Годишник на университета по архитектура, строителство и геодезия софия

жүктеу/скачать 219 Kb.

Дата	25.04.2016
өлшемі	219 Kb.
	#91120

ГОДИШНИК НА УНИВЕРСИТЕТА ПО АРХИТЕКТУРА, СТРОИТЕЛСТВО И ГЕОДЕЗИЯ – СОФИЯ

ANNUAIRE DE L’UNIVERSITE D’ARCHITECTURE, DE GENIE CIVIL ET DE GEODESIE – SOFIA

ANNUAL OF THE UNIVERSITY OF ARCHITECTURE, CIVIL ENGINEERING AND GEODESY – SOFIA

_____________________________________________________________________________________

ПРОСТРАНСТВЕНА СТРУКТУРА

НА НЯКОИ СФЕРИЧНИ И РАЗСЕЯНИ ЗВЕЗДНИ КУПОВЕ:

ІІ. ОБСЪЖДАНЕ НА РЕЗУЛТАТИТЕ

З. И. Пейков

РЕЗЮМЕ

Приведено е обсъждане на резултатите, получени от авторите по изследването на простран-ствената структура на седем сферични и четири разсеяни звездни купа от нашата Галактика, които са разгледани в първата работа от този цикъл. Дадени са възможни хипотези, обясняващи различни страни на наблюдавания ефект на систематическо изменение на структурата на куповете с прехода към подсистеми, съдържащи все по-слаби и по-слаби звезди от тези обекти. Предложените хипотези са свързани с процесите, протичащи по време на формирането на самия куп, с неговата по-късна динамическа и звездна еволюция, с местонахождението на купа в Галактиката и с условията на неговата видимост.

ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА

НЕКОТОРЬІХ ШАРОВЬІХ И РАССЕЯННЬІХ СКОПЛЕНИЙ:

ІІ. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

З. И. Пейков^¹

Ключевые слова: звездные скопления, структура

Научная область: 01.03.00 Физика;

01.04.02 Астрофизика и звездная астрономия

АННОТАЦИЯ

Приведено обсуждение результатов, полученных авторами по исследованиям пространственной структуры семи шаровых и четырех рассеянных скоплений нашей Галактики, которые рассмотрены в первой работе этого цикла. Даны возможные гипотезы, объясняющие различные стороны наблю-даемого эффекта систематического изменения структуры скоплений с переходом к подсистемам, содержащих более и более слабых звезд этих объектов. Предложенные объяснения связаны с про-цессами, протекающими во время формирования самого скопления, с его последующей динамичес-кой и звездной эволюцией, с местонахождением скопления в Галактике и условиями его видимости.

1. Введение

В первой работе из этого цикла приведены основные результаты нашей программы по исследо-ванию глубокой пространственной структуры семи шаровых (M56, M12, NGC6535, NGC6171, NGC5466, M92 и M15) и четырех рассеянных (Плеяды, Ясли, Волосы Вероники и NGC 2420) скоп-лений нашей Галактики.

В данной работе мы приступим к обсуждению полученных результатов и рассмотрим возмож-ные гипотезы, связанные с их объяснением.

2. Обсуждение отсутствия систематического изменения структуры скопле-

ний для ярких звезд выше точки поворота главной последовательности

Обе систематические изменения в пространственной структуре рассматриваемых скоплений – нарастание радиусов зон R_i(B) по линейной зависимости и увеличение средных логарифмических наклонов функции светимости скопления на границах пространственных зон по мере перехода к более внешним зонам (увеличения r ) – наблюдаются при В-величинах выше определен-ной предельной В_пр, которая соответствует переходной области между ветвью субгигантов и точкой поворота главной последовательности (ГП) для шаровых и самой точке поворота ГП для рассеян-ных скоплений.

При B < B_пр систематические изменения в структуре скоплений не наблюдаются, т.е. R_i(B) = const и средние логарифмические наклоны распределения плотности не зависят от r.

