Содержание к диссертации
Введение
1 Исходные данные
1.1 Каталог шаровых скоплений Галактики
1.2 Каталог переменных звезд типа RR Лиры
1.3 Каталог спектроскопических определении магния в F-G-звездах
1.3.1 Наблюдательный материал
1.3.2 Параметры атмосфер и содержание железа
1.3.3 Итерационная процслура вычисления относительного содержания магния
1.3.4. Расстояния, собственные движения и лучевые скорости
1.3.5 Пространственные скорости и элементы галактических орбит
1.4 Заключение по Главе I
2 Критерии разделения населений на подсистемы
2.1 Критерии разделения шаровых скоплении Галактики
2.2 Критерии разделения на подсистемы звезд типа RR Лиры поля
2.3 Критерии разделения на подсистемы F-G звезд поля
2.4 Заключение но Главе
3 Характеристика толстого диска
3.1 Вращение подсистемы
3.2 Шкала высоты
3.3 Связь между содержанием магния и металлпчностыо
3.4 Градиенты металличностп в толстом диске
3.5 Связь содержания магния с элементами орбит в толстом диске
3.6. Заключение по Главе III
4. Характеристики двух подсистем в гало
4.1 Основные параметры двух подсистем в гало
4.1.1 Вращение подсистем
4.1.2 Градиенты металличностп
4.2 Связь физических параметров шаровых скоплений с расстоянием и возрастом
4.3 Малом аса шиле шаровые скопления
4.4 Завпснмоть [Fc/H] - [Mg/Fc]
4.5 Зависимость [Ей/My] — [Mg/Fc]
4.6 Заключение по главе
Заключение 130
Литература 137
Приложение 153
- Каталог спектроскопических определении магния в F-G-звездах
- Критерии разделения на подсистемы звезд типа RR Лиры поля
- Связь содержания магния с элементами орбит в толстом диске
- Связь физических параметров шаровых скоплений с расстоянием и возрастом
Введение к работе
Общая характеристика работы
Сфероидальная составляющая Галактики (гало) задала в последние десятилетня целый ряд загадок. Еще совсем недавно считалось, что гало I алактпкп представляет собой однородную группу. Однако появившееся в последнее время большое количество наблюдательных данных свидетельствует о ее многокомпонентноети Кроме того, прецизионные наблюдения последнего десятилетня свидетельствуют, что карликовые галактики, являющиеся спутниками пашей Галактики, постоянно теряют не только звезды и газ, но и шаровые скопления из-за разрушения их приливными силами. Потерянные объекты становятся составляющими гало нашей Галактики.
Наиболее характерными представителями населения гало являются шаровые скопления, субкарликп и звезды типа RR Лиры. Шаровые звездные скопления - являются представителями старейшего населения пашей Галактики. В настоящий момент в нашей Галактике известно ~ 150 шаровых скоплений, а их полное число, по-видимому, порядка 200 (см. Сурдин (1994)). Химический состав шаровых скоплений хорошо коррелирует с их пространственным распределением, кинематикой и возрастом. Эти свойства позволяют сделать вывод о характере динамической эволюции, об истории звездообразования на ранних стадиях эволюции, о природе происхождения самих шаровых скоплений. Уже по первым определениям металлпчностп для 90 шаровых скоплений был обнаружен провал в их функции металлпчностп при [Fe/H\ = —1.0 (см. ЛІарса-ков, Сучков (1977)). Позже провал при том же значении металлпчностп был обнаружен рядом других авторов (см, например Батлер и др. (1978), Зпнн (1985)), Значение [Fc/H] ~ —1.0 выделяется еще одним важным свойством: при переходе через эту границу скачком меняются характеристики пространственного распределения. Таким образом, провал в области [Fe/Hj=-1.0 разделил все шаровые скопления на две дискретные группы: малометаллнчпая, сферически симметричная, медленно вршца-
ющаяся подсистема гало и более металличшш, довольно плоская, быстро вращающаяся подсистема" толстого диска.
В 1987 году Хартвнк в своей работе выдвинул предположение для звезд поля о двух населениях в малометаллнчном гало с различными историями происхождения. Он показал, что при моделировании динамики звезд типа RR Лиры с металл и чпостыо [Fe/H]<-1.0 dex требуется две компоненты, одна сферическая, другая несколько сплющенная, доминирующая на расстоянии мешлпе радиуса солнечного круга от центра Галактики. Соммер-Ларееп, Чей (1990), изучая более бедные металлами звезды поля (их выборка состояла из 118 звезд), вновь обращают внимание на наличие двух компонент в малометал личном гало. При этом они указывают на то, что большинство массы заключается в сферической компоненте (около 60%).
*" Наибольшее развитие концепция двух населений в малометалличном гало получила в результате исследования шаровых звездных скоплении. Это единственная популяция в Галактике, наблюдаемая без значительных селекционных эффектов как вблизи галактического центра так и далеко за его пределами, что позволило более-менее надежно установить пространственное распределение объектов выделенных подсистем. Интересной оказалась связь распределения металл и чностн со структурой горизонтальной ветви. В работе Страпжпса (1982) было отмечено, что в области [Fe/H\ > —1.2 находятся только скопления с "голубой" горизонтальной ветвью. В области [Fc/H] < —1.7 находятся только скопления с "красной" горизонтальной ветвью, а промежуточная группа представляет собой смесь скоплений с "голубой" и "красной" горизонтальными ве-гЛіями. Зшш (1993) и Да Коста, Армандрофф (1995), используя строение горизонтальной ветви шаровых скоплений, показали, что скопления гало, имеющие при данной метал личности более красные горизонтальные ветви (то есть подавляющее количество звезд лежат с низкотемпературной стороны от пробела Шварцшильда), находятся преимущественно за пределами солнечного круга орбиты и являются в среднем моложе. При этом Зшш (1993) отметил, что в "молодом гало" отсутствует радиальный градиент металлнчпостп. Кроме того, используя лучевые скорости, Зипи нашел скорости вращения для "молодого" и "старого" гало равными —64 ± 74 км с-1 (19 скоплений) и +75 ± 39 км с-1 (24 скопления), соответственно. Выборка Да Коста, Армандрофф (1995) из 21 скопления "молодого гало" и 27 "скоплении старого" гало дала скорости вращения равные — 46 ± 81 кмГ1 и +40 ± 41 км с-1, соответственно. Ошибки, к
сожалению, большие, но при этом и различия оказываются значительными. ' В обеих работах также были вычислены дисперсии скоростей для "молодого" и "старого" гало соответственно oiQS — 149 ±24 км с"1 и aios — 163 ±25 км с-1 (Зпнн (1993); <тЬз = 99 ±14 км с"1 и о1оя = 115 ±10 км с-1 (Да Коста, Лрмаидро(]к}) (1995)). Несмотря па большие ошибки, авторы тем не менее высказали предположение, что скопления "старого гало" сформировались вместе со всей Галактикой, в то время как скопления "молодого гало" образовались из фрагментов, захваченных Галактикой из внегалактического пространства на более поздних стадиях эволюции. Позднее Карпи (1999) нашел для скоплений "старого" и "молодого" гало скорости вращения (по лучевым скоростям) равные — 76 ± 53 км с"1 и +42 ± 58 км с-1 с дисперсией 226 ± 50 кме^1 и 128 ±40 км с"1, соответственно.
