Годишник на университета по архитектура, строителство и геодезия софия

АННОТАЦИЯ

Показано, что:

1. В структуре всех скоплений (шаровых и рассеянных) наблюдаются различные пространствен-ные зоны, отличающиеся одна от другой своим градиентом плотности.

2. Пространственная структура имеет преимущественно слоистий характер, где отдельные слои совпадают с наблюдаемыми пространственными зонами.

3. Пространственная структура всех скоплений систематически изменяется по мере перехода к более слабым звездам. Это изменение начинается с самых ярких звезд главной последовательности и произходит в двух направлениях: гомологическое нарастание радиусов пространственных зон и радиуса скопления по единому закону и изменение распределения звездной плотности в скоплениях – по мере перехода к более внешним зонам скопления скорость увеличения числа слабых звезд с увеличением звездной величины нарастает.

Введены также общие параметры, определяющие структуру скоплений и получены эмпири-ческие зависимости, описывающие ее изменение.

В цикле из трех статей мы представляем обобщенные результаты нашей более десятилетной программы по исследованию и сравнению глубокой пространственной структуры некоторых выбранных звездных скоплений (шаровых и рассеянных) нашей Галактики. В известном смысле она является продолжением программы Холопова и Артюхиной (см. напр. [1]) по исследованию струк-туры скоплений и которая привела к открытию пространственных зон скоплений и их корон.

В данной работе приведены общие результаты из исследований глубокой пространственной структуры семи шаровых и четырех рассеянных скоплений, которые получены по единой методике на основе анализа дифференциальных и интегральных кривых распределения поверхностной (F(r) и F(r)) и пространственной (f(r) и f(r)) плотности звезд в скоплениях. Эти кривые получены методом звездных подсчетов в разных интервалах В и V и до разных предельных В и V величин и охватывают звезды разных подсистем скоплений, достигающих до, около и ниже точки поворота главной последовательности (ГП) на диаграмме (V, В-V) этих объектов.

2. Выбор исследуемых скоплений и их подсистем

Основное количество исследуемых объектов является шаровыми скоплениями. Их выбор опре-делялся следующими критериями:

1. Возможный наибольший класс концентрации СС по Шепли-Сойер с целью проведения звездных подсчетов по возможности ближе к центру скопления.

2. Близкие к Солнцу скопления, имеющие наименьший видимий модуль расстояния Mod , чтобы охватить подсчетами их предельно слабые звезды.

3. Различные по обилию металлов скопления, имеющие разные значения параметра , с целью сравнения полученных результатов с этим параметром.

4. Скопления, имеющие различные угловые расстояния от галактического экватора (разные галактические широты b) с целью исследования влияния разной плотности звездного фона на наблюдаемую структуру этих объектов.

На основе этих критерий при помощи каталога Кукаркина [2] и каталога Алкаино [3] были выбраны семь скоплений: M56, M12, NGC6535, NGC6171, NGC5466, M92 и M15 из которых первые пять слабо изучены в структурном отношении до больших предельных величин. Последные две скопления более сконцентрированы и включены в программу с целью исследования влияния види-мой концентрации звезд в скоплении на его структурные параметры. Общие данные для всех скоп-лений можно найти в указанных каталогах [2, 3].

Многие авторы (в том числе и Холопов [1]) считают, что в структурном, динамическом и эволюционном отношении шаровые и рассеянные скопления различаются между собою только массами (числом звезд) и возрастом этих объектов, т.е. существует единство в строении и наверно в способе их возникновения. Поэтому мы включили в исследования с целью сравнения с шаровыми скоплениями и четыре рассеянные скопления: Плеяды, Ясли, Волосы Вероники и NGC2420, которые различаются по своим возрастам и виду их диаграмм (V, В-V). Кроме того в литературе для этих скоплений мы нашли достаточно количество данные для кривых F(r) и f(r), полученные по используемой нами методике до больших предельных звездных величин.

Выбор исследуемых в структурном отношении подсистем звезд рассматриваемых скоплений определялся следующими критериями:

1. Статистические. Для подсистем ярких звезд (красных гигантов RG, горизонтальной ветви HB, и части субгигантов SG) ширина интервалов звездных величин В или V, охваченных подсчетами звезд, определялась минимальным числом звезд, достаточным для полноты статистики при получе-нии кривых F(r). Для ярких звезд эти интервалы шире чем соответствующие для слабых звезд.