Отсутствие наблюдаемого изменения структуры при B < B_пр можно объяснить следующим образом. На рис. 1 (взятая из [1]) жирными линиями схематически показана диаграмма "M_bol, lgT_eff" старого скопления М67, а тонкими линиями показаны эволюционные треки звезд, начиняющиеся с начальной ГП и экстраполированные выше предела Шенберга-Чандрасекара (SC). Скорость эволю-

Р
ис. 1. Эволюционные треки звезд рассеянного скопления М67

ции тем больше, чем звезда массивнее, соответственно и ее трек длиннее. Видно, что все звезды, наблюдаемые понастоящем в скоплении выше предела SC, произошли из звезд малой области на начальной ГП между треками 10 и 17. Те звезды, которые находились на начальной ГП ниже трека 10 не достигли предела SC и образуют нынешнюю наблюдаемую ГП ниже ее точки поворота, а все звезды, которые находились на начальной ГП выше трека 17, давно проэволюционировали в об-ласть белых карликов и нейтронных звезд и сейчас не наблюдаются в скоплении. Другими словами, все звезды, наблюдаемые в скоплении выше предела SC, имеют массы, различающиеся не более чем 1.1 раза с массами звезд около точки поворота. Поэтому, если пренебречь потерей массы в стадиях красного гиганта, эти звезды сохраняют свое пространственное распределение, подобное распреде-лению тех звезд около точки поворота, из которых они произошли. (Потери массы в стадиях красного гиганта не влияет на их пространственное распределение, так как время релаксации  скопления, определяющее скорость его динамической эволюции вследствии звездно-звездных сближений, заметно больше чем времени жизни этих звезд в стадиях красных гигантов, сверх-гигантов и горизонтальной ветви). Вот почему в скоплении не наблюдаются изменения в его структуре при B < B_пр. Другими словами, отсутствие систематического изменения в структуре при B < B_пр объясняется наблюдательной селекцией.

В пользу этого говорит также тот факт, что в Плеядах (см. рис. 2 а в первой статье), которые представляют собой молодое рассеянное скопление с почти полной наблюдаемой ГП, системати-ческое изменение структуры происходит вплоть до самых ярких звезд скопления.

В течении эволиции скопления на полученную нами зависимость: R_i(B) = a_i(B – B₀_i) накла-дивается излом: R_i(B) = const, который скользит вверх по шкале звездных величин вместе с В_пр (см. диаграммы "цвет-величина" рис. 1, 2 из первой работе в порядке Плеяды, Ясли, NGC2420 и ша-ровые скопления, которые подряжены по своим возрастам).

То же самое относится и к средним логарифмическим наклонам для шаровых скоплений.

Прямым подтверждением этого объяснения на основе наблюдательной селекции было бы иссле-дование по той же методике пространственной структуры "голубых" шаровых скоплений в Магеллановых облаках, в которых наблюдается большая часть их главной последовательности.

3. Физический смысл параметра В₀

В зависимости: R_i(B) = a_i(B – B₀_i) , B > B_пр параметр B₀_i представляет формально ту звездную величину, при которой радиусы разных зон (i = 1, 2, ...) становятся равными нулю при экстрапо-лации зависимости при B < B_пр (см. рис. 1, 2 из первой работы). Для гомологического скопления B₀_i = B₀ и это происходит одновременно для всех зон, т.е скопление сжимается в "точку" при единой величине В₀.

Каков физический смысл параметра В₀? В абсолютных звездных величинах значения В₀ заключены в пределах: –8 < M_Bo < –3^m для разных скоплений. Каждое из этих значений определено меньше абсолютной величины самых ярких звезд в соответствующем скоплении (см. рис. 1, 2 из первой статьи). Имея ввиду, что отсутствие зависимости при B < B_пр можем объяснить с помощью наблюдательной селекции звезд, а также учитывая медленность динамической эволюции скопления (большое время релаксации , табл. 1), можно предположить, что зависимость: R_i = a_i(B – B₀) имеет такой же вид и для распределения всех звезд бывшей верхней части ГП выше точки поворота, которой в настоящее время не может наблюдаться из-за эффектов звездной эволюции. Или, другими словами, небольшая скорость динамической эволюции скопления после его формирования приво-дит к сохранению зависимости и для его бывших ярких, массивных звезд, вплоть до самого яркого конца начальной ГП, которые сейчас не наблюдаются.

Из всего сказанного следует, что В₀ (соответственно М_Во) является звездной величиной наиболее ярких звезд скопления, непосредственно после его формирования. Это также та величина, при кото-рой R_i(B) стремятся к нулю, т.е. подсистема бывших самых ярких звезд скопления сжимается в "точку". Конечно, это надо понимать в статистическом смысле – при этой величине подсистема звезд имеет минимальные размеры, ниже которых ее нельзя рассматривать как систему. (Напр. из рис. 2 а первой работы для Плеяд видно, что для самых ярких звезд разные пространственные зоны начинают теряться (возможно, они сливаются), а статистика – максимально бедная).