В настоящее время мы наблюдаем разрушение приливными силами Галактики карликовой сфероидальной галактики Сагпттариус (dSph Srg) (Айбэтэ (1994), Матео (1996)). С этой галактикой уверенно ассоциируют четыре шаровых скопления: М54, Агр2, Тег 8, Тег 7. Скопление Pal 12 находится на значительном удалении от этой галактики, но согласно точно восстановленным орбитам обеих звездных систем, это скопление было выброшено из Srg примерно полтора миллиарда лет назад (Дпнеску и др. (2000)). Сараедшш, Лейден (1997)) обсуждали и возможность, что М54 является ядром карликовой галактики Sgr. Их главное возражение против такого вывода было то, что М54 имеет более синий цвет, в то время как окружающие более богатые металлами звезды поля относительно красного цвета. Фрнмсн (1993) привел доказательство того, что ядро галактики имеет тенденцию иметь тот же самый цвет как и окружающие звезды поля. Однако Дуррелл (1997) обнарзгжил галактику VCC 1254 в скоплении Девы, ядро которой имеет более синий цвет, чем цвет самой галактики. Эти данные, а также анализ плотности звезд в поле вблизи М54 (Лейден, Сараедшш (2000)) дали основание полагать, что М54 является ядром карликовой галактики Сагпттариус. Кроме того, системе Сагпттариус с большой вероятностью принадлежат еще пять скоплений: М53, Pal5, NGC4147, 5053, 5634 (Динеску и др. (2000), Палма, Маевскн (2002), Беллазшш, Ферраро (2002)). Элементы галактических орбит скоплений Rup ЮС, Pal 13, NTGC5466, 6934, 7006 также указывают на то, что они были захвачены из разных галактик-спутников (Динеску и др. (2000)). Фрнмсн (1993) предположил, что даже ш Сеп, крупнейшее из известных шаровых скоплений Галактики,
находящееся довольно близко к галактическому центру и имеющее ретроградную орбиту, в свое время было ядром карликовой галактики. Тшучпя и др. (2003) путем численного моделирования показали, что разрушение приливными силами Галактики карликовой галактики-спутника и появление его центрального скопления в Галактике па очень вытянутой орбите с малым апогалактическим радиусом вполне возможно. Все шаровые скопления, для которых внегалактическое происхождение установлено исключительно по их пространственным положениям, демонстрируют более красные горизонтальные ветви, чем основная масса скоплений Галактики с аналогичной метал личностью.
Малометал личные звезды поля также обнаруживают сходную многокомпонентную структуру. Маевски (1992), изучая собственные движения большой выборки звезд в направлении на Северный Галактический полюс, показал, что звезды, лежащие далее 5 кпк от плоскости диска имеют в среднем ретроградное вращение (Vrat = —55 ± 16 км с-1). Ван ден Берг (1993) сделал по существу тот же самый вывод, отмечая, что более богатые металлами шаровые скопления с группой по OosterhofTI показывают в среднем ретроградное вращение. Следует отмстить, что наличие ретроградного вращения у звезд является убедительным аргументом их независимого происхождения и от Галактического диска, который имеет довольно большую положительную скорость вращения и от старого гало, показывающего также прямое вращение. Результат Маевски (1992) был получен но звездам поля, который, по сути, разделяет их па две подсистемы, выделяя при этом "аккрецнро-ванные" звезды. Однако при изучении звезд поля встает вопрос как идентифицировать бедное металлами население, расположенное близко к плоскости Галактики, при этом учитывая, что движение по орбите может относить звезды далеко от плоскости? Карий (1996), исследуя высокоскоростные субкарлпкп поля, в этом случае использовал два крнтерпя:(с72 + V2)1^2 > 200 кмг1 и е > 0.85. При этом звезды с сильно вытянутыми орбитами (е > 0.85) оказались в среднем моложе и имеющими обратное вращение. Возрасты в работе Карий (1996) были получены по данным фотометрии Стремгрена. Вывод об относительной молодости малометаллнчных красных гигантов с ретроградными орбитами сделан и в работе Хансон и др.(1998), где в качестве химического индикатора возраста выступало количество а-элсментов в звездах. (Известно, что у молодых объектов, образованных из вещества, уже обогащенного выбросами сверхновых SI\TIa, величина [a/Fe] мала, тогда как у более старых
звезд большее относительное содержание а-элементов обусловлено исключительно вспышками сверхновых второго типа.)
К сожалению, сами возрасты определяются с недостаточной точностью, как для отдельных звезд, так и для огромных звездных ансамблей, состоящих, как правило, из звезд одного возраста— шаровых п рассеянных скоплений. В случае же звезд типа RR Лиры никаких показателен индивидуального возраста найти не удастся. И здесь на помощь может прийти "химический" индикатор возраста. Согласно современным представлениям, все химические элементы тяжелее бора образовались в реакции ядерного нуклеосинтеза в звездах разных масс. Отсюда следует, что количество атомов тяжелых элементов будет с неизбежностью увеличиваться в процессе эволюции Галактики. При этом отношение числа атомов тяжелых элементов к числу атомов водорода в атмосферах звезд (то есть их полная металлпчность) должна служить индикатором их возраста. Однако многочисленные исследования показывают, что для старых населений Галактики не удается проследить зависимость между возрастом п металличностыо (см., например, Норрис п др.(1985)). Вместо полной металлпчности в качестве химического индикатора возраста звезд оказалось удобнее использовать относительное содержание в них различных элементов, поскольку возникновение большинства элементов может б;.іть приписано тому или шюму процессу нуклеосинтеза в звездах определенных масс, эволюционирующих за теоретически определенное время. В частности, массивные сверхновые звезды SNcII являются основными поставщиками в межзвездную среду элементов а-захвата, г-процесса и небольшого количества элементов группы железа. Основная же масса элементов группы железа синтезируется в звездах меньших масс, входящих в состав тесных двойных звезд и взрывающихся как SNcIa. Производство а-элемептов происходит за более короткое время, чем железа, что обусловлено разницей во временах, эволюцией сверхновых II ( 30 млн. лет) п типа la ( 1 млрд. лет) (см., например, Маттеучн, Грегпо (1986), Сплпмапн и др (1990), Тсуджимото и др. (1995), Маттеучи (2001)). С другой стороны, согласно тем же авторам, единичные самые первые JVNela могли появится значительно раньше этого срока, спустя всего и 0.5 млн. лет. Начало фазы взрывов SNela примерно совпадает с началом образования подсистемы толстого диска. Поскольку вклад SNela в синтез элементов группы железа существенно больше, чем в синтез а -элементов, то отношение [a/Fe] будет убывать в Галактике; по мерс обогащения межзвездной среды остатками этих сверхновых. Таким обра-
зом, к тому моменту, когда величина [a/Fe] начнет уменьшаться пройдет по меньшей мере « 1 млрд. лет после начальной вспышки звездообразования.
Недавние исследования выявили звезды поля, которые не подчиняются данному сценарию. Карин и др. (1997), Кинг (1997), Ханеоп и др.(1998) обнаружили малометал личные звезды с отношением [a/Fe] много меньше ожидаемого. Точно так же Баррпе и др. (2000), Машонкина (2004) и Машоикнна и др.(2003) нашли в гало звезды с аномальным содержанием элементов г-процесса. Другими словами, среди звезд с [Fe/H] < —1.0 существует значительный разброс относительных содержаний элементов об,опх процессов. Природа этого разброса считается еще не совсем окончательно установленной, поскольку различные сценарии обогащения межзвездной среды химическими элементами могут существовать как в изолированных протогалактпчеекпх фрагментах внутри единого прото-галактичесго облака, так и в самостоятельных галактиках-спутниках.