2. Фотометрические. Минимальная ширина интервалов для большинства слабых звезд (которые достаточно многочисленны) определялась величиной ошибки фотометрии.

3. Физические. Желательно производить выделение разных подсистем скопления на основе физических характеристик звезд, изпользуя приведенные на рис. 1 и рис. 2 диаграммы (V, В-V). К сожалению, у нас не было в распоряжении двуцветной В, V – фотометрии (за исключением NGC2420) и не была возможность для полного выделения звезд разных физических подсистем по их показателям цвета.

На основе всех этих критерий были выделены следующие подсистемы звезд рассматриваемых скоплений: самые яркие звезды (RG) выше горизонтальной ветви, звезды горизонтальной ветви (НВ) с примесью звезд ветви субгигантов (SG), звезды ветви (SG), звезды переходной области между ветвью субгигантов и точкой поворота ГП, звезды около точки поворота и звезды ниже точки поворота. Все интервали и предельные звездные величины указаны прямыми линиями на диаграммах (V, В-V) исследуемых скоплений (рис. 1 и рис. 2 , [4 – 10, 20, 22]).

3. Использованный материал и его обработка

В течении нескольких лет нами получен ряд фотографических пластинок (в системе В) семи выбранных шаровых скоплений до больших предельных звездных величин. Они получены в фокусе Риччи-Кретьена (F=16m) двухметрового зеркального телескопа Национальной астрономической обсерватории Болгарии при максимально возможных благоприятных условиях наблюдений и хоро-шем качестве изображений. Данные о пластинках можно найти в работах [4 - 10].

Кроме этого наблюдательного материала, были использованы каталог Кюстнера [11] для М56, каталог Папар [17] для NGC2420 и опубликованные кривые F(r) и F(r) Холоповым и Артюхиной [13 - 16] для скоплений: Плеяды, Ясли и Волосы Вероники.

Прямоугольные координаты и звездные В-величин звезд скоплений и фона вокруг их на плас-тинках были измерены на ирисовом фотометре в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, Москва. Точность измеренных координат составляет 0.05 мм, а подавляещее измерение В-величин звезд имеет точность 0.1^m. (Единственно в случае М56 были измерены только координаты всех звезд до предельной величины пластинок.) Данные об измерений и ошибках в фотометрии приведены в [4 - 10].

4. Дифференциальные и интегральные функции видимой и пространствен-

ной звездной плотности

Используя данные измерений пластинок и данные указанных выше каталогов Кюстнера и Папар, мы получили по единой методике звездных подсчетов Холопова [1, 18, 19] (в предполо-жении о сферической симметрии скоплений) следующие кривые распределения видимой звездной плотности в каждом из семи шаровых и одного (NGC2420) рассеянного скопления в зависимости от расстояния r от их центров:

а) дифференциальные кривые F(r, , B), охватывающие звезды в разных интервалах В величин. Они получены в восьми 90-градусных радиальных секторах скопления в проекции на картинную плоскость, отличающихся друг от друга по азимутальному углу  на 45 (т.е. в восьми различных направлениях от центра скопления).

б) дифференциальные кривые F(r, B), усредненные по всем направлениям от центра скопле-ния и определенные для тех же интервалов В-величин.

в) интегральные кривые F(r, B), усредненные по всем направлениям от центра скопления и охватывающие звезды до разных предельных В-величин. (Для скопления М56 получены только интегральные кривые до данной предельной величины звезд изпользуемой пластинки).

г) дифференциальные кривые F_gr(r), охватывающие звезды подсистем скопления, располо-женные около его основных последовательностей на диаграмме (V, В-V). Эти кривые получены только для NGC2420, где мы имели в распоряжении В, V-фотометрии звезд скопления (рис. 2б).

д) дифференциальные кривые равной видимой плотности звезд F(r, , B) = const, поз-воляющие выявить видимую форму скопления.

К всем этим кривым прибавлены и полученные Холоповым и Артюхиной [13 - 16] по той же методике кривые F(r, V) и F(r, V) для Плеяд, Яслей и Волос Вероники.