В поддержку этой гипотезы можно привести значения М_Во, которые очень хорошо соответ-ствуют абсолютным звездным величинам самых ярких звезд из верхнего конца начальной ГП в скоплениях – шаровых и рассеянных. Кроме того, для Плеяд, в которых наблюдается почти вся ГП, зависимость R_i(V) имеет место по всей шкале звездных величин, а соответствующая V₀ совпадает с звездной величиной самых ярких звезд ГП (рис. 2 а из первой работы).

4. Связь между изменением пространственной структуры скоплений и раз-

ницей в массах звезд разных подсистем

Оба направления систематического изменения структуры исследуемых скоплений – изменение R_i(B) с В и изменение средних логарифмических наклонов с r, наблюдаются при B > B_пр и наверно связаны между собою. Иными словами, с постоянным возрастанием радиусов зон нарастает и относительная скорость увеличения числа слабых звезд в короне относно этих звезд в ядре скопления.

Логично связать эти явления с изменением средних масс звезд разных подсистем по мере пере-хода к все большим и большим В-величинам при B > B_пр в соответствии с зависимостью "масса – светимость" для звезд ГП. Как уже упомянуто, при B < B_пр наблюдаемые звезды имеют прибли-зительно равние массы и там описанные эффекты отсутствуют. Или, другими словами, в скопле-ниях наблюдается структурно-массовая сегрегация звезд.

Поддержкой этой гипотезы являются исследования Холопова [1] о логарифмическом диапазоне плотностей и параметры D_f для скоплений, которые коррелируют со средними массами звезд ГП. Полученные им результаты о преимущественном содержании слабых звезд в короне рассеянных скоплений хорошо согласуются со средними логарифмическими наклонами при B > B_пр. Кроме того, давно используется разными авторами метод определения относительных масс звезд разных подсистем скоплений по степени их относительной концентрации к центру системы, что тоже ука-зывает на массовую сегрегацию звезд.

В связи с сделанным здесь предположением, можно получить интересное эмпирическое соотно-шение. Предполагая, что для данного скопления:

,

где: k = const, - средняя масса звезд с величиной В (для звезд ГП), из зависимости для систематического нарастания радиусов зон гомологического скопления получаем:

где: – средняя масса звезд с В = В₀ (см. вверх о физическом смысле параметра В₀).

С другой стороны, Холопов [1] получил зависимость между и D_f в виде:

или: ,

где: c = const, D_f = lg(f_c /f₀ , f_c – звездная плотность короны, f₀ – центральная плотность ядра скопления. Тогда:

.

(Естественно, постоянные к и с вряд ли остаются одинаковыми во всем диапазоне масс зависимости "масса-светимость").

Полученная зависимость дает эмпирическую связь между радиусом данной зоны (или радиусом скопления) и разницей между начальным для подсистемы бывших самых ярких звезд D_fo (при В = В₀) и наблюдаемым диапазоном плотности D_f данной подсистемы скопления. По мере перехода к более слабым звездам ГП, D_f уменьшается в соответствии с их массой, а D_fo – постоянная величина, определяемая распределением наиболее массивных звезд, существующих в скоплении после его формирования. Видно, что с уменьшением D_f , R_i должны возрастать, что и наблюдается в действи-тельности.

Если в верхней формуле заменим D_f с его равным, получаем:

где f_c и f₀ зависят от В. Средние логарифмические наклоны: показывают, что f_c(B) в короне растет быстрее, чем f₀(B) в ядре, что приводит к возрастанию (f_c /f₀) и соответственно R_i с увеличением В при B > B_пр.

5. Возможные причины изменения пространственной структуры скоплений

5.1. Где нужно искать причину?

Прежде чем попробуем ответить на сложный вопрос – почему изменяется пространственная структура рассматриваемых скоплений при B > B_пр , мы приведем некоторые соображения о том, где нужно искать причины этого изменения.

Логично выглядят следующие две гипотезы:

1. Изменение пространственной структуры является результатом процессов, протекающих во время самого формирования скопления из межзвездной среды, т.е. во время нестационарности сис-темы по отношению к регулярным и иррегулярным силам и быстрой динамической эволюции (начальный коллапс).