Актуальность проблемы
Вопросы формирования, строения и эволюции нашей Галактики постоянно находятся в центре вЕшмашгя современной астрофизики. Свидетелями ранней ее эволюции, в частности, выступают малометал личные высокоскоростные звезды и состоящие из таких звезд шаровые звездные скопления. За последние несколько лет наблюдательная астрономия дала нам несколько убедительных свидетельств того, что не все шаровые скопления и звезды поля, принадлежащие в настоящий момент нашей Галактике, образовались из единого протогалактического облака. Часть звездных объектов образовалась за пределами Галактики и была ей впоследствии захвачена из ближайших галактик-спутников. В частности, в настоящее время мы наблюдаем разрушение приливными силами Галактики карликовой сферической галактики Сагиттарнус, в состав которой входит несколько шаровых скоплений. Поэтому в первую очередь интересно выявить в нашей Галактике аккрецнрованные скопления, поскольку эти объекты видны на значительных расстояниях и позволяют составить представление о структуре Галактики по их пространственному положению. Отсюда очевидна актуальность задачи нахождения соответствующих критериев для выявления таких скоплении и проведение комплексного статистического анализа химических, физических и пространственных свойств населений шаровых звездных скоплений, имеющих различное происхождение. Актуальной является и задача восста-
новлоння последовательности событии, формирующих различные подсп-етемьі Галактики. Значительное количество опубликованных возрастов А*ля шаровых скоплений, полученных разными авторамп, по различным теоретическим пзохронам и трудно сопоставимы между собой. Поэтому важной оказывается задача приведения всех этих возрастов к однородной шкале.
Другими старейшим]! объектами Галактики являются звезды типа RR Лиры поля. Эти гигантские звезды также видны на значительных расстояниях (вплоть до й 4 кпк), но этого явно недостаточно для составления представления о структуре Галактики. Однако, при решении такой задачи статистическими методами вполне корректно использование элементов галактических орбит, вычисленные по пространственным скоростям. Благодаря расположению Солнца в галактической плоскости, пблпзп него находятся звезды всех подсистем Галактики. Действительно, каждая звезда и течение одного периода обращения вокруг центра Галактики неоднократно пересекает галактическую плоскость и если Солнце находится между апо- и перегалактпческимп радиусами ее орбиты, рано или поздно окажется вблизи него. Через некоторое время эти звезды вновь удалятся от нас и займут в Галактике пространственный объем, характерный для объектов соответствующей подсистемы. Поэтому актуальной становится задача определения компонентов пространственных скоростей для лирид ноля по данным спутниковых и наземных прецизионных астрометрпческих и спектроскопических измерений и вычисления элементов их галактических орбит на основе современной модели гравитационного потенциала Галактики.
'*- Важным инструментом для восстановления хронологии является также исследование детального химического состава в атмосферах старейших непроэволгоционировавшпх звезд, поскольку в них он отражает химический состав межзвездной среды ранней Галактики. Разные химические элементы синтезируются в звездах разных масс, эволюционирующих с разной скоростью, поэтому относительные содержания некоторых элементов в последующих поколениях звезд позволяют оценить их относительный возраст. Особенно важное значение при решении этой задачи имеет исследование относительного содержания q-элементов в маломе-таллпчиых звездах, что позволяет извлечь информацию, как о скорости звездообразования, так н о перемешивании межзвездной среды в ранней Галактике. В результате ввода в действие новых мощных телескопов, ^регрессирующего развития приемников излучения и методов анализа
спектров, к настоящему времени накоплены содержания различных химических элементов для большого числа звезд. Они получены разными авторскими коллективами и зачастую систематически отличаются друг от друга. Наиболее изученным а-элементом является магнии. Поэто-ivy актуальной представляется задача составления компилятивного каталога по возможности всех опубликованных относительных содержаний магния в близких звездах и приведения их в единую шкалу. При этом для всех звезд также необходимо найти измерения соответствующих величин, вычислить компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит. В этом случае становится возможным выполнение следующей актуальной задачи - сегрегации звезд получившейся выборки по галактическим подсистемам и комплексного статистического исследования химических, физических и пространственно-кинематических свойств звезд каждой подсистемы.
Цель работы:
Комплексное статистическое исследование химических, физических и пространственно-кинематических свойств старых звездных населений для изучения строения и восстановления хронологии формирования структуры Галактики п ее химической эволюции на основе составленных репрезентативных выборок однородных данных шаровых скоплений, переменных звезд типа RR Лиры поля и близких высокоскоростных ма-ломасспвных звезд.
Научная новизна
Основные результаты, содержащиеся в диссертации, получены впервые.
Впервые определены характерные параметры трех старых подсистем Галактики и выявлены взаимосвязи между относительными содержаниями магния и кинематическими характеристиками звездных объектов внутри каждой подсистемы па основе выборок, объемы которых достаточны для получения статистически значимых результатов.
Показано, что подавляющею число малометаллпчных объектов ([FefH] < —1.0) в сферической составляющей Галактики имеют, вероятно, внегалактическое происхождение.
Показано, что среди самых далеких шаровых скоплении имеется дефицит массивных скоплений.
Впервые указывается на увеличение отношения [Mg/Fe] с увеличением максимального удаления точек орбит звезд от галактической плоскости в толстом диске, что подтверждает наличие положительного вертикального градиента относительного содержания магния.
Показано, что отношение [Eu/Mg] в "аккрецпрованных" звездах резко отличается от аналогичного отношения у звезд, рожденных из вещества единого протогалактнческого облака, что свидетельствует об иной химической истории вещества, из которого образовались эти звезды.
Составлен не имеющий аналогов сводный каталог однородных содержаний магния, параметров атмосфер, компонентов скоростей, элементов орбит и других параметров для 876 F-G-звезд главной последовательное^ [.
аучиая и практическая значимость работы
Впервые сведенные в единую шкалу разнородные определения содержания магния в атмосферах звезд, доступных для получения спектров высокого разрешения, объединенные с вычисленными для них на основе современных высокоточных астрометрпчеекпх наблюдений кинематическими параметрами позволят восстановить этапы химической и динамической эволюции вещества как внутри, так и вне Галактики,
Обнаруженные связи между величинами [Mg/Fe], [Eu/Mg] и [Fe/H] в старейших звездах Галактики будут использованы для восстановления истории звездообразования и формирования подсистем в ранней Галактике.
Выявленные связи между содержаниями химических элементов и пространственно-кинематическими характеристиками объектов для разных подсистем Галактики могут использоваться для дальнейшего развития теории химической и динамической эволюции Галактики. В частности, па базе этих результатов сделан вывод, что населения шаровых скоплении п высокоскоростных звезд поля образуют
в Галактико три старые подсистемы - толстый диск, протодиско-вое гало п аккрсцпрованиое гало, различающиеся проетранствснно-кшшматпческпмп свойствами, химическим составом и возрастом.
Основные положения, выносимые на защиту
1. Каталог сведенных по оригинальной методике в единую шкалу раз
нородных спектроскопических определений содержаний магния для
876 ближайших карликов и субгнгантов и вычисленные для 844 из
v них компонентов пространственных скоростей и элементов галактических орбит.