Данные о всех кривых F и F можно найти в работах [4 - 10, 20, 22]. Все использованные интер-валы В и V и предельные В и V величины указаны прямыми линиями на диаграммах (V, В-V) исследуемых скоплений (рис. 1, рис. 2, [4 - 10, 20, 22]).

Переход из функций распределения видимой плотности звезд F и F к соответствующим функциям (f и f) распределения пространственной плотности звезд в каждом скоплении был осуществлен при помощи численного метода Холопова [21] в предположении о сферической симметрии. Данные для всех полученных кривых f и f можно найти в работах [4 - 10, 20].

5. Основные результаты исследований пространственной структуры рас-

сматриваемых скоплений

5.1. Видимая форма скоплений

Анализ кривых равной видимой плотности звезд для разных подсистем скоплений M12, NGC6535, NGC6171, NGC5466, M92, M15 и NGC2420 привел к следующим выводам:

а) Все скопления имеют видимую форму, очень близкую к сферической (за исключением М92). При этом наибольшие отклониния от этой формы наблюдаются при подсистемах ярких звезд и в областях корон скоплений, т.е. в тех случаях когда число использованных звезд наименьшее и флуктуации в их распределении максимальны. По мере перехода к большим В-величинам и вблизи центральных областей кривые F(r,,B) = const сглаживаются. Наблюдаемые отклонения от сфе-рической формы являются обычно случайными (не повторяются для разных подсистем) и их можно не принимать во внимание.

б) Форма кривых равной видимой плотности для ядра и для короны обычно разная и меняется от одной к другой подсистеме. Это подтверждает выводы Холопова [1].

в) Для некоторых подсистем NGC6171, NGC5466 и М15 наблюдается отсутствие внешней и части внутренней короны в данных направлениях от центра скопления. Подобный эффект замечен Холоповым и Артюхиной [23] при исследовании старого рассеянного скопления М67. Причиной этой аномалии может быть либо действительная особенность в распределении звезд, связанная с минимумом их функции светимости в данном интервале звездных величин, либо невозможность заметить корону из-за ее малой плотности и больших флуктуаций звездного фона в данном направ-лении.

г) Единственное скопление, для которого замечена небольшую эллиптичность его внутренных частей (ядра) – это М92. В короне скопления, далеко от его центра, всякие отклонения от сфери-ческой формы случайны и могут не рассматриваться. Подобняя эллиптичность для М92 также замечена и описана Благих [24].

д) Важным фактом является достижение больших расстояний от центра каждого скопления кривых равной плотности для подсистем слабых звезд ниже определенной предельной В-величины, а также и увеличение размеров скопления. При этом градиенты плотности d(F)/dr в короне увеличиваются, а во внутренних частях – уменьшаются относительно тех же градиентов для под-систем ярких звезд.

е) Кривые равной плотности для старого рассеянного скопления NGC2420 ([20]) ясно показы-вают систематические нарушения в монотонности хода кривых F(r, B) по r для всех рассмат-риваемых подсистем, что ясно показывает слоистый характер структуры этого скопления.

Последные два факта связаны с дальнейшими результатами этой работы.

5.2. Пространственные зоны в структуре скопления

Анализ всех кривых F, F, f и f для всех подсистем каждого скопления (шаровое или рассеянное) позволяет достаточно уверенно выделить несколько различных пространственных сферических зон в скоплении, подобных описанным Холоповым [1], в которых градиент плотности приблизительно постоянен или слабо меняется, а на границе каждой зоны он претерпивает быстрие изменения. Число отдельных зон варирует между скоплениями с пяти до семи, а сами зоны в соответствие с терминологией Холопова – следующие, подряженные по возрастанию расстояния r от центра скопления:

І. Центральная зона ядра с радиусом R₁. Ее границу определяют как место, с которого начинает-ся резкое уменьшение приблизительно постоянной центральной плотности скопления. Для M92, M15, NGC2420 и некоторых подсистем слабых звезд других шаровых скоплений эта зона не может наблюдаться потому что соответствующие кривые плотности не достигают до центра скопления из-за перекритыя звезд на пластинках.