2. Наблюдаемые изменения обусловлены динамическими эффектами эволюции скопления после его окончательного формирования.

Оба предположения в корне различны. Чтобы отдасть предпочитание какой-либо гипотезе, мы попробовали определить время релаксации  скопления вследствие звездно-звездных сближений, которое ответственно за скорость динамической эволюции системы после ее формирования. Мы воспользовались формулой Кинга:

где: N – общее число звезд скопления, – его эффективный радиус, содержающий в проекции на плоскость половину массы скопления, – средняя масса звезд скопления.

Использовав данные о польных массах lg(m_c /m_סּ) и радиусах полумассы

для исследуемых шаровых скоплений, которые приведены в [2] и приняв за среднюю массу звезд

= 0.38 m_סּ, мы определили значения , которые приведены в табл. 1. Соттветствующие значения  для исследуе-мых рассеянных скоплений получены по данным Холопова [1] для Плеяд, Яслей и Волосы Верони-ки и Папаро [3] для NGC2420. В таблице приведен также предполагаемый возраст скопления t.

Таблица 1.

Время релаксации исследуемых звездных скоплений

Шаровые скопления
Скопление	lg(m_c/m_סּ)	[pc]	N	 [лет]	t [лет]
NGC5466	4.85	15.00	1,86.10⁵	1,85.10¹⁰	~ 10¹⁰
M15	5.85	13.30	1,86.10⁶	4,07.10¹⁰	~ 10¹⁰
M92	5.34	3.20	5,76.10⁵	2,92.10⁹	~ 10¹⁰
M12	5.07	4.38	3,09.10⁵	3,61.10⁹	~ 10¹⁰
M56	4.98	4.10	2,51.10⁵	3,00.10⁹	~ 10¹⁰
NGC6535	3.81	2.04	1,70.10⁴	3,55.10⁸	~ 10¹⁰
NGC6171	4.80	3.73	1,66.10⁵	2,19.10⁹	~ 10¹⁰
Рассеянные скопления
Скопление	lg(m_c/m_סּ)	[pc]	N	 [лет]	t [лет]
Плеяды	 2.6	1.5	1050	8.10⁷	5.10⁷
Ясли	> 2.5	1.3	> 832	6.10⁷	5.10⁸
Волосы Вероники	> 2.0	1.0	> 262	3.10⁷	5.10⁸
NGC2420	> 2.5	2.1	> 789	1,2.10⁸	5.10⁹

Какие выводы можно сделать из табл. 1? Видно, что для всех скоплений  сравнимо (немного меньше) с возрастом самого скопления, при этом для NGC5466, M15 и Плеяд оно больше их возрас-та. Все это говорит о медленной скорости динамической эволюции скопления после его формирова-ния. Вот почему мы отдаем предпочтение первой гипотезы о "начальной" причине наблюдаемых явлений. Это подтверждается еще следующими соображениями:

а) Ни одно скопление не релаксировало вполне по всему своему объему, особенно в короне.

б) Время релаксации ядра значительно меньше времени релаксации короны. Тогда, если причи-ной систематических изменений структуры была бы динамическая эволюция, то R_i(B) изменялись бы наиболее сильно вблизи центра скопления, а меньше в короне. На самом деле наблюдается точно обратное – наиболее слабое изменение происходит в центральной зоне ядра скопления.

в) Потеря массы звездами в стадиях красного и сверхкрасного гиганта для шаровых скоплений не приводит к систематическому изменению структуры, что говорит о большом времени релакса-ции.

г) Наличие наблюдаемой зависимости R_i(B) и R_i(V) для NGC5466, M15 и Плеяд, так как для этих скоплений  больше их возраста.

д) Наличие самых пространственных зон, гомологичность структуры и ее изменения наблюда-ются при всех скоплениях – с самых молодых до самых старых.

Имея ввиду все эти аргументы, мы склонны искать причину систематических изменений струк-туры скоплений в процессах, протекающих во время формирования скопления. Принимая эту гипо-тезу, мы совсем не отрицаем влияния последующей динамической эволюции системы на наблюдае-мую структуру. Однако, по нашему мнению, это влияние накладывается на действие первоначаль-ных причин и приводит к известным отклонениям от наблюдаемых зависимостей, которые будет рассмотрены ниже.