2. Вывод о том, что высокие относительные содержания магния
([Mg/Fe\ ?s 0.4) в малометал личных звездах толстого диска умень
шаются с ростом металличностп, начиная с [Fe/H] « —1.0. При
этом в толстом диске существует заметное число звезд (« 20%)
с низким относительным содержанием магния (\Mg/Fc\ < 0.2).
Одновременно в тонком диске присутствуют звезды с высокими
содержаниями магния (~ 9%). Показано, что последовательность
([Alg/Fe] — [Fe/H]) звезд толстого диска лежит выше аналогичной
последовательности звезд тонкого диска.
' 3. Вывод о том, что для звезд толстого диска существует зависимость между относительными содержаниями магния и максимальными удалениями звезд от галактической плоскости.
Вывод о том, что отношение [Еи/Мд] для звезд аккрецнроваппого гало резко отличается от этого отношения у остальных звезд Галактики. Делается вывод, что звезды этой подсистемы образовались из облаков, прошедших отличную от единого протогалактпческого облака историю химической эволюции.
Наличие дефицита массивных шаровых скоплении на больших га-лактоцеитрпческих расстояниях.
Реализация результатов работы
Результаты диссертации нашли отражение в отчетах по НИР, выполен-ных по плану НИИ физики РГУ, а также по грантам РФФИ - 00-02-17689, 01-02-06449, 02-02-06911.
Апробация результатов
Основные результаты исследования были представлены:
на астрофизических семинарах:
— Кафедры физики космоса РГУ;
ГЛИШ, МГУ, Москва;
СЛО РЛП, Н.Архыз;
^ на международных конференциях:
— Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции
Галактики" (Москва, 1999);
- Joint European and National Astonomical Meeting (JENAM-2000
(Москва, 2000);
"Звездная динамика: от классической до современных моделей" (Санкт-Петербург, 2001);
"Астрономическая школа молодых ученых" (Украина, Киев, 2002);
"Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик" (Украина, Одесса, 2002);
— "От Лития до Урана" (IAU Симпозиум 228, Франция, Париж,
. 2005)
на всероссийских научных конференциях
- "ВНКСФ-5" (Екатеринбург, 1999);
"Всероссийская астрономическая конференция" (ВЛК-2001) (Санкт-Петербург, 2001);
"Всероссийская астрономическая конференция" (ВАК-2004) (Москва, 2004);
По результатам диссертации опубликовано 8 работ.
1-І
Личный вклад автора
Автору равноправно с научным руководителем принадлежат: разработ-к'а методик исследования, проведение статистической обработки данных и астрофизический анализ результатов. Лично автору принадлежит компиляция данных для шаровых скоплении, звезд типа RR Лиры поля и близких звезд, вычисление для всех объектов компонентов скоростей и элементов орбит, а также сведение разнородных опубликованных спектроскопических определений содержаний магния в единую шкалу для F-G-звезд. Автор также принимала участие в постановке всех задач и формулировок выводов.
Содержание работы
Работа состоит из Введения, 4-х глав, п Заключения, всего 150 страниц, 49 рисунков, С таблиц п 3 таблици в Приложении. Список литературы включает 243 ссылку.
Во введении приведен краткий обзор проблемы и подчеркивается необходимость детального статистического исследования химических и кинематических свойств старых населении Галактики. Кратко изложено содержание работы и указано, какие выводы и положения защищает автор.
В первой главе описан исследуемый наблюдательный материал. На основе компилятивного каталога измеряемых характеристик шаровых скоплении Галактики Харрпса (1996) (с привлечением других источников) был составлен сводный каталог фундаментальных параметров для \?0 шаровых скоплений Галактики. Для 41 шарового скопления элементы галактических орбит были взяты из работ Дннеску и др. (1999, 2000, 2001). Возрасты для 89 шаровых скоплений были определены с использованием оригинальной двухступенчатой итерационной процедуры, которая присваивает меньший вес определениям, значительно отклоняющимся от предварительного среднего. Все данные были сведены к единой шкале. Всего было использовано 125 источников и G50 индивидуальных определений возрастов. При этом внутренняя точность получилась равной а = 0.73 млрд.лет.
По опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движений, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 2G2 переменных звезд
типа RR Лиры. Для определения орбитальных параметров была использована модель Галактики, состоящая из сферически симметричного бал-джа, диска и массивного протяженного гало.
Для 87G F-G-звезд околосолнечной окрестности, был составлен каталог г^фективных температур, ускорений силы тяжести, содержаний железа и магния. Параметры атмосфер и содержания железа получены усреднением опубликованных соответствующих величин, определенных методом синтетического моделирования спектров на основе около 2000 определений в 80 публикациях. Относительные содержания магния получены на основе 1412 определений в 31 публикации в результате оригинальной трехходовой итерационной процедуры усреднений с присвоением веса как каждому первоисточнику, так и каждому индивидуальному определению. При этом учитывались систематические смещения всех шкал относительно приведенной средней шкалы. Данная процедура, присваивая наименьший вес наименее надежным определениям, позволяет получать итоговые величины, близкие к тем, которые даст болЕлпинство неточнп-у"в, причем не исключая ни одного определения. Внутренние точности величин оцененные по сходимости определений из разных источников, оказались близкими к обычно заявляемым ошибкам соответствующих параметров.
Расстояния до звезд и собственные движения, вычисленные на основе данных из современных массовых высокоточных каталогов как орбитальных (Hipparcos - Tycho), так и наземных (PPM-N, PPM-S, PPM-add). При этом использовались тригонометрические параллаксы с ошибками меньше 25 %, а при отсутствии таковых - опубликованные фотометрические расстояния, определенные на основе uvby/? фотометрии. Для 844 звезд, были вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит на основе модели Лллен и Сантиллан, 1991.
* Во второй главе описаны интегральные свойства населений, свидетельствующие о том, что все исследуемые классы объектов не являются однородными. Показано, что каждое население состоит из трех дискретных групп, каждая из которых принадлежит одной из трех подсистем Галактики - толстому диску, "иротоднековому гало" и "аккрецировашюму гало"/Объекты этих подсистем занимают различные объемы пространства Галактики, имеют разный химический состав, разные скорости и возрасты.
Третья глава посвящена исследованию подсистемы толстого диска. Показано, что все исследуемые классы объектов указывают па доволь-
но высокую линейную скорость вращения этой подсистемы па солнечном галактоцентрпческом расстоянии ( 190 км с-1). Характерная толщина толстого диска оказалась примерно 0.G кпк. Одновременно все исследуемые населения демонстрируют высокий отрицательный вертикальный градиент металлпчностп и высокий положительный градиент относительного содержания магния в этой подсистеме. Пи одно из исследуемых населений не обнаруживает радиального градиента металлпчностп, в то время как радиальный градиент относительного содержания магния по звездам ноля получился инверсным, то есть отрицательным, вместо ожидаемого положительного. Показано, что среди звезд с кинематикой толстого диска присутствует значительное количество звезд (~ 20%) с содержанием магния и металлнчностьго, характерной для звезд топкого диска. И наоборот, среди звезд с кинематикой топкого диска имеются звезды (?» 9%) с содержанием магния и метал личностью толстого диска. Этот результат опровергает предположение о том, что относительные содержания магния в звездах толстого диска и тонкого диска скачком отличаются друг от друга (см. Furhrmann (1998, 2000). Показано, что звезды толстого диска обнаруживают большее относительное содержание магния при любой металлпчностп, чем звезды тонкого диска. Найдено, что начиная с [Fe/H] : —1.0, в толстом диске все явственней начинает проявляться тенденция к уменьшению относительного содержания магния с увеличением металлпчностп. Л после [Fe/H] ss — 0.G наблюдается внезапное уменьшение среднего содержания магния. Сделан вывод, что начало вспышек первых сверхновых типа 1а наступило при достижении средней металлпчностп межзвездной среды в Галактике [Fe/H] « —1.0. По оно наступило позже начала массового образования звезд is толстом диске, которое произошло еще при [Fe/H] « —1.25. Эти результаты подтверждают вывод о довольно большой продолжительности звездообразования в толстом диске, сделанный в работе (Прочаска и др., 2000) по обнаруженным авторами трендам трех других а-элементов от металлпчностп.