ІІ. Внутренняя зона ядра простирающаяся с R₁ до радиуса R₂. В ней происходит наиболее быстрое уменьшение звездной плотности. На ее границе R₂ это уменьшение сильно замедляется. (Для NGC2420 мы тоже не можем определить ее размер по данным каталога Папар).

ІІІ. Внешняя зона ядра, начинающая с R₂ до радиуса R₃. Его определяют как границу между ядром и короной скопления.

ІV. Внутренняя корона, простирающаяся с R₃ до радиуса R₄. Здесь происходит медленное убывание звездной плотности.

V и VІ. Средние зоны короны с граничными радиусами R₅ и R₆, в которых убывание плотности весьма мало. Для скоплений: M92, NGC6535, Плеяды, Ясли, Волосы Вероники и NGC2420 шестая зона не наблюдается и сами скопления простираются до R₅.

VІІ. Внешняя корона, простирающаяся до радиуса R₇. Эта зона наблюдается только в скопле-ниях NGC5466 и М15.

За радиус скопления R_c мы принимали радиус последней наблюдаемой зоны R_i, определяемый как точки пересечения ход кривых F или F с линией среднего значения плотности звездного фона вокруг скопления.

Иногда оказывается трудно или невозможно определить радиус данной зоны для некоторой подсистемы короны скопления в разных направлениях от его центра из-за слабого изменения градиента плотности между зонами и флуктуаций плотности в короне.

Средние значения радиусов зон R_i (i = 1, 2, ... – номер зоны) для разных подсистем скоплений в зависимости от предельной звездной величины приведены в минуты дуги на рис. 1а, б, в, г, д, е, ж, рис. 2 а, б, в [4 – 10, 20, 22] в сравнении с диаграммами (V, В-V) скоплений. (Нужно иметь ввиду, что большинство значений получено по достаточному количеству независимых определений данно-го R_i в различных направлениях от центра скопления и обладает високую степень достоверности). Подробности об определений радиусов зон можно найти в [4 - 10, 20, 22].





а
)

б)





в)




г)





д)




е
)

ж)

Рис. 1. Иллюстрация основных результатов по исследованию структуры рассматриваемых шаровых скоплений

б
)

в
)

Другой интересный факт, замеченный по кривым F и f, является следующим: во внутренних областях большинства зон обычно наблюдается превышение значения плотности над линией среднего градиента в зоне, а на ее границах – наоборот, что проявляется в виде ступеньки в ходе кривых F(r, B) и в виде волн в ходе кривых f(r, B) (см. [4 - 10, 22, 20]). Этот эффект наблюдает-ся в основном в области короны скопления и по мере увеличения числа звезд (перехода к большим звездным величинам) постепенно замывается. Он особенно хорошо замечается в случае рассеянных скоплений [20], где нередко нарушается монотонность хода кривых F и f и наблюдаются слабо населенные звездами места. Подобные явления замечены и Холоповым [1] для других скоплений.

С другой стороны, ширина каждой зоны R_i(B) = R_i(B) – R_i-1(B) (i = 3,4,...) данной подсистемы в случае шаровых скоплений приблизительно постоянна или слегка увеличивается по мере перехода к более внешним зонам (рис. 1). Исключение из этого правила наблюдается только для первой и вто-рой зон R₁ и R₂, ширина которых примерно вдвое меньше. Это можно объяснить тем, что только R₁ определяется как место, с которого градиент плотности df/dr резко увеличивается [1], а другие R_i определяются как места, где df/dr уменьшается. Поэтому можно считать, что центральная зона ядра является только первой половиной внутренней зоны ядра и они обе вместе оформляют одну зону.

Все вышесказанное показывает, что, в известном смысле, исследуемые скопления имеют слоис-тые структуры разного типа, где отдельные слои – это указанные выше пространственные зоны скопления. Предельный случай структуры шарового скопления, состоявшейся из сферических слоев, плотно расположенных друг до друга, проиллюстрирована на рис. 3 а, а предельный случай структуры рассеянного скопления, состоявшейся из сферических слоев, расположенных на расстоя-ниях друг от друга, показана на рис. 3 б. Разумеется, что реальная структура данного скопления гораздо сложнее чем показанные на рисунке два простых, предельных случаев.