Наконец, нужно отметить, что предположение о физическом смысле параметра В₀ (см. выше) не зависит от того, какая из двух гипотез верна.

5.2. Возможные причины изменения структуры

Поддерживая гипотезу о "начальной" причине изменений, мы предложим некоторые возможные механизмы, которые привели бы к наблюдаемым эффектам.

а) Первой из возможных причин, которая объяснила бы зависимость R_i(B) и , является статистический характер процесса звездообразования во время начального коллапса облака межзвездного вещества, из которого образуется самого скопления и его звезды. Мы предпо-лагаем, что во время сжатия самого облака (продолжающегося около 10⁶ – 10⁷ лет – контракционная фаза) происходит его фрагментация и образуются протозвезды с дисперсией их масс , пропорциональной начальной плотности ₀(r) материи в данном объеме пространства. Это означает, что во внутренних частях облака, где ₀(r) велика, образуются звезды сбольшой дисперсией (маломассивные, среднемассивные и крупномассивные звезды) около их средней массы (которая попадает в область маломассивных звезд, наверно ~ 0.4 m_סּ). Во внешних частях облака, где ₀(r) мала, образуются звезды с меньшей дисперсией в их массах (преимущественно маломассивные звезды с массами около , зато звезды с большими массами – очень малочис-ленные).

Предполагая плавное изменение с изменением расстояния r и приблизительное сохранение начального распределения звездной плотности f₀(r,(r),) с течением дальнейшей динамической эволюции скопления после его формирования, можем объяснить систематическое изменение R_i(B) с В (соответственно с m) и средние логарифмические наклоны с r для звезд ГП, а также и гомологичность пространственной структуры.

Для объяснения образования самых пространственных зон в скоплении нужно дополнительно предположить, что для начала фрагментации и звездообразования во время коллапса начального облака должен существовать некий "пусковой" механизм, например существование минимального критического значения _с плотности дозвезднего вещества. Во время начального коллапса, продол-жающегося около 10⁶ – 10⁷ лет, начальная плотность ₀(r) постепенно, начиная от центра к перифе-рии, достигает _с и начинается процесс звездообразования. При этом уже сформированные в более внутренних областях звезды в результате их звезднего ветра могут временно забавить или пере-установить сжатие внешних частей начального облака и тем самым забавить там достижение _с и процесс звездообразования. Таким образом будет оформлена внутренняя зона звезд, окружена сжимающейся областью дозвездного вещества.

Или, наличие пространственных зон в скоплении говорит о поэтапном процессе звездообра-зования в начальном коллапсе системы с последующимся сохранением полной механической энергии звезд в зоне в процессе динамической эволюции скопления после его формирования. Нужно иметь ввиду, что целий процесс длится всего 10⁶ – 10⁷ лет и поэтому большую разницу в возрастах звезд, образовавшихся на разные этапы, не следует ожидать.

Число полученных зон и вид слоистой структуры скопления при таком механизме должно определяться начальными размерами, общей массой и распределением плотности ₀(r) начального облака. Радиус сформировавшегося скопления определяется тем расстоянием от его центра, где ₀(r) всегда остает меньше критической _с , а также и внешними приливными силами.

б) Волны плотности.

Следуя этой современной гипотезе, можем допустить, что во время формирования скопления из межзвездной материи, в пространстве распространяются волны плотности, дающие начало звездо-образования и формирования разных пространственных зон. Тогда ширина зон отвечала бы длине этой волны. Какови свойства этих волн пока неизвестно.

В поддержку этой гипотезы можем привести описанный факт в первой статье, что в большинстве исследуемых скоплений ширина разных зон:

R_i = R_i(B) – R_i_-1(B) , i = 3, 4,...

сохраняется приблизительно постоянной для данной подсистемы с изменением r.

Для полноты отметим еще две возможные причины в том случае, когда наблюдаемые изменения в структуре скоплений являются результатом динамической эволюции этих объектов после их формирования.

в) Динамическая структурно-массовая сегрегация звезд с разными массами.

Для релаксированного скопления можно ожидать равновесное распределение кинетической энергии между его звездами с разными массами:

.

Это привело бы к известной сегрегации звезд по массам, причем массивные из них в среднем рас-положились бы ближе к центру скопления, чем звезды с малой массой. При этом, видимо, мало-массивные звезды будут выброшены из внутренности зон к их внешним границам и, возможно, даже будут переходить во внешние области системы.