Четвертая глава посвящена исследованию двух сферических подсистем Галактики. Показано, что звезды поля со скоростями меньше критического значения остаточной скорости (Кет ~ 250 км с-1) и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему протодпекового гало. Быстрые звезды поля и скопления с более красными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную под-
'%
систему внешнего аккрецпрованного гало примерно в три раза большего размера, чем генетически связанные подсистемы. Большинство звезд этой подсистемы имеет обратное галактическому вращению направление движения.
Обнаружена положительная корреляция между возрастами и массами скоплений, лежащих на галактоцентрпческнх расстояниях больше радиуса солнечной орбиты. Найдено, что на плоскости "скорость диссипации - масса" резко выделяются 10 малометаллпчпых шаровых скоплений аномально малой массы. При этом оказалось, что все они лежат далее 15 кпк от галактического центра, заметно моложе основной группы малометаллпчпых скоплений, обладают аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме "аккрецпрованного гало". Одновременно эти же скопления демонстрируют увеличивающийся дефицит далеких массивных скоплении с удалением от галактического центра.
Обнаружена тенденция уменьшения относительного содержания магния с расстоянием от плоскости Галактики. Показано, что все звезды подсистемы протоднекового гало, то есть генетически связанные с Галактикой, имеют содержание магния выше, чем у основной массы звезд тонкого диска, ([Mg/Fe] > 0.2). Тогда как предположительно аккредитованные звезды демонстрируют очень большой разброс содержаний маг-пля, вплоть до отрицательных значений.
Найдено, что звезды движущейся группы, потерянные шаровым скоплением и Сен, бывшего ранее ядром карликовой галактики, имеют почти одинаковую величину отношения [Mg/Fe] « 0.35 dex при малых метал-лнчностях ([Fe/H] < —1.3). Но затем, при увеличении мсталличпости начиная от этой точки, наблюдается резкое падение относительного содержания магния вплоть до отрицательных величин. Такое поведение очень похоже на ожидаемую зависимость отношения [Mg/Fe] от [Fe/H], получаемую в закрытой модели химической эволюции, что является независимым свидетельством в пользу генетической связи выделенных звезд. Значительно низкое относительное содержание магния в более метал личных звездах этой группы получилось из-за начавшегося в их родительском протогалактическом облаке вспышек SNela, выбросивших в межзвездную среду большое количество атомов железа п понизивших величину [Mg/Fe]. Существенно меньшая, чем в Галактике, металличность точки излома па этой зависимости, говорит о том, что звезды движущейся группы и Сен родились из вещества, в котором скорость звездообразования была значительно ниже, чем в ранней Галактике. Отсюда сде-
лан вывод, что низкое относительное содержание магния в аккрепировап-ных звездах сродней металлпчности обусловлено резкой скоростью звездообразования в их родительском протогалактическом облаке, С другой стороны, приводятся аргументы в пользу того, что малое относительное содержание магния при еще меньшей металлпчности в некоторых аккре-цированных звездах получилось из-за того, что они образовались из вещества, в котором максимальные массы сверхновых II типа были меньше, чем в ранней Галактике. О преимущественном различии масс сверхновых II Типа внутри и вне Галактики говорит также обнаруженный факт, что все аккренпрованные звезды демонстрируют резкое отличие отношения [Eu/Mg] от звезд генетически связанных подсистем Галактики. Показано т^пкже, что максимальная масса предсверхновых SNell в ней со временем увеличивалась одновременно с ростом средней металлпчности.
В заключении перечислены основные результаты и сформулированы выводы диссертации.
В приложении приведены таблицы с основными физическими параметрами для шаровых скоплений и звезд типа RR Лиры поля, а также описание сводного каталога спектроскопических определений содержаний магния в близких звездах, опубликованного в Страсбургском центре звездных данных.
Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:
Боркова Т.В., Марсаков В.А. Подсистемы шаровых скоплений Галактики J'/ 2000, Астрой. Журнал, Т.77, С.750-771
Боркова Т.В., Марсаков В.А. Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры нашей Галактики // 2002, Астрой. Журнал, Т.79, С. 510-525.
Borkova Т.V., Marsakov V.A. Subsystems of the Galactic hah, their structures and composition // 2002, Odessa Astron. Publ., v. 15, p. 52-G0.
4. Боркова T.B., Марсаков В.А. "О дефиците далеких массивных ша-
-' ровых скоплений // 2002, Bull.Spec.Astrophys.Obs. v.54, p.61-G5
5. Borkova T.V., Marsakov Two population among the metal-poor field RR
Lyme stars // 2003, Astron and Astrophys, v. 397, p. 275-284
Боркова Т.В., Ма[)саков В.Л. Звезды внегалактического происхождения в окрестности Солнца // 2004, Рисьма в Лстрон.Жури., Т. 30, р. 173-184.
БорковаТ.В., Марсаков В.Л. Сводный каталог спектроскоїшческих определений содержаний химических элементов в звездах с точными параллаксами. Магний // 2005, Лстрон. Журнал. Т.82, С.453-465
Марсаков В.Л., Боркова Т.В., Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Толстый диск // 2005, Письма в Лстрон. Журн. Т.31, С.577
Каталог спектроскопических определении магния в F-G-звездах
Расстояния до звезд и собственные движения, вычисленные на основе данных из современных массовых высокоточных каталогов как орбитальных (Hipparcos - Tycho), так и наземных (PPM-N, PPM-S, PPM-add). При этом использовались тригонометрические параллаксы с ошибками меньше 25 %, а при отсутствии таковых - опубликованные фотометрические расстояния, определенные на основе uvby/? фотометрии. Для 844 звезд, были вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит на основе модели Лллен и Сантиллан, 1991.
Во второй главе описаны интегральные свойства населений, свидетельствующие о том, что все исследуемые классы объектов не являются однородными. Показано, что каждое население состоит из трех дискретных групп, каждая из которых принадлежит одной из трех подсистем Галактики - толстому диску, "иротоднековому гало" и "аккрецировашюму гало"/Объекты этих подсистем занимают различные объемы пространства Галактики, имеют разный химический состав, разные скорости и возрасты.
