопления аккрецированного гало, как полагают, отобраны гравитационным полем Галактики у галактик-спутников. На рис. 8-10 схематически показана эта структура согласно Борковой и Марсакову из Южного федерального университета. Здесь буквой C обозначен центр Галактики, S - приблизительное положение Солнца. При этом к сплюснутой подсистеме принадлежат скопления с большим содержанием металлов. На более подробном обосновании разделения шаровых скоплений на подсистемы мы остановимся в § 11.3 и § 14.3 .
Шаровые скопления распространены и в других галактиках, причем их пространственное распределение в спиральных галактиках напоминает распределение в нашей Галактике. Заметно отличаются от Галактических скопления Магеллановых Облаков. Главное отличие в том, что наряду со старыми объектами, такими же, как в нашей Галактике, в Магеллановых Облаках наблюдаются и молодые скопления - так называемые голубые шаровые скопления. Вероятно, в Магеллановых Облаках эпоха образования шаровых скоплений либо продолжается, либо закончилась сравнительно недавно. В нашей Галактике молодых шаровых скоплений, аналогичных голубым скоплениям Магеллановых Облаков, похоже, нет, так что эпоха образования шаровых скоплений в нашей Галактике закончилась очень давно.
Шаровые скопления являются эволюционирующими объектами, постепенно теряющими звёзды в процессе динамической эволюции. Так, у всех скоплений, для которых удалось получить качественное оптическое изображение, обнаружились следы приливного взаимодействия с Галактикой в форме протяженных деформаций (приливных хвостов). В настоящее время такие теряемые звёзды наблюдаются и в виде повышений звёздной плотности вдоль галактических орбит скоплений. Некоторые скопления, орбиты которых проходят вблизи галактического центра, разрушаются его приливным воздействием. При этом галактические орбиты скоплений также эволюционируют за счёт динамического трения.
На рис. 8-11 приведена диаграмма зависимости масс шаровых скоплений от их галактоцентрических положений. Штриховыми линиями ограничена область медленной эволюции шаровых скоплений. Верхняя линия соответствует критическому значению массы, устойчивой для эффектов динамического трения, приводящих к замедлению массивного звёздного скопления и падению его в центр Галактики, а нижняя - для эффектов диссипации с учетом приливных <ударов> при пролете скоплений сквозь галактическую плоскость. Причина динамического трения внешняя: движущееся сквозь звёзды поля массивное шаровое скопление притягивает встречающиеся на своем пути звёзды и заставляет их облетать себя сзади по гиперболической траектории, из-за чего позади него образуется повышенная плотность звёзд, создающих тормозящее ускорение. В результате скопление замедляется и начинает по спиральной траектории приближаться к галактическому центру, пока за конечное время не упадет на него. Чем больше масса скопления, тем меньше это время. Диссипация (испарение) шаровых скоплений происходит из-за постоянно действующего в скоплении внутреннего механизма звёздно-звёздной релаксации, распределяющего звёзды по скоростям по закону Максвелла. В итоге звёзды, получившие наибольшие приращения скорости, покидают систему. Этот процесс существенно ускоряют прохождения скопления вблизи ядра Галактики и сквозь галактический диск. Таким образом, с большой вероятностью можно сказать, что скопления, лежащие на диаграмме вне области, ограниченной этими двумя линиями, уже заканчивают свой жизненный путь.
Интересно, что аккрецированные шаровые скопления обнаруживают зависимость своих масс от положения в Галактике. Сплошные линии на рисунке представляют собой прямые регрессии, проведенные для генетически связанных (черные точки) и аккрецированных (открытые кружки) шаровых скоплений. Видно, что генетически связанные скопления не обнаруживают изменения средней массы с увеличением расстояния от галактического центра. Зато для аккрецированных скоплений налицо отчетливая антикорреляция. Таким образом возникает требующий ответа вопрос, почему во внешнем гало с увеличением галактоцентрического расстояния наблюдается увеличивающийся дефицит массивных шаровых скоплений (практически пустой правый верхний угол на диаграмме)?