Звездные скопления
<< 6.11 Морфологические параметры горизонтальных ветвей. Группы Миронова - Самуся | Оглавление | 7.2 Кинематические характеристики и галактоцентрические орбиты шаровых скоплений Галактики >>
Глава 7. Пространственное распределение и кинематические характеристики звездных скоплении Галактики
"...мы очень редко упускали возможность впасть в заблуждение;
только новые, полученные из наблюдений данные, с трудом
отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный путь"
М. Шварцшильд, Строение и эволюция звезд.
7.1 Пространственное распределение шаровых скоплений Галактики
Пользуясь своей системой расстояний до шаровых скоплений, Шепли еще в 20-х годах изучил их распределение в галактической плоскости и в плоскости, перпендикулярной к галактической и проходящей через видимый на небе центр системы шаровых скоплений. Шепли (1930) показал, что Солнце расположено эксцентрично по отношению к этой системе и находится почти на краю ее, в 16 килопарсеках от ее центра. Шаровые скопления расположены симметрично по обе стороны галактической плоскости. Приняв гипотезу о совпадении объема системы шаровых скоплений с объемом Галактики, Шепли совершенно правильно отождествил центр этой системы с центром Галактики. Вывод Шепли соответствовал исследованиям галактического вращения, выполненным тогда же Оортом, Линдбладом и др. Из нескольких возможных направлений на центр вращения одно совпало с направлением на центр системы шаровых скоплений.
Шепли не учитывал межзвездного поглощения света. В 1933 г. ван де Камп (1933), использовав данные Шепли, но произведя уже учет поглощения света, нашел, что расстояние до центра системы шаровых скоплений составляет 5,5 килопарсека. При этом выявилось, что система шаровых скоплений является почти сферической и обладает значительной концентрацией к центру.
Рис. 103. Распределение шаровых скоплений Галактики в проекции на плоскость. х, z (Паренаго и др., 1949).
Рис. 104. Распределение шаровых скоплений Галактики в проекции на плоскость у, z (Паренаго и др., 1949).
В уже упоминавшейся в § 6.2 работе Паренаго и др. (1949) заново определили расстояния до шаровых скоплений и параметры пространственного распределения их системы. Расстояние до центра системы (центра Галактики) оказалось равным 7800 парсекам. На рис. 103 - 104 (Паренаго и др., 1949) показано расположение скоплений в проекции на плоскости х, z (перпендикулярную к галактической, с осью х, проходящей через Солнце и центр Галактики) и у, z (перпендикулярную к оси х). Солнце находится в начале координат. Маленькие окружности соответствуют проекциям на эти плоскости Малого (SMC) и Большого (LMC) Магеллановых Облаков, иллюстрируя эфемерность наших знаний: не прошло и пяти лет после первой публикации этих рисунков, как стало ясно, что окружности следует удалить за пределы рисунков, вдвое увеличив их расстояния от начала координат.
Основные выводы ван де Кампа были полностью подтверждены этой работой. Оказалось, что практически все шаровые скопления, связанные с пашей Галактикой, находятся в сфере радиусом 20 кпс, описанной вокруг ее центра (большая окружность на рис. 103 - 104 изображает пересечение этой сферы с плоскостью чертежа).
На рис. 103 заштрихована область, в которой не было известно ни одного шарового скопления вследствие наличия сильного поглощения. Впоследствии в этой области на снимках, полученных в красных и инфракрасных лучах, было обнаружено несколько новых шаровых скоплений (Эйбел, 1955; Терзян, 1967).
Несколько скоплений, удаленных на большие расстояния от центра Галактики (например, NGC 2419), можно считать внегалактическими системами.
Кинман (1959б) изучил корреляцию между интегральными CH/Hγ спектральными классами шаровых скоплений и взятыми по модулю средними z-координатами и расстояниями от центра Галактики в проекции на галактическую плоскость Rc этих систем, считая, что <MV> переменных типа RR Лиры равна 0m. Скопления с наиболее ранними спектральными классами, имеющие наименьшее содержание металлов, образуют наиболее сферическую подсистему, слабо концентрирующуюся к галактической плоскости. Скопления с самыми поздними спектральными классами, имеющие наибольшее содержание металлов, сильно концентрируются к этой плоскости и к центру Галактики, в согласии с уже упоминавшимися ранее (см. § 6.6) результатами Мейалла (1946), подтвержденными Морганом (1956; 1959).
Кинман считает, что между этими группами скоплений наблюдается непрерывный переход: скопления с промежуточным содержанием металлов имеют промежуточные Rc, |z| - координаты и спектральные классы.
Большие изменения шкалы расстояний шаровых скоплений, описанные в гл. 6, повлекли за собой значительное изменение и картины распределения этих объектов в пространстве. Шаров (1976) изучил это распределение, пользуясь системой расстояний Кукаркина (1974а), описанной в § 6.9.