Третья глава посвящена исследованию подсистемы толстого диска. Показано, что все исследуемые классы объектов указывают па довольно высокую линейную скорость вращения этой подсистемы па солнечном галактоцентрпческом расстоянии ( 190 км с-1). Характерная толщина толстого диска оказалась примерно 0.G кпк. Одновременно все исследуемые населения демонстрируют высокий отрицательный вертикальный градиент металлпчностп и высокий положительный градиент относительного содержания магния в этой подсистеме. Пи одно из исследуемых населений не обнаруживает радиального градиента металлпчностп, в то время как радиальный градиент относительного содержания магния по звездам ноля получился инверсным, то есть отрицательным, вместо ожидаемого положительного. Показано, что среди звезд с кинематикой толстого диска присутствует значительное количество звезд ( 20%) с содержанием магния и металлнчностьго, характерной для звезд топкого диска. И наоборот, среди звезд с кинематикой топкого диска имеются звезды (?» 9%) с содержанием магния и метал личностью толстого диска. Этот результат опровергает предположение о том, что относительные содержания магния в звездах толстого диска и тонкого диска скачком отличаются друг от друга (см. Furhrmann (1998, 2000). Показано, что звезды толстого диска обнаруживают большее относительное содержание магния при любой металлпчностп, чем звезды тонкого диска. Найдено, что начиная с [Fe/H] : —1.0, в толстом диске все явственней начинает проявляться тенденция к уменьшению относительного содержания магния с увеличением металлпчностп. Л после [Fe/H] ss — 0.G наблюдается внезапное уменьшение среднего содержания магния. Сделан вывод, что начало вспышек первых сверхновых типа 1а наступило при достижении средней металлпчностп межзвездной среды в Галактике [Fe/H] « —1.0. По оно наступило позже начала массового образования звезд is толстом диске, которое произошло еще при [Fe/H] « —1.25. Эти результаты подтверждают вывод о довольно большой продолжительности звездообразования в толстом диске, сделанный в работе (Прочаска и др., 2000) по обнаруженным авторами трендам трех других а-элементов от металлпчностп.
Четвертая глава посвящена исследованию двух сферических подсистем Галактики. Показано, что звезды поля со скоростями меньше критического значения остаточной скорости (Кет 250 км с-1) и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему протодпекового гало. Быстрые звезды поля и скопления с более красными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную подсистему внешнего аккрецпрованного гало примерно в три раза большего размера, чем генетически связанные подсистемы. Большинство звезд этой подсистемы имеет обратное галактическому вращению направление движения.
Обнаружена положительная корреляция между возрастами и массами скоплений, лежащих на галактоцентрпческнх расстояниях больше радиуса солнечной орбиты. Найдено, что на плоскости "скорость диссипации - масса" резко выделяются 10 малометаллпчпых шаровых скоплений аномально малой массы. При этом оказалось, что все они лежат далее 15 кпк от галактического центра, заметно моложе основной группы малометаллпчпых скоплений, обладают аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме "аккрецпрованного гало". Одновременно эти же скопления демонстрируют увеличивающийся дефицит далеких массивных скоплении с удалением от галактического центра.
Обнаружена тенденция уменьшения относительного содержания магния с расстоянием от плоскости Галактики. Показано, что все звезды подсистемы протоднекового гало, то есть генетически связанные с Галактикой, имеют содержание магния выше, чем у основной массы звезд тонкого диска, ([Mg/Fe] 0.2). Тогда как предположительно аккредитованные звезды демонстрируют очень большой разброс содержаний маг-пля, вплоть до отрицательных значений.
Найдено, что звезды движущейся группы, потерянные шаровым скоплением и Сен, бывшего ранее ядром карликовой галактики, имеют почти одинаковую величину отношения [Mg/Fe] « 0.35 dex при малых метал-лнчностях ([Fe/H] —1.3). Но затем, при увеличении мсталличпости начиная от этой точки, наблюдается резкое падение относительного содержания магния вплоть до отрицательных величин. Такое поведение очень похоже на ожидаемую зависимость отношения [Mg/Fe] от [Fe/H], получаемую в закрытой модели химической эволюции, что является независимым свидетельством в пользу генетической связи выделенных звезд. Значительно низкое относительное содержание магния в более метал личных звездах этой группы получилось из-за начавшегося в их родительском протогалактическом облаке вспышек SNela, выбросивших в межзвездную среду большое количество атомов железа п понизивших величину [Mg/Fe]. Существенно меньшая, чем в Галактике, металличность точки излома па этой зависимости, говорит о том, что звезды движущейся группы и Сен родились из вещества, в котором скорость звездообразования была значительно ниже, чем в ранней Галактике.
Критерии разделения на подсистемы звезд типа RR Лиры поля
Буонашю п др. (1998), который конкретнее будет описан далее. Приме-іГгнпе метода AV невозможно для определения возрастов тех скоплений, у которых отсутствует красная часть горизонтальной ветви, поскольку у них отсутствуют переменные RR Лиры и светимость горизонтальной ветви в этом случае трудноопределима. В этой ситуации нам может помочь использование иного метода.
Метод определения возрастов скоплений, основанный на цветовых различиях, называется методом Д (В—V) (см. Рис. 1.4). В сущности, измеряется разность в цвете между точкой поворота главной последовательности, положение которой зависит от возраста и основанием ветви красных гигантов, зависящего от металличности и в очень малой степени от возраста. Основная идея была предложена ВанденБсргом п др. (1990) и более глубже рассмотрена Сараедшш, Демакуе (1990) и Сараедшш (1991). Метод наиболее полезен в сравнении относительных возрастов скоплении с одинаковыми мсталлпчностями.
К интересным результатам оценки возрастов, несколько отличных от тех, которые были получены использованием вышеописанных методов, пришел Буонанно и др. (1998). Он изменил метод AV так, чтобы иегюльзовалнсь легко измеримые параметры точки попорота. Сама точка поворота почти вертикальна для старых скоплении п маленькие неопределенности в величине точки поворота приводят к относительно большим неопределенностям в возрасте. Буоианно и др. (1998) умно использовал нечувствительность метода к звездному покраснению и избежал точку поворота непосредственно. Вместо этого он использовал звездную величину главной последовательности, лежащую на 0.05 mag краснее точки поворота (см. Рис. 1.4). Это обеспечивает хорошую возрастную зависимость, но, к сожалению, относительные возрасты, полученные им, несколько отличаются от тех, которые были получены Рпчером и др. (1996) и довольно сильно для скоплении с синими горизонтальными ветвями из тех, которые взяты у Чабойср и др (1996а). Последнее различие показывает насколько трудно оценить среднюю звездную величину горизонтальной ветви, когда мало звезд заполняют полосу нестабильности.
Таким образом, точность того или иного метода зависит от того, насколько реалистично построены диаграммы цвет-звездная величина, насколько точно выполнены калибровки между точкой поворота и горизонтальной ветвью (или ветвью гигантов). Сам модуль расстояния не может быть определен с точностью выше ± 0,2 mag, что в свою очередь ведет к ошибке в определении возраста порядка 25 %. Если предположить, что возрасты старых шаровых скоплений сравнимы с возрастом Галактики, то, исходя из работ Рензшш (1993) п Чабойср (1995), следует принять оценку возраста (13 - 15) ± 3 Gyr, что хорошо согласуется с работой Г уонанно п др. (1998).
В настоящее время в литературе опубликовано большое количество возрастных данных для шаровых скоплении, определенных различными авторамп. Мы постарались охватить все опубликованные данные начиная с 1985 по 2005 гг. В итоге нами было использовано 125 публикаций, содержащих 650 определений. Принимая во внимание, что для определения возрастов разными авторамп применялись различные методики, использовались разные модули расстоянии и разные теоретические изо-хроны, все источники были сведены в единую шкалу методом наименьших квадратов.