Рис. 3. Иллюстрация основных типов структуры шарового и рассеянного скопления

Анализ всех значений радиусов R_i пространственных зон скоплений показал, что с звездной величины самых ярких звезд скопления до некоторой предельной величины В_пр (соответствено V_пр) радиусы R_i в рамках точности приблизительно постоянны (R_i(B) = const), а выше В_пр они систе-матически увеличиваются, при этом увеличение больше для более внешних и меньше для более внутренних зон (рис. 1, 2). Только для Плеяд, которые являются самым молодым скоплением из исследуемых, систематическое нарастание радиусов зон наблюдается по целой шкале звездных величин звезд скопления.

Сравнивая с диаграммами "цвет-величина" скоплений (рис. 1, 2), мы находим, что В_пр, с которой начинается изменение R_i(B), соответствует переходной области между ветвью субгигантов и точкой поворота ГП для шаровых скоплений и самой точке поворота для рассеянных.

Систематическое изменение R_i с В при В > В_пр (соответственно V-величина для Плеяд и Яслей) было аппроксимировано нами методом наименьших квадратов (НМК) линейной зависимостью вида:

Здесь параметры a_i, b_i и B_0i = b_i /a_i – константы для i-ого радиуса. Их значения можно найти в [4 - 10, 20, 22]. Параметр a_i (угловой наклон зависимости R_i(B) имеет размерность длины (мин. дуги на зв. вел.) и зависит от видимого модуля расстояния до скопления и выбора фотометрической системы. Второй параметр B_0i является той величиной, при которой соответствующий радиус R_i(B) стал бы равен нулю, если продолжит зависимость на B < В_пр (на рис. 1, 2 это изображено штриховыми пря-мыми линиями). Сразу отметим, что значения B_0i в пределах ошибки не очень различаются между собою.

Пользуясь данными для всех R_i(B), мы можем вычислить относительные радиусы зон:

для всех В (соответственно V). Везде для нормировки выбран радиус R₄(B), потому что он точнее определяется из наблюдений, чем радиус скопления R_c(B) (при этом и число зон в разных скоп-лениях – различное). Значения можно найти в работах [4 - 10, 20, 22]. Для всех получаются в пределах ошибок приблизительно одинаковые значения при всех предельных В-величин, т.е. (B)  const. Другими словами, нарастание R_i(B) с В в первом приближении происходит гомологически. (Гомологичность между ядром и короной слегка нарушается для NGC5466, M92 и NGC2420, но в настоящее время нельзя сказать случайно ли это нарушение или нет). Такое скопление, для которо-го = const, мы называем гомологическим и есть основания считать, что относительную структуру скоплений, выражаемую через , можно сопоставлять и изучать независимо от предельных вели-чин, до которых проведены подсчеты звезд разными авторами.

Из постоянства: = const и наличия линейной зависимости:R_i = a_i(B – B_0i) следует, что все значения параметра B_0i для всех i у гомологического скопления должны быть равны между собою, т.е. B_0i = B₀ , как и наблюдается в рамках ошибки. Сопоставляя значения a_i и b_i методом НМК:

мы нашли значение В₀ (соответственно V₀) для каждого скопления. Эти значения в видимых и в абсолютных величинах М_Во можно найти в [4 - 10, 20, 22].

Сопоставляя значения параметра a_i с относительными радиусами методом НМК, мы находим следующую эмпирическую зависимость в скоплениях:

,

где A = const для данного скопления (значения А можно найти в [4 - 10, 20, 22]).

Наконец, получена единая зависимость для размеров пространственной гомологической струк-туры данного скопления:

.

До каких предельных величин в сторону слабых звезд она может быть экстраполирована, пока неясно.

Это второе проявление систематического изменения пространственной структуры скопления с изменением звездной величины исследуемых подсистем. К сожалению, мы успели его проследить только для исследованных шаровых скоплений.

На основании данных для R_i(B) и кривых f и f нами получены соответствующие значения пространственной плотности звезд f(R_i(B),B) и f(R_i(B),B) (или, что тоже самое, f(,B) , f(,B)) на границах пространственных зон для всех предельных В-величин и интервалов В. Эти значения можно найти в работах [4 - 10]. На рис. 1 приведена зависимость ln(f(R_i(B),B)/B) для соответствующей зоны скоплений в число звезд на куб. мин. дуги на единичный интервал зв. вел.