г) Резонансные явления при движениях звезд в общем гравитационном поле скопления.

В результате разной степени гравитационного взаимодействия в ядре и в разреженной короне скопления могли бы возникнуть силы, имеющие резонансный характер. Эти силы перераспределили бы звездные орбиты в пространстве, выбросив маломассивные звезды к периферии скопления.

В заключение отметим, что все предложенные варианты являются качественными, умозритель-ными и могут претерпеть существенные изменения или быть отвергнутыми вообще.

6. Динамические эффекты, влияющие на структуру скоплений

Принимая гипотезу о "начальной" причине наблюдаемых изменений в структуре рассматривае-мых скоплений, нельзя пренебрегать и действие возможных динамических эффектов на структуру в результате эволюции этих объектов после их формирования. Как мы уже предположили, эти влия-ния накладываются во втором приближении на начальное, уже сформированное строение скопле-ния. Какови могуть быть эти влияния?

Следуя идеям, модельным и численным разчетам многих авторов (см. [4]), можно принять, что в процессе динамической эволюции ядро скопления медленно сжимается, а корона расширяется. Это сопровождается увеличением дисперсии в скоростях звезд и их диссипации скоплением.

По нашему мнению, с точки зрения структуры скопления, эти процессы могут быть двух видов:

а) Пропорциональное (гомологическое) сжатие ядра и расширение короны для всех рассматри-ваемых подсистем скопления.

При таких процессах радиус ядра уменьшается, а тот же для короны увеличивается аналогичным образом для всех подсистем. При этом наблюдаемая гомологичность в структуре сохраняется с течением времени. Можно ожидать, что все эти явления могут привести к изменениям относитель-ных радиусов разных зон относительно и значений параметра a_i наклона зависимости:

но не должны отразиться на значение В₀. Одно из наших соображений для нормировки к R₄(B) опиралось именно на возможное влияние таких процессов. Можно ожидать, что R₄(B) наиболее слабо изменяется при сжатии ядра и расширении короны с течением динамической эволюции.

Так как указанные процессы не изменяют гомологичность структуры, их влияние могло бы обнаружить, сравнивая относительные радиусы и параметри a_i для разных по возрасту, но сходных по другим параметрам объектов (см. третюю статью этого цикла). Здесь отметим только то, что наблюдаемое эмпирическое правило о ширине зон R нарушается при NGC6535 для цен-тральной и внутренней зоны ядра (из табл. 1 видно, что это скопление имеет и наименьшее время релаксации  среди шаровых скоплений).

б) Непропорциональное изменение радиуса ядра и короны.

Такие динамические процессы нарушают гомологичность в структуре скоплений и влияют на . При сильном воздействии невозможно даже вообще определить единые и В₀ для всех подсистем скопления. Влияние этих процессов можно заметить по систематическому отклоне-нию данных от полученных нами зависимостей:

R_i = a_i(B – B₀); b_i = B₀a_i ; ; .

Здесь отметим только, что гомологичность между ядром и короной слегка нарушается для NGC5466 и М92 (см. первую статью).

Описанные динамические эффекты влияют как на радиусы пространственных зон, так и на значения видимой и пространственной плотности звезд в скоплении. Во время сжатия ядра его плотность должна возрастать с течением времени. Кроме того, звезды, диссипирующие из ядра в корону и из короны за пределами скопления меняют значения пространственной плотности f(r). Эти влияния должны отразиться на наблюдаемые значения на границах пространственных зон и на средние логарифмические наклоны . Сравнение скоплений по этим параметрам сделано в третьей статье этого цикла. Понастоящем отметим только аномально высокую плотность в ядре для ярких звезд скопления NGC6535 по сравнению с другими скоплениями, а также сглажи-вание кривых f(r) и f(r) и "замывание" деталей в их ходе для разных подсистем слабых звезд иссле-дуемых скоплений.

7. Влияние внешних приливных сил на структуру скоплений

Внешние приливные силы со стороны гравитационного поля Галактики определяют приливный радиус r_t скопления и влияют на его структуру. Кроме того, при своем движении в Галактике скоп-ление испытывает сильное гравитационное воздействие, когда оно проходит через галактическую плоскость или вблизи центра Галактики.