В качестве основной шкалы использовались однородные относительные возрасты для 36 шаровых скоплений из работы Буонаппо и др. (1998), где средний возраст малометаллнчных скоплений принят равным 15 млрд. лет. При этом авторы предложили метод определения возраста по светимости не точки поворота, а светимости соседней точки, отстоящей Eia 0.05 mag от точки поворота. Возрасты были получены на оспорь анализа трех сеток теоретических пзохрон и трех различных моделей приведения цвета к эффективной температуре. К наиболее обширным спискам (Граттон (1985) - 26 ШС, Буонанно и др. (1989) - 19 ШС, Страньеро, Чейффп (1991) - 11 ШС, Сараедшш, Кинг (1989) - 31 ШС, Карпи п др. (1992) - 24 ШС, Чабойер и др (1992а) - 32 ШС, Сандедж (1993) - 24 ШС, Салярпс и др. (1993) - 32 ШС, Сараедшш и др. (1995) -14 ШС, Чабойер, Ким (1995) - 40 ШС, Чабойер и др (1990а) - 43 ШС, Рпчер и др. (1996) - 36 ШС, Салярпс, Вепс (1997) - 25 ШС, ВапденБерг (2000) - 26 ШС, Салярпс, Вепс (2002) - 55 ШС, Д Анжели и др. (2005) -55 ШС) мы добавили работы с меньшим содержанием данных. Это позволило улучшить калибровку за счет увеличения числа скоплений. В единый список объединялись работы при условии, что теоретические изо-упоны у них совпадали с используемыми в основном источнике. В Таблице 1.1 приведены списки, которым добавлены дополнительные источники.
Отметим две работы Граттон (1985) и Буонанно и др. (1989). В обеих работах были использованы одни и те же изохроны (ВапденБерг, Белл (1985)), по Буонанно и др. (1989) использовали уточнения светимости RR Лир. В итоге средний возраст для старых шаровых скоплений Галактики получился 19±3 млрд. лет, и то время как Граттон (1985) дает- 14.6 ± 0.4 млрд.лет. Исходя из этого все дополнительные источники полученные на основе пзохрон ВапденБерг, Белл (1985) нами были отнесены либо к той, либо к другой работ, в зависимости от использованного в работах метода.
Используя изохроны Чабойер и др (1992а), Сараедшш и др. (1995) получили возрасты для 14 шаровых скоплений и использовали при этом различия между горизонтальной ветвью и ветвью красных гигантов и провели исследования для шаровых скоплений с красными горизонтальными ветвями. Сараедшш, Кинг (1989) в свое время провели подобный анализ, используя изохроны Грин и др. (1987), но для шаровых скоплении с голубыми горизонтальными ветвями. В обеих работах использовались Йельскне изохроны, при этом Чабойер и др (1992а) улучшили эволюционные треки Грпн и др. (1987) за счет учета эффекта микроскопической диффузии гелия, при этом цветовые сетки остались прежними. Координаты точки поворота из пзохрон были комбинированы с теоретической звездной величиной переменных типа RR Лиры. На основе схожести пзохрон ц методов мы объединил и обе эти шкалы в одну.
Связь содержания магния с элементами орбит в толстом диске
Знание типов ядерных реакции синтеза различных элементов позволяет составить качественную картину изменения химического состава межзвездной среды за время жизни Галактики.
В реакциях первичного синтеза и в результате взаимодействия первичного вещества с космическими лучами были образованы лишь наиболее простые элементы во Вселенной - водород, гелий, литии, бериллий, боі . Все остальные элементы были синтезированы в звездах в процессе ядерных реакций на разных стадиях эволюции звезд с последующим выбросом синтезируемого вещества в межзвездную среду, перемешиванием его с межзвездным веществом, образованием новых поколении звезд и т.д. Разные элементы образуются в различных типах термоядерных реакции, которые могут протекать только при определенных условиях и поэтому связаны с определенными типами звезд.
После выгорания водорода ядро звезды сжимается, центральная температура возрастает, начинается горение гелия, В реакциях горения гелия образуются ядра 12С и 1G0. При горении углерода и кислорода в процессах с участием а-частиц (а-процесс) образуются элементы с четным числом протонов (Ne, Mg, S, Аг, Са, Ті). Горение С-О смеси требует очень высоких температур и наиболее вероятное место синтеза этих элементов - слоевой источник у предсворхновой II типа.
Элементы группы железа образуются в основном при взрывном горении вырожденного С-0 ядра у звезд с М = 4 — SMQ. Это явление наблюдается как вспышка Сверхновой I типа (SNI). Элементы тяжелее "Г лсза синтезируются в процессах нейтронных захватов.
В звездах первого поколения практически не было элементов тяжелее гелия. Проэволюцнонировавпше и закончившие жизнь вспышкой сверхновой SNII эти звезды выбросили в межзвездную среду первые тяжелые элементы, образовавшиеся в их ядрах. Межзвездная среда обогащалась элементами, синтезированными только при взрывах Сверхновых II типа: элементами а-процесса, элементами группы железа и некоторыми элементами г-нроцесса. Но большая часть галактического железа образовалась в более позднюю эпоху, когда проэволюцпоннровали звезды меньших масс (М = 4 — 8М0). В эту эпоху темпы производства железа были значительно выше, чем элементов а-процесса и г-процесса, Еше позднее, после завершения эволюции звезд с массами М = 2 — 4Л/0 в межзвездной среде появились тяжелые элементы, синтезированные в s-процессе.
Основным источником информации о химическом составе межзвездной среды на разных стадиях эволюции Галактики является химический состав звезд. Особый интерес представляют маломассивные звезды (М І-A/Q), которые медленно эволюционируют, поэтому среди них могут быть обнаружены как очень старые объекты, возраст которых сравним с возрастом Галактики, так и звезды, сформировавшиеся в более поздние эпохи. С другой стороны, даже наиболее старые объекты, если их масса меньше солнечной, все еще находятся на стадии горения водорода в ядре, когда продукты термоядерного синтеза не выносятся на поверхность и, следовательно, химический состав атмосфер отражает химический состав межзвездной среды, из которой они сформировались.
Полезную информацию о временной шкале формирования различных типов галактического звездного населения, о скорости звездообразования п начальной функции масс дает анализ отношений элементов типа [El/Fc] = \о(єЕі/єрс) — ІО(ЄЕІ, ?)/ЄРС,О) У звезд разного возраста. Здесь отношение содержаний у звезды берутся относительно соответствующих солнечных величин. При сравнении теоретических моделей химической эволюции Галактики наблюдателями обычно используются результаты определении содержаний, полученные разными авторами для разных выборок звезд по [Fe/H]. При этом наблюдательная зависимость [X/Fc] — [Fe/H] должна быть построена на как можно более широком интервале металличности. Звезды с большим дефицитом металлов ([Fe/H] —1.0) принадлежат, как правило, гало Галактики и находятся на значительных расстояниях от Солнца. Так как эти звезды слабы, то часто наблюдения проводят для звезд большей светимости, то есть для гигантов и сверхгигантов. В отличии от карликов эти звезды могли изменить свой первоначальный хп-і лческпії состав в процессе эволюции. Таким образом, рассматриваются результаты, определенные как для карликов, так и для гигантов. Кроме того, при изучении химического состава часто параметры атмосферы звезды определяются разными исследователями различными методами. Все это может приводить к большому разбросу содержаний элементов [X/Fe] на одной металличности, что, в свою очередь, будет вносить неопределенность в теоретическую интерпретацию наблюдательной зависимости [X/Fe] — [Fe/H].