Рис. 105. Распределение шаровых скоплений класса G в проекции на плоскости х, у и х, z (Шаров, 1976). Область, лежащая за центром Галактики, не рассматривается.
Начиная с, конца 40-х гг. и особенно в 50-х и 60-х годах было принято относить все шаровые скопления к сферической составляющей Галактики. Но еще Морган (1956; 1959) ввел понятие "ядерно-дисковые" скопления, отнеся к ним объекты сравнительно поздних спектральных классов, расположенные в районе с угловыми размерами 63°; х 22°; , центр которого совпадает с центром Галактики. Бингэм и Мартин (1974) назвали подсистему скоплений класса G сверхдиском, диаметр которого в плоскости Галактики по их определению достигает 18 кпс, а толщина - 6 кпс. На рис. 105 (Шаров, 1976) показано распределение этих скоплений в проекции на плоскости х, у (галактическую) и х, z. Солнце - в начале координат, центр Галактики принят находящимся на расстоянии 10 кпс от Солнца. Заштрихована центральная конденсация Галактики, имеющая угловые размеры 34°; х 20°; . В отличие от Кинмана, Шаров считает, что шаровые скопления делятся на две группы: классов F8,5 - G, относящиеся к диску, и скопления классов F2 - F8, имеющие сферическое распределение. Рис. 106 (Шаров, 1976) обосновывает эту точку зрения, а на рис. 107, взятом из той же работы, схематически показано строение подсистемы шаровых скоплений нашей Галактики.
Рис. 106. Распределение |z|-координат шаровых скоплений в зависимости от их спектральных классов (Шаров, 1976).
Рис. 107. Схематическое изображение строения подсистемы шаровых скоплений Галактики (Шаров, 1976).
Уместно отметить, что согласно Миронову и Самусю (1974) скопления их группы I концентрируются к центру Галактики слабее, чем скопления группы II, а их химический состав, в отличие от химического состава скоплений второй группы, не меняется с изменением расстояния от галактического центра.
Уменьшение плотности точек в плоскости х, у вне угла в 60°; с вершиной в центре Галактики (рис. 105) Шаров объясняет влиянием межзвездного поглощения света. Оценивая полное число (N) шаровых скоплений в Галактике по их плотности, непосредственно наблюдаемой В более узком секторе, содержащем Солнце, Шаров (1976; 1978) получает значения N от 400 до 600 в зависимости от принимаемого расстояния до галактического центра (8,5 и 10,1 кпс соответственно). Использование новой начальной главной последовательности (см. § 3.15) означает, что общепринятые сейчас расстояния от Солнца до звезд высокой светимости и цефеид, определяющих положение спиральных ветвей Галактики, должны быть уменьшены примерно на 20% (см. Ефремов, 1979). Это должно повлечь за собой соответствующее уменьшение расстояния до галактического центра. Уменьшение расстояний до шаровых скоплений согласуется с этой тенденцией. Поэтому можно думать, что значение N = 400 ближе к действительности. Шаров (1976) определил также логарифмические градиенты m (по расстоянию R от центра Галактики) и l (по z-координате) пространственной плотности f подсистем шаровых скоплений дисковой (классов F8,5 - G) и сферической (классов F2 - F8) составляющих. Для шаровых скоплений диска
|
(7.1) |
для скоплений сферической составляющей m = 0,13/кпс, l = 0,5/кпс.
Совершенно другую систему расстояний, описанную в § 6.9, использовал для изучения пространственного распределения шаровых скоплений Харрис (1976), нашедший, что расстояние до центра системы шаровых скоплений, отождествляемого с центром Галактики, составляет 8,8 ± 0,7 кпс, а полное число шаровых скоплений в Галактике N ≈ 190 ± 30.
Обратив внимание на то, что в плоскости у, z скопления классов G выглядят сосредоточенными в небольшом сферическом объеме, центр которого совпадает с центром Галактики (см., например, рис. 104), Харрис заключил, что шаровые скопления, богатые металлами, образуют не диск, а сферическую систему, связанную с ядром Галактики. Выводы предшествующих исследователей о наличии подобных скоплений между Солнцем и центром Галактики Харрис объяснил большими ошибками в определении расстояний до этих систем. Однако ван ден Берг (1979), возражая Харрису, указал на сильное влияние межзвездного поглощения света на видимое сжатие дисковой подсистемы галактических шаровых скоплений. Края диска в плоскости у, z маскируются сильнейшим поглощением, концентрирующимся к галактической плоскости, что полностью согласуется с изложенными выше представлениями Шарова (1976).
<< 6.11 Морфологические параметры горизонтальных ветвей. Группы Миронова - Самуся | Оглавление | 7.2 Кинематические характеристики и галактоцентрические орбиты шаровых скоплений Галактики >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