В связи с этим отметим наблюдаемый факт, что часть короны в данном направлени от центра скопления для некоторых его подсистем звезд не наблюдается при NGC6171, NGC5466 и М15. Возможно, что этот эффект обусловлен указанным выше сильным гравитационным воздействием, которое эти скопления испытывают.

Использовав формулу Кинга для приливного радиуса скопления:

данных о полных массах скоплений m_c (см. выше), нынешных расстояний этих объектов от центра Галактики R_g и приняв для массы Галактики: m_g = 2.10¹¹m_סּ , мы привели в табл. 2 ориентировочные значения r_t для рассматриваемых скоплений. Приведены также радиус скопления R_c(M_B = 5) для шаровых скоплений при M_B = 5^m и радиус скопления R_c(M_V = 5) для рассеянных скоплений при M_V = 5^m для сравнения. Из таблицы видно, что для всех шаровых скоплений наблюдаемые размеры R_c(M_B = 5) значительно меньше их приливных радиусов. В случае рассеянных скоплений их пре-дельные размеры R_c(M_V = 5) сравними с соответствующими значениями r_t.

В связи с этим интерес представляет вопрос когда происходит прекращение возрастания радиу-сов пространственных зон R_i(B) и самого скопления R_c(B) с звездной величиной?

Из анализа данных для Плеяд (одинственное скопление, в котором исследована простран-ственная структура вплоть до самых его слабых звезд с M_V = 10^m) было получено, что возрастание радиусов зон и скопления R_i(V) (см. рис. 2 а из первой статьи) прекращается при достижении R_c(V) близко к приливному радиусу r_t . С другими словами, логично выглядит предположение, что систе-матическое возрастание размеров скопления прекращается при достижении его видимого радиуса близко к приливному радиусу скопления. К сожалению, этот вывод подкреплен только одным скоп-лением, так как у всех других такие большие предельные величины не достигнуты.

Таблица 2.

Приливные радиусы исследуемых скоплений

Шаровые скопления
Скопление	R_g [pc]	r_t [pc]	R_c(M_B=5^m) [pc]
NGC5466	15600	72.9	68.5
M15	11100	111.1	44.0
M92	10500	71.2	22.4
M12	6100	33.4	21.0
M56	9900	51.0	24.4
NGC6535	4800	10.2	10.2
NGC6171	5600	25.2	14.2
Рассеянные скопления
Скопление	R_g [pc]	r_t [pc]	R_c(M_V=5^m) [pc]
Плеяды	10000	10.0	9
Ясли	10000	> 9.0	8
Волосы Вероники	10000	> 6.5	8
NGC2420	8600	> 8.2	12

8. Заключение

Из сделанного обсуждения полученных результатов для пространственной структуры рассма-триваемых скоплений произтекает один, основной вывод: пространственное строение скопления содержит информацию о его динамической и звездной эволюции, о процессах, протекающих во время его формирования и об его местонахождении и движении в Галактике. Важней задачей явля-ется получение этой информации.

ЛИТЕРАТУРА

Холопов, П. Н. Звездные скопления. М., Наука, 1981.
Mandushev, G., N. Spassova, A. Staneva. Dynamical masses for Galactic globular clusters. – Astron. and Astrophys., v.252, p.94, 1991.
Paparo, M. Structure of NGC2420. – Commun. Konkoly Obs. Hungarian Acad. of Sci., N^o81, p.103, 1982.
Lyman, Sp. Ir. Dynamical evolution of globular clusters. Princeton, New Jersey, Princeton Univ. Press, 1987. [Л. Спитцер, мл. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., Мир, 1990].

Постъпила: март 2005 г.

SPATIAL STRUCTURE OF SOME GLOBULAR AND OPEN STAR CLUSTERS: II. DISCUSSION OF THE RESULTS

Peykov Z.

ABSTRACT

Discussion of the results obtained by the authors from the investigation of the spatial structure of seven globular and four open clusters in our Galaxy described in the first article of this cycle is presented. The article gives possible hypotheses explaining the different aspects of the observational effect of systematical variation of the cluster structure with the transition to the star subsystems containing increasingly fainter stars. The proposed explanations are connected with the processes occurring during the time of cluster formation, with the following dynamical and stellar cluster evolution, with the cluster location in the Galaxy and the conditions of its visibility.

1 Звезделин Иванов Пейков, гл. ас. д-р, УАСГ, каф.“Физика”, София 1041, буль.”Хр. Смирненски” 1, тел. 963-52-45/внутр. 431