В данной работе исследуется элемент, синтезируемый в а-процессе-магний. Для этой цели нами был составлен однородный каталог сведенных в единую шкалу по возможности всех опубликованных относительных содержаний магния для карликов и субгпгантов околосолнечной окрестности. На основе аккуратных параллаксов, собственных движений и лучевых скоростей вычислены для них компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит. Этот каталог дает возможность составить выборки для исследования различных подсистем не только существенно большего объема, но и в значительной мере лишенные искусственной селекции.
Опубликованные величины содержаний одного и того же химического элемента в данной звезде даже при одинаково высоком качестве обрабатываемых спектров у разных авторов часто весьма заметно отличаются друг от друга. Поскольку извлечение из спектров необходимой информации основывается только на наших представлениях о строении атмосфер звезд, а они, в свою очередь, формируются на основе обычного итерационного процесса, неудивительно, что разные школы специалистов придерживаются несколько различающихся теоретических моделей атмосфер г- езд и разгшвают разные методики обработки спектров и методы их теоретического анализа. В ряде ведущих научных центров рассмотрение формирования спектральных линии ведется при отказе от предположения о локальном термодинамическом равновесии. Действительно, анализ не-ЛТР эффектов всегда необходим при определении содержаний химических элементов. Однако в атмосферах звезд-карлпков предположение ЛТР оказывается все же оправданным из-за большой концентрации частиц, которые столкновениями приводят к населенности уровнен атомов в состояние равновесия. В частности, детальные расчеты показали, что для магния не-ЛТР поправки в F-G-карликах и субгигаптах малы и не превышают 0.1 dex, то есть находятся в пределах внутренней точности определений содержания Мд (Шиманская и др. (2000)).
Связь физических параметров шаровых скоплений с расстоянием и возрастом
Компоненты полной пространственной скорости (U,V,W) относительно Солнца были вычислены для 850 звезд, имеющих расстояния, собственные движения и лучевые скорости, где компонента U направлена на аи-тпцентр Галактики, V - в сторону вращения Галактики, a W - к северному галактическому полюсу. Основной вклад в ошибки пространственных скоростей вносят ошибки в расстояниях, а не ошибки в тангенциальных п лучевых скоростях. При средних ошибках в расстояниях в 15% п среднем расстоянии от Солнца звезд нашей выборки « СО пк средняя ошибка в компонентах пространственных скоростей составит ±2 км с-1.
В работе принято расстояние от Солнца до центра Галактики равное 8.5 кпк, скорость вращения Галактики на солнечном галактоцентрпче-ском расстоянии 220 км/с п скорость Солнца относительно локального центроида (ЦэЛ оИ о) — ( — 11,14,7.5) км е-1 (Ратнатунга и др. (1989)). При таких предположениях вычислены компоненты пространственных скоростей в цилиндрической системе координат (в, П, W) и полные остаточные скорости звезд относительно локального центроида Солнца V0CT.
Элементы галактических орбит вычислены для полных 30 оборотов L-гезды вокруг галактического центра с использованием метода Рунге-Кутта 5-го порядка на основе многокомпонентной модели Галактики, содержащей диск, балдж и протяженное массивное гало ю работы Аллеи, Сантнллан (1991).
Описание каталога приведено в приложении (Приложение В). Сам каталог находится только в электронном виде по адресу: http://cdsweb.n-strasbg.fr/cats/J.AZh.htx.
Все опубликованные каталоги можно условно разделить па две группы по принципу отбора звезд для спектроскопических определений содержаний в них различных химических элементов. В первую группу попадают выборки, звезды которых отобраны по предельной видимой звездной величине. Поскольку Солнце находится вблизи галактической плоскости, такие выборки содержат в основном звезды дисковых подсистем и очень мало звезд гало (то есть малой метал личности). Поэтому для спектральных наблюдений объектов подсистем гало приходится проводить предварительный отбор малометалличпых звезд по фотометрическим данным. В итоге предельная видимая звездная величина таким образом отобранных звезд оказывается заметно больше. Этот факт хорошо иллюстрирует диаграмма [Fe/H] — Vm, построенная по звездам нашей выборки (см. Рис. 1.13а). Видно, что почти все звезды с [Fe/H] — 1.0 оказались ярче V к; 9?", тогда как основная масса менее металлпчных звезд наоборот -слабее. При этом звезды обеих групп довольно равномерно заполняют все небо с некоторой вполне естественной концентрацией более металлпчных звезд к плоскости Галактики (см. Рис. 1.136). Эту наблюдательную селекцию следует иметь в виду при оценке относительной численности звезд разной металличноети в окрестности Солнца.
На основе компилятивного каталога измеряемых характеристик шаровых скоплений Галактики Харрпса (199С) (с привлечением других источников) был составлен сводный каталог фундаментальных параметров для 150 шаровых скоплений Галактики. Для данной работы мы нересчп тали параметры на основе обновленной версии каталога Харрпеа (1996), составленной на февраль 2003 г., где наибольшей ревизии подверглись расстояния и светимости скоплений внутренней области Галактики. Для 41 шарового скопления элементы галактических орбит были взяты из работ Дпнсску и др. (1999, 2000, 2001). Возрасты для 89 шаровых скоплении были определены с использованием двухступенчатой итерационной процедуры, которая присваивает меньший вес определениям, сильно отклоняющимся от предварительного среднего. В качестве основной шкалы были использованы однородные относительные возрасты из работы Буонашю и др. (1998), где средний возраст малометаллнчных скоплений принят равным 15 млрд.лет. Всего было использовано 125 источников и 650 индивидуальных определении возрастов. При этом внутренняя точность в нашем списке получилась равной а = 0.73 млрд. лет.
По опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движении, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 262 переменных звезд типа RR Лиры околосолнечной окрестности. Обилия тяжелых элементов использованы из рабты Лейден (1994), где данные величины получены по отношениям интенсивности К Call к бальмеровским линиям водорода Н$, Нр (аналог пндоска Престона AS) и сведены к шкале Зшш, Вест (1984). Типичная ошибка индивидуального определения [l e/Н] равна 0.15 4- 0.20 dex. К этим данным были добавлены несколько ярких звезд, не попавших в работу Лейден (1994), с метал-лпчностямп, вычисленными по опубликованным индексам AS в работе Лейден и др.(199б). Собственные движения и лучевые скорости были использованы из работы Дамбис, Расторгуев (2001). Авторы этой работы использовали собственные движения из каталогов Hipparcos, PPM, NPM1 и четырехмиллпошюго каталога звезд (Волков и др. (1992)). Лучевые скорости Дамбис и Расторгуев (2001) использовали главным образом из работы Ферней и др. (1998), Солоно и др. (1997). Нами была принята фотометрическая шкала расстояний My = 0.2G[Fe/#] + 1.17 (Дамбис, Расторгуев (2001)). Принимая полные остаточные скорости Солнца относительно локального центроида (UQ1VQ,\VQ)= ( — 11,14,7.5) (Ратнатунга п др. (1989)) были вычислены компоненты пространственных скоростей ([/, V, И7), где U - направлена на атнцентр Галактики, V -в сторону вращения Галактики, И7 - к северному галактическому полюсу. Также; были вычислены компоненты пространственных скоростей в ни
,т чндрической системе координат (0,П,Ил) и полные остаточные скорости относительно локального центроида Солнца (VaCT). Для определения орбитальных параметров была использована модель Галактики из работы Аллеи, Сантпллан (1991), состоящая из сферического балджа, диска н массивного протяженного гало. Элементы орбит вычислялись для полных 30 оборотов вокруг центра Галактики с использованием метода Рунге-Кутта 5-го порядка.