Функция f(R_i(B),B) можно рассматривать как интегральную функцию светимости, а f(R_i(B),B) – как дифференциальную функцию светимости для единицы объема скопления в зависимости от относительного расстояния от его центра, статистически свободную от влияния звезд фона и эффекта проекции его его внешних частей на внутренние.

Сравнение гистограм ln(f_i /B) (см. рис. 1) показывает, что и здесь при В > В_пр для каждого скопления наблюдается систематическое изменение в его пространственной структуре. Средние логарифмические наклоны:

приблизительно постоянны для разных зон (разных ), а при В > В_пр они систематически увеличиваются по мере перехода от центральной к самой внешней зоне скопления. Таким образом, мы можем сделать вывод, что скорость нарастания числа слабых звезд около точки поворота ГП и ниже ее наименьшая в ядре и наибольшая в короне скопления, т.е. слабые звезды обладают мень-шей концентрацией к центру системы. Кроме того, сама функция светимости скопления при В > В_пр зависит от расстояния от его центра.

К сожалению, реальной аналитической зависимости кривой ln(f(R_i(B),B)/B) от В мы не успе-ли получить из-за малости полученного из наблюдений участка кривых выше В_пр и возможной нелинейности этой зависимости. Для рассеянных скоплений исследование зависимости плотности звезд на границах пространственных зон от предельной звездной величины их подсистем затрудне-но из-за особености их слоистой структуры (рис. 3 б) – нередко на границах зон звездная плотность весьма мала или стремится к нулю. Все таки, основные выводы, получены нами для шаровых скоп-лений, подтверждаются многими авторами и для рассеянных (см. напр. [1]).

6. Обсуждение результатов

Конкретное обсуждение полученных здесь результатов и возможные гипотезы, связанные с сис-тематическим изменением структуры скоплений будет рассмотрено в втором статье из этого цикла. Чтобы показать реальное существование самого систематического изменения структуры здесь мы рассмотрим только влияние возможных внешних факторов, которые могли бы привести к наблюда-емому эффекту:

1. Фотографический эффект пластинок.

Можно ожидать систематического изменения определенных В величин звезд (соответственно и числа звезд) данной подсистемы с изменением расстояния от центра скопления из-за повышения фона неба и засветки пластинки яркими центральными частями системы. Однако это предполо-жение не может объяснить наблюдаемый эффект, так как мы не принимали во внимания централь-ные области скопления, где это влияние наиболее сильно. Кроме того, наибольшие изменения в структуре наблюдаются в самых внешних частях (в короне), где фотографический эффект мини-мален.

Как показывают специальные исследования [25, 26] 2-метровый телескоп НАО, Болгарии не обладает существенной ошибкой поля и цветового уравнения. Эго радиус невиньетированного поля впольне достаточен чтобы охватить скопление и звездного фона вокруг его. Исследуемые скопле-ния получены на пластинках с разными эмульсиями и попадают на линейный участок их характе-ристичных кривых. Кроме того, для рассеянных скоплений мы изпользовали фотометрические дан-ные, которые получены другими авторами [22, 17]. Все это отвергает предположение о действии фотографического эффекта.

2. Перекрытие звезд на пластинках.

Поскольку центральные области (где перекрытие значительно) не рассматривались, это влияние не может объяснить наблюдаемое систематическое изменение. Во внешних частях скопления пере-крытие минимально и не влияет заметным образом на кривые F и f.

3. Влияние звезд фона вокруг скопления.

Фон и эго флуктуации влияют на определение размеров сильно разреженных корон. Но это вли-яние имеет в основном случайный, а не систематический характер. Кроме того, изменения структу-ры наблюдаются и в ядре, где влияние фона практически равно нулю.

4. Систематическое изменение в структуре наблюдается у всех скоплений – как шаровых, так и рассеянных, имеющих различных параметров и находящихся на разных расстояниях от Солнца. Это показывает, что оно не обусловлено различным местонахождениям скплений в Галактике и усло-виями их видимости.

Все вышесказанное показывает, что систематическое изменение в структуре скоплений пред-ставляет собой реально существующий физический эффект в этих объектах.

Наконец мы отметим следующее:

1. Наличие пространственных зон в звездных скоплениях (рассеянных и шаровых) – хорошо известное явление, подтверждено многими авторамы [1, 12 - 18, 23 - 24]. Нередко однако встречаю-тся и авторы, которые не принимают наличие пространственных зон. Изучая пространственную структуру скоплений, они проводят весьма сглаженные кривые плотности F(r) и F(r) и таким обра-зом стырают все детали в их ходе [19]. Естественно, при таком сглаживании трудно выделить какие либо пространственные зоны, кроме ядро и корона.

2. Наличие систематического изменения структуры рассеянных скоплений – изменение их радиуса (так называемый плечевым эффектом) с звездной величиной и их фунции светимости также подтверждается многими авторамы [1, 27], но до сих пор оно не исследовано подробно по единой методике. (Кроме того, иногда считают, что систематическое изменение структуры скоплений явля-ется нереальным, инструментальным эффектом.) Нужно отделить особое внимание на работу [28], в которую авторы полностью подтверждают наши результаты о структурно-массовой сегрегации звезд в Плеядах и увеличении размеров скопления с увеличением V-величины звезд его подсистем.

3. Наличие систематического изменения пространственной структуры шаровых скоплений (нарастание радиусов зон и скопления и изменение функции светимости) почти неизвестно до сих пор, так как эффект проявляется выше В_пр , а подробные структурные исследования до таких боль-ших предельных величин – совсем немногочисленые. Все таки отметим работы [29 - 30], в которых есть данные о зависимости радиусов скопления от звездной величины.

В заключение отметим, что только сравнение по единой методике структуры различных по сво-им параметрам скоплений, полученной до больших предельных величин, позволило бы польностью изучить обнаруженное явление.

ЛИТЕРАТУРА

1. 
   Холопов, П. Н. Звездные скопления. М., Наука, 1981.
   
2. 
   Кукаркин, Б. В. Шаровые звездные скопления. М., Наука, 1974.
   
3. 
   Alcaino, G. Basic morphological data for galactic globular clusters. – Vistas in Astronomy, v.23, p.1, 1979.
   
4. 
   Русев, Р. М., З. Пейков. Пространственная структура шарового скопления М56. – Астрон. журн., т.63, с.483, 1986.
   
5. 
   Пейков, З. И., Р. Русев. Пространственная структура шарового скопления М12. – Астрон. журн., т.65, с.41, 1988.
   
6. 
   Пейков, З. И., Р. Русев. Пространственная структура шарового скопления NGC6535. – Астрон. журн., т.65, с.317, 1988.
   
7. 
   Пейков, З. И., Р. Русев. Пространственная структура шарового скопления NGC6171. – Астрон. журн., т.67, с.694, 1990.
   
8. 
   Пейков, З. И., Р. Русев. Пространственная структура шарового скопления NGC5466. – Астрон. журн., т.76, с.514, 1999.
   
9. 
   Пейков, З. И., Р. Русев. Пространственная структура шарового скопления М92. – Астрон. журн., т.76, с.571, 1999.
   
10. 
    Пейков, З. И., Р. Кадийская. Пространственная структура шарового скопления М15. – Астрон. журн., т.79, с.205, 2002.
    
11. 
    Kustner, F., Der Kugelformige Sternhaufen Messier 56. – Veröff. Der Universitats – Sternwarte zu Bonn, N^o14, p.1, 1920.
    
12. 
    Холопов, П. Н. Распределение плотности ярких звезд в шаровом скоплении М56. – Астрон. журн., т.48, с.316, 1971.
    
13. 
    Артюхина, Н. М., П. Холопов. Строение скоплений Плеяды, Ясли и Волосы Вероники. – Астрон. журн., т.43, с.567, 1966.
    
14. 
    Артюхина, Н. М. Строение скопления Ясли. – Астрон. журн. т.43, с.132, 1966.
    
15. 
    Артюхина, Н. М. Строение Плеяд. – Астрон. журн., т.45, с.1246, 1968.
    
16. 
    Холопов, П. Н. Распределение звезд с разными массами в Плеядах. – Астрон. журн., т.48, с.529, 1971.
    
17. 
    Paparó, M. Structure of NGC2420. – Commun. Konkoly Obs. Hungarian Acad. of Sci., N^o81, p.103, 1982.
    
18. 
    Холопов, П. Н. Пространственное распределение переменных звезд типа RR Лиры в шаро-вом скоплении  Центавра. – Астрон. журн., т.30, с.426, 1953.
    
19. 
    Пейков, З. И., Р. Русев. Метод исправления отрицательных значений плотности звезд в скоплениях. – Астрон. журн., т.68, с.78, 1991.
    
20. 
    Пейков, З. И., Р. Русев, Т. Русева. Пространственная структура старого рассеянного скопле-ния NGC2420. – Астрон. журн., т.79, с.300, 2002.
    
21. 
    Холопов, П. Н. Численный способ определения пространственной плотности звезд в сферои-дальном звездном скоплении. – Астрон. журн., т.26, с.298, 1949.
    
22. 
    Пейков, З. И. Новый взгляд на пространственную структуру рассеянных скоплений: Плеяды, Ясли и Волосы Вероники. – Астрон. журн., т.67, с.1141, 1990.
    
23. 
    Артюхина, Н. М., П. Холопов. Распределение звездной плотности в скоплении М67. – Астрон. журн., т.38, с.1039, 1961.
    
24. 
    Благих, А. П. Пространственное распределение ярких звезд в шаровом скоплении М92. – Астрон. журн., т.43, с.138, 1966.
    
25. 
    Kunchev, P. Z.,G. Ivanov. A photometric study of the bright stars in M33. – Astrophys. Space Science, v.122, p.235, 1986.
    
26. 
    Kunchev, P. Z., N. Nikolov. A photometric study of three star fields in the southern region of M33. – Astrophys. Space Science, 1986, preprint.
    
27. 
    Shapley, H. Star clusters. New York, London, Mc Graw Hill Book Comp., 1930.
    
28. 
    Raboud, D., J. Mermilliod. Investigation of the Pleiades Cluster. IV. The radial structure. – Astron. Astrophys., v.329, p.101, 1998.
    
29. 
    Tayler, R. J. The luminosity function for the globular cluster M92. – Astron. J., v.59, p.413, 1954.
    
30. 
    Geyer, E. H., U. Hopp. On the structure of the ”red” globular cluster NGC1806 in the Large Magellanic cloud. – Astrophys. Space Science, v.84, p.133, 1982.
    

Постъпила: март 2005 г.

SPATIAL STRUCTURE OF SOME GLOBULAR AND OPEN STAR CLUSTERS: I. RESULTS OF THE INVESTIGATIONS

Peykov Z., Roussev R.

ABSTRACT

The article presents the general conclusions of our program for investigation of the deep spatial structure of seven globular (M56, M12, NGC6535, NGC6171, NGC5466, M92 and M15) and four open (Pleiades, Praesepe and Coma Berenices) clusters on our Galaxy. The spatial structure of different subsys-tems in the clusters which contain stars over, around and under the main sequence turnoff in the (V, B-V) diagram of these objects is investigated based on the analyses of the differential and integral functions of distribution of the surface (F(r) and F(r) and spatial (f(r) and f(r)) star density in the clusters obtained by the method of star counts carried out in different intervals B, V and up to different limit B and V magnitudes.

It is shown that:

1. 
   Different spatial zones distinguished by their gradient of star density have been observed in the structure of all clusters (globular and open).
   
2. 
   The spatial structure has in general a layered character where the different layers coincide with the observed spatial zones.
   
3. 
   The spatial structure of all clusters varies systematically as we proceed to fainter stars. This variation starts from the brightest stars of the main sequence and consist of the following: a homologous increase of the radii of each spatial zone of the cluster and of the cluster as a whole in accordance with a uniform law, and changes in the stellar density distribution – the rate of increase in the number of faint stars with increase in star magnitude grows as we move outwards in the cluster.
   

General parameters defining the structure of the cluster are introduced and empirical relationships describing the variation of the structure are derived.

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

2 Русчо Минчев Русев, доц. д-р, СУ, Физический факультет, каф.”Астрономия”, София, буль.”Дж. Баучер” 5

жүктеу/скачать 236.72 Kb.

Достарыңызбен бөлісу